En la evolución estelar, una isócrona es una curva en el diagrama de Hertzsprung-Russell , que representa una población de estrellas de la misma edad pero con diferente masa. [1]
El diagrama de Hertzsprung-Russell representa gráficamente la luminosidad de una estrella en función de su temperatura o, equivalentemente, de su color. Las estrellas cambian de posición en el diagrama HR a lo largo de su vida. Las estrellas recién nacidas de masa baja o intermedia nacen frías pero extremadamente luminosas. Se contraen y se atenúan a lo largo de la trayectoria de Hayashi , disminuyendo su luminosidad pero manteniéndose aproximadamente a la misma temperatura, hasta llegar a la secuencia principal directamente o pasando por la trayectoria de Henyey . Las estrellas evolucionan con relativa lentitud a lo largo de la secuencia principal a medida que fusionan hidrógeno y, después de la gran mayoría de su vida útil, todas las estrellas, excepto las menos masivas, se convierten en gigantes. Luego evolucionan rápidamente hacia sus puntos finales estelares: enanas blancas, estrellas de neutrones o agujeros negros.
Las isócronas se pueden utilizar para datar cúmulos abiertos porque todos sus miembros tienen aproximadamente la misma edad. [2] Uno de los primeros usos de un método de isócronas para datar un cúmulo abierto fue por Demarque y Larson en 1963. [3] Si se conoce la función de masa inicial del cúmulo abierto, las isócronas se pueden calcular a cualquier edad tomando cada estrella en la población inicial, utilizando simulaciones numéricas para evolucionarla hacia adelante hasta la edad deseada y trazando la luminosidad y la magnitud de la estrella en el diagrama HR. [4] La curva resultante es una isócrona, que se puede comparar con el diagrama de color-magnitud observacional para determinar qué tan bien coinciden. Si coinciden bien, la edad asumida de la isócrona es cercana a la edad real del cúmulo.