Izocronii (din alt grecesc ἴσος - „egal” și χρόνος - „timp”) în astronomie sunt curbe teoretice pe diagrama Hertzsprung-Russell care leagă pozițiile stelelor de aceeași vârstă și compoziție chimică, dar de mase diferite. În diagramele Hertzsprung-Russell observate, de exemplu, pentru grupurile de stele , stelele se aliniază de obicei de-a lungul anumitor izocroni. Izocronii pentru clusterele stelare pot fi utilizați pentru a determina parametrii clusterului, cum ar fi vârsta și metalitatea .
Diagrama Hertzsprung-Russell marchează stelele în funcție de luminozitatea și temperatura lor, sau echivalentele lor, cum ar fi magnitudinea absolută și indicele de culoare [1] [2] .
Cel mai simplu model al populației stelare din punct de vedere al evoluției presupune că stelele din ea s-au format în același timp din aceeași substanță și diferă doar în masă. Deoarece stelele de mase diferite evoluează cu ritmuri diferite, atunci la aceeași vârstă se vor afla în stadii evolutive diferite, iar pe diagrama Hertzsprung-Russell se vor alinia de-a lungul curbei, care se numește izocrona : din greacă. ισο - „egal” și χρονος - „timp” [3] [4] . Acest model, în ciuda simplității sale, descrie bine grupurile de stele : în diagramele pentru ele, cel mai adesea stelele se dovedesc a fi situate de fapt de-a lungul izocronelor [5] .
Părțile izocronului sunt denumite în funcție de stadiul evolutiv al stelelor care se află în el. Cu cât steaua este mai masivă, cu atât evoluează mai repede și, de regulă, cu atât este mai strălucitoare [6] . Astfel, în partea lor superioară, izocronele se îndepărtează de secvența principală , în timp ce în partea inferioară coincid cu aceasta. Locul în care secvența principală se termină și intră în regiunea etapelor ulterioare ale evoluției se numește punctul de cotitură . Mai strict, un punct de cotitură este definit ca locația în care izocrona trece vertical [7] [8] . În acest caz, pentru izocronii de vârstă fragedă, se poate observa o abatere a părții inferioare de la secvența principală: acest lucru se datorează faptului că stelele tinere de masă mică nu au încă timp să ajungă la secvența principală [9] [ 10] .
Cu cât este mai veche izocrona, cu atât mai jos și la dreapta este punctul său de cotitură, deoarece în timp, stelele din ce în ce mai puțin masive au timp să părăsească secvența principală. La aceeași vârstă, izocronele populațiilor stelare cu metalități diferite arată și ele diferit: la metalități mai mari, izocronele se deplasează în întregime spre dreapta și în jos [11] [12] .
Izocronii bătrâneții: de la 8 la 19 miliarde de ani
Izocrone de 10 miliarde de ani cu diferite metalități : -4 la 0, de la stânga la dreapta
Urme evolutive ale protostelelor de diferite mase înainte de a intra în secvența principală (albastru) și izocronele lor (marcate în culori diferite)
Analiza diagramei Hertzsprung-Russell observate, de exemplu, pentru un grup de stele și compararea acestuia cu izocronii calculate teoretic face posibilă determinarea vârstei și metalității acestuia , precum și distanța până la acesta [13] .
Pentru a calcula izocrona cu anumiți parametri, este necesar să alegeți compoziția chimică inițială a stelelor. De exemplu, dacă sunt modelate stelele unui anumit cluster , atunci abundența elementelor grele poate fi determinată din intensitatea liniilor spectrale ale elementelor corespunzătoare. Pentru modelele de stele cu mase diferite, se poate calcula poziția lor pe secvența principală inițială și apoi, rezolvând ecuațiile structurii stelare pentru ele , se pot determina parametrii modelului pentru orice vârstă. Prin trasarea luminozităților și culorilor fiecărui model de stele pe o diagramă Hertzsprung-Russell, se poate obține o izocronă a vârstei necesare. Dacă vârsta izocronei și compoziția chimică din model corespund vârstei și compoziției chimice a clusterului de stele, iar modelele fizice ale stelelor în sine sunt adecvate, atunci izocrona va fi apropiată de distribuția stelelor observate în grupare în diagramă. Astfel, compararea izocronelor cu observațiile reale face, de asemenea, posibil să se verifice cât de bine modelele descriu parametrii fizici ai stelelor [14] .