第22章恒星の青年期から老年期までStars from Adolescence to Old Age

In the previous section, we indicated that open clusters are younger than globular clusters, and associations are typically even younger. In this section, we will show how we determine the ages of these star clusters. The key observation is that the stars in these different types of clusters are found in different places in the H–R diagram, and we can use their locations in the diagram in combination with theoretical calculations to estimate how long they have lived.

前の節では、散開星団は球状星団より若く、アソシエーションは普通さらに若いと述べた。この節では、それらの星の集団の年齢をどう求めるかを示す。鍵となる観測事実は、集団の種類によって、星がHR図の異なる場所に見つかることである。図上の位置と理論計算を組み合わせれば、どれほど長く生きてきたかを見積もれる。

What does theory predict for the H–R diagram of a cluster whose stars have recently condensed from an interstellar cloud? Remember that at every stage of evolution, massive stars evolve more quickly than their lower-mass counterparts. After a few million years (“recently” for astronomers), the most massive stars should have completed their contraction phase and be on the main sequence, while the less massive ones should be off to the right, still on their way to the main sequence. These ideas are illustrated in Figure 22.8, which shows the H–R diagram calculated by R. Kippenhahn and his associates at Munich University for a hypothetical cluster with an age of 3 million years.

星々が星間雲から最近凝縮した星団では、HR図はどんな形になると理論は予測するだろうか。どの段階でも、重い星は軽い星より速く進化することを思い出してほしい。数百万年後、天文学者には「最近」であるが、最も大質量の星は収縮を終えて主系列にいるはずである。一方、それより軽い星は、まだ主系列へ向かう途中で、その右側にいるはずである。図22.8は、ミュンヘン大学のR.キッペンハーンと共同研究者が計算した、年齢300万年の仮想星団のHR図で、この考えを示す。

There are real star clusters that fit this description. The first to be studied (in about 1950) was NGC 2264, which is still associated with the region of gas and dust from which it was born (Figure 22.9).

この説明に当てはまる星団は、実際にある。最初に研究されたのは、1950年ごろのNGC 2264だった。今も、生まれた元のガスと塵の領域を伴っている（図22.9）。

The NGC 2264 cluster’s H–R diagram is shown in Figure 22.10. The cluster in the middle of the Orion Nebula (shown in Figure 21.4 and Figure 21.5) is in a similar stage of evolution.

NGC 2264のHR図を図22.10に示す。オリオン大星雲の中央の星団も、似た進化段階にある（図21.4、図21.5）。

As clusters get older, their H–R diagrams begin to change. After a short time (less than a million years after they reach the main sequence), the most massive stars use up the hydrogen in their cores and evolve off the main sequence to become red giants and supergiants. As more time passes, stars of lower mass begin to leave the main sequence and make their way to the upper right of the H–R diagram.

星団が年を取ると、HR図は変わり始める。最も重い恒星は、主系列に達してから100万年未満という短い時間で、中心核の水素を使い果たし、主系列を離れて赤色巨星や超巨星になる。さらに時間がたつと、より軽い星も主系列を離れ、HR図の右上へ進み始める。

Figure 22.11 is a photograph of NGC 3293, a cluster that is about 10 million years old. The dense clouds of gas and dust are gone. One massive star has evolved to become a red giant and stands out as an especially bright orange member of the cluster.

図22.11は、年齢約1000万年の星団NGC 3293の写真である。濃いガスと塵の雲はなくなっている。一つの大質量星が赤色巨星へ進化し、ひときわ明るいオレンジ色のメンバーとして目立っている。

Figure 22.12 shows the H–R diagram of the open cluster M41, which is roughly 100 million years old; by this time, a significant number of stars have moved off to the right and become red giants. Note the gap that appears in this H–R diagram between the stars near the main sequence and the red giants. A gap does not necessarily imply that stars avoid a region of certain temperatures and luminosities. In this case, it simply represents a domain of temperature and luminosity through which stars evolve very quickly. We see a gap for M41 because at this particular moment, we have not caught a star in the process of scurrying across this part of the diagram.

図22.12は、約1億歳の散開星団M41のHR図である。このころには、かなりの数の星が右へ移動し、赤色巨星になっている。主系列の近くの星と赤色巨星の間に、空白があることに注目しよう。空白があるからといって、星がその温度と光度の領域を避けるとは限らない。この場合は、星が非常に速く進化して通過する領域を表すだけである。M41に空白が見えるのは、ちょうど今、この図の部分を急いで横切っている星を捉えていないためである。