Las isocronas (del griego ἴσος - "igual" y χρόνος - "tiempo") en astronomía son curvas teóricas en el diagrama de Hertzsprung-Russell que conectan las posiciones de estrellas de la misma edad y composición química, pero de diferente masa. En los diagramas de Hertzsprung-Russell observados, por ejemplo, para cúmulos de estrellas , las estrellas suelen alinearse a lo largo de ciertas isócronas. Las isócronas de los cúmulos estelares se pueden utilizar para determinar los parámetros del cúmulo, como la edad y la metalicidad .
El diagrama de Hertzsprung-Russell marca las estrellas según su luminosidad y temperatura, o sus equivalentes, como la magnitud absoluta y el índice de color [1] [2] .
El modelo más simple de la población estelar desde el punto de vista de la evolución asume que las estrellas en ella se formaron al mismo tiempo a partir de la misma sustancia y difieren solo en la masa. Dado que las estrellas de diferentes masas evolucionan a ritmos diferentes, a la misma edad estarán en diferentes etapas evolutivas, y en el diagrama de Hertzsprung-Russell se alinearán a lo largo de la curva, que se llama isócrona : del griego. ισο - "igual" y χρονος - "tiempo" [3] [4] . Este modelo, a pesar de su simplicidad, describe bien los cúmulos de estrellas : en los diagramas para ellos, la mayoría de las veces las estrellas en realidad están ubicadas a lo largo de isócronas [5] .
Las partes de la isócrona se nombran según la etapa evolutiva de las estrellas que se encuentran en ella. Cuanto más masiva es la estrella, más rápido evoluciona y, por regla general, más brillante es [6] . Así, en su parte superior, las isócronas se apartan de la secuencia principal , mientras que en su parte inferior coinciden con ella. El lugar donde termina la secuencia principal y entra en la región de etapas posteriores de evolución se denomina punto de inflexión . Más estrictamente, un punto de inflexión se define como la ubicación donde la isócrona pasa verticalmente [7] [8] . En este caso, para isócronas de edad joven, puede notarse una desviación de la parte inferior de la secuencia principal: esto se debe a que las estrellas jóvenes de baja masa aún no tienen tiempo de alcanzar la secuencia principal [9] [ 10] .
Cuanto más antigua es la isocrona, más abajo ya la derecha se encuentra su punto de inflexión, ya que con el tiempo, cada vez menos estrellas masivas tienen tiempo de abandonar la secuencia principal. A la misma edad, las isocronas de poblaciones estelares con diferentes metalicidades también se ven diferentes: a metalicidades más altas, las isocronas se desplazan completamente hacia la derecha y hacia abajo [11] [12] .
Isocronas de vejez: de 8 a 19 mil millones de años
Isocronas de 10 mil millones de años con diferentes metalicidades : −4 a 0, de izquierda a derecha
Huellas evolutivas de protoestrellas de diferentes masas antes de entrar en la secuencia principal (azul) y sus isócronas (marcadas en diferentes colores)
El análisis del diagrama de Hertzsprung-Russell observado, por ejemplo, para un cúmulo estelar y su comparación con isócronas calculadas teóricamente permite determinar su edad y metalicidad , así como la distancia a él [13] .
Para calcular la isocrona con ciertos parámetros, es necesario elegir la composición química inicial de las estrellas. Por ejemplo, si se modelan las estrellas de un determinado cúmulo , la abundancia de elementos pesados se puede determinar a partir de la intensidad de las líneas espectrales de los elementos correspondientes. Para modelos de estrellas con diferentes masas, se puede calcular su posición en la secuencia principal inicial y luego, resolviendo las ecuaciones de estructura estelar para ellas , determinar los parámetros del modelo para cualquier edad. Trazando las luminosidades y colores de cada modelo de estrella en un diagrama de Hertzsprung-Russell, se puede obtener una isócrona de la edad requerida. Si la edad de la isocrona y la composición química en el modelo corresponden a la edad y composición química del cúmulo estelar, y los modelos físicos de las estrellas en sí son adecuados, entonces la isocrona estará cerca de la distribución de estrellas observada en el grupo en el diagrama. Así, la comparación de isócronas con observaciones reales también permite comprobar qué tan bien los modelos describen los parámetros físicos de las estrellas [14] .