Tenía mucha curiosidad por obtener una respuesta a esta pregunta. Después de investigar un poco en la red y en revistas, finalmente lo conseguí.
Definir la edad de una estrella ha sido un desafío continuo dentro de la astronomía y la astrofísica, pero tiene una gran importancia ya que nos permite establecer el estudio de la evolución de la galaxia de la Vía Láctea y comprender la evolución estelar y la evolución del cúmulo estelar. La única edad estelar fundamental que tenemos es la del Sol, que se deriva de la datación radiactiva de los meteoritos. Hay muchas técnicas disponibles hoy en día que permiten la datación estelar de la edad, todas las cuales dependen en gran medida de modelos o calibración relativa empírica. Uno de los métodos más utilizados por los astrónomos hoy en día es el ajuste de la edad estelar única o el ajuste del modelo de isócronas.
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Como se señaló, la única edad fundamental en la astrofísica estelar es la del Sol, basada en la medición de abundancias y productos secundarios de nucleidos radiactivos en material meteorítico. Se pueden medir abundancias de nucleidos similares en los espectros de las estrellas, pero sin un conocimiento completo de todos los nucleidos involucrados, se deben hacer algunas suposiciones críticas. Esos supuestos parecen ser razonables en términos teóricos y prácticos, lo que lleva a la primera técnica semi-fundamental, la nucleocosmocronometría.
Nucleocosmocronometría: la capacidad de detectar y medir Th y U en estrellas pobres en metales ha hecho que la nucleocosmocronometría sea particularmente atractiva para estudiar estrellas formadas en las primeras épocas de la Galaxia y los procesos que las han enriquecido. Estas estrellas generalmente están demasiado lejos para medir paralaje que podrían conducir a determinaciones de luminosidad y colocación de isocronas, pero son convincentes para comprender las escalas de tiempo de la nucleosíntesis en la galaxia temprana y para comparar lo que creemos que son las estrellas más antiguas con las edades de cúmulos globulares.
La nucleocosmocronometría deriva las edades estelares al medir la descomposición de los isótopos de larga vida. Se busca un isótopo con una vida media comparable a la edad del objeto en estudio para que quede una cantidad medible; el isótopo debe ofrecer características detectables; y la abundancia del elemento debe estar dominada por ese isótopo. La descomposición de estos isótopos implica procesos físicos completamente entendidos. Sin embargo, se debe suponer una abundancia inicial para los elementos porque no se puede medir directamente. Esto se hace normalmente escalando de otras abundancias del proceso r y asumiendo proporciones de producción de los elementos que se están midiendo. Sigue habiendo una incertidumbre significativa en estos pasos. Los cálculos diferentes pueden conducir a relaciones de producción que difieren en casi un factor de dos.
Ajuste del modelo de Isochrones:
Los astrónomos harán un modelo, aplicando todas las leyes físicas aplicables, como las leyes de los gases ideales, la gravedad y similares. Los modelos pueden ser enviados rápidamente a cualquier punto en el tiempo, y luego verificados contra observaciones y refinados.
Comencemos por echar un vistazo a una isócrona básica. La imagen de arriba muestra un diagrama HR típico con estrellas azules calientes a la izquierda y estrellas rojas frías a la derecha. Yendo en diagonal desde la parte superior izquierda a la inferior derecha, podemos ver una gran sección de la secuencia principal. A partir de eso hay tres senderos que representan la distribución de estrellas después de 10 ^ 8, 10 ^ 9 y 10 ^ 10 años. Lo que aprendemos de esto es que, a medida que este conglomerado de estrellas envejece, las estrellas se “despegarán” de la secuencia principal, comenzando con las estrellas masivas en la esquina superior izquierda. La desactivación se abrirá camino hacia abajo en la secuencia principal con el camino que toma desde allí cambiando a medida que lo hace.
Eso está muy bien, por supuesto, pero ahora ¿cómo probar este aspecto de los modelos? Para aplicar algunos datos a estos, necesitamos una gran cantidad de estrellas que se formaron casi al mismo tiempo, pero en una variedad de masas diferentes. Afortunadamente, la naturaleza ofrece una oportunidad maravillosa para encontrar exactamente esas cosas: grupos.
Los cúmulos se forman a partir de una sola nube, por lo que la composición química es la misma para todas las estrellas involucradas. La formación ocurre relativamente rápido en escalas de tiempo astronómicas, por lo que ahora tenemos todo lo que necesitamos para poder ver si los modelos pueden reproducir con precisión la forma observada que crea la naturaleza.
