Bolclusters

Bolcluster zijn zeer rijke, ruwweg sferisch symmetrische sterclusters van 100,000 tot 1,000,000 sterren, binnen een volume met een karakteristieke straal van rond de 20-50 parsec. Ze hebben een zeer hoge sterdichtheid, in het centrum vaak meer dan 10,000 maal de sterdichtheid in de nabijheid van de Zon, van 100 tot meer dan 10,000 sterren per pc3.

De sterren in de bolcluster worden bij elkaar gehouden en bewegen door de onderlinge zwaartekracht. Dynamisch zijn het zeer stabiele objecten. De bekende bolclusters hebben een zodanige massa en baan in de Melkweg dat ze stabiel zijn tegen disruptie door andere onderdelen van de Melkweg. Het feit dat hun oppervlaktedichtheid afkapt bij een eindige straal wordt bepaald door de getijde werking van de Melkweg potentiaal, en de clusters dichter bij het centrum van de Melkweg zijn dan ook kleiner.


The Globular Cluster NGC 6993

Bolclusters zijn vaak zeer oud, en ze vormen de helderste overblijfselen uit de vormingstijd van de Melkweg. Hun sterpopulatie bestaat uit oude, rode sterren met een laag gehalte aan zware chemische elementen (laag
``metaalgehalte''
). Ze vertonen een geringe spreiding in leeftijd, alle zijn ouder dan 10 miljard jaar, de meesten rond 13 miljard jaar. Zo oud, dat ze een tijd het probleem gaven ouder te lijken dan de schatting van de leeftijd van Heelal. De spreiding in massa en helderheid, centrale concentratie, chemische samenstelling en baan in de halo van de Melkweg is echter wel aanzienlijk.

Door hun grote helderheid kunnen we bolclusters waarnemen tot op zeer grote afstanden. Dit is een van de factoren die hen zo nuttig maakt in het kader van onderzoek naar de structuur van de Melkweg. We kennen zo'n 154 bolclusters in de halo van onze Melkweg, die meestal op zeer eccentrische banen bewegen die hen tot ver buiten het binnengebied (~ 10 kpc) brengt. Bij elkaar vertegenwoordigen deze clusters zo'n 1/100e van de totale massa aan sterren in de galactische halo. Andere sterrenstelsels hebben eveneens systemen van bolclusters. Sommige stelsels, zoals M87, bevatten zelfs enkele duizenden bolclusters.


































Omega Centauri:
the most massive Milky Way globular


Left: overview Omega Cen (NGC 5139), containing over 5 million stars; Right: HST image of center Omega Centauri, with individual stars resolved. Visible are many faint yellow-white stars that are smaller than our Sun, several yellow-orange stars that are Red Giants, and an occasional blue star. credit: Adrienne Cool (SFSU) et al., Hubble Heritage Team (STScI/AURA), NASA


De helderste en meest massieve bolcluster van onze Melkweg is Omega Centauri (NGC 5139), die meer dan 5 miljoen MO bevat. Dit is meer dan tien maal zwaarder dan enige van de andere Galactische bolclusters.



Men kan zeer goed de leeftijd van een bolcluster bepalen, aan de hand van zijn Hertzsprung-Russell diagram. Voor een individuele ster is zoiets welhaast onmogelijk. Maar als je er vele duizenden hebt, krijg je een goede dwarsdoorsnede door de "bevolking". Daar sterren in een cluster alle op bijna dezelfde tijd zijn ontstaan kun je goed begrijpen, aan de hand van de kennis van de sterevolutie van sterren, hoe zo'n totale bevolking in de tijd evolueert. Massieve sterren evolueren sneller dan de lichtere, en je ziet dus het HR diagram geleidelijk aan veranderen. De lichtste blijven lange tijd op de hoofdreeks, ze kunnen lang teren op hun waterstofvoorraad, maar de zwaardere exemplaren verlaten al heel snel de hoofdreeks.


HR diagrams of typical globular clusters

Hierboven staan naast elkaar twee typische HR diagrammen voor bolclusters. Het valt direct op dat het zeer oude sterpopulaties moeten zijn door de aanwezigheid en locatie van een aantal karakteristieke concentraties. Het is typisch voor bolclusters dat je er in feite alle evolutiestadia van sterren in terug vindt. Die zijn te identificeren met karakteristieke evolutiestadia van sterren:

Door deze diagrammen te vergelijken met de theorie van sterevolutie kan men leeftijd, chemische samenstelling en afstand van een bolcluster bepalen.

Referentie: HR diagram isochrones



Dus door na te gaan hoe het HR diagram geleidelijk aan verandert in de tijd kun je aan de hand van je sterevolutie modellen zogenaamde Isochronen opstellen. Dit zijn theoretische lijnen voor een gehele sterpopulatie die op hetzelfde moment zijn gevormd en vervolgens evolueren. De precieze verloop van zo'n isochroon wordt bepaald door voornamelijk twee factoren

Een voorbeeld van deze effecten op de isochronen kan men hieronder zien:

Isochrones for a globular cluster,
(left) curves for different ages: 14, 16 & 17 Gyr
(right) curves for different ages (colours), and each for different metallicity




Referenties:

Open Clusters
HR diagram isochrones
Sterpopulaties