Einfžhrung i n die Astrophysik Teil 1

3.4. STERNENTWICKLUNG 197
Viele davon befinden sich in einem der ältesten, teleskopgestützten astronomischen Kataloge, dem Katalog
von Messier und tragen die Bezeichnung M. Wichtige Beispiele für die Altersbestimmung mit
Kugelsternhaufen sind M3, M4, M13, M15, M53 und M92 (letzterer der bisher älteste).
Es kommen aber immer neue, weit entfernte (leuchtschwache) hinzu, zur Zeit sind 150 katalogisiert.
Die Kugelsternhaufen definieren den Schwerpunkt der Galaxis und enthalten 10 5 bis 10 7 (massearme)
Sterne. Die Kugelsternhaufen haben typisch Radien von 30 pc. Man erhält daraus
15 · 10 9 yr < tg < 18 · 10 9 yr
für das Alter (Sternentwicklungszeit) der Kugelsternhaufen.
Die nebenstehenden Eichexemplare sind nach folgenden Gesichtspunkten ausgewählt. Sie sind nah,
einem Entfernungsmodul m − M = 15 entspricht eine
Entfernung von 10 kpc.
Ferner gilt, sie enthalten verschiedene Eichkerzen gleichzeitig
und ihre chemische Entwicklung ist spektroskopisch
gut untersucht. Wichtig ist hier das Verhältnis der
schweren Elemente im Vergleich zu Wasserstoff. Die
wichtigste Größe ist [Fe/H] bezogen auf den Wert der
Sonne (bzw. auf einen ZAMS Stern etwa der Hyaden).
Die Tabelle gibt den Logaritmus dieser Größe.
Die Masse des Kugelsternhaufens, Mcl, ist in Einheiten
von 106M⊙, also die Masse von 47 Tuc: Mcl =
1.3 · 106 Eich - Kugelsternhaufen
Name m − M Alter [Fe/H] Mcl
Gyr log 10
M⊙. Seine Entfernung ist D = 4.5 kpc um et-
6M⊙ M92 14.36 16 -2.19
M15 14.97 15 -2.15
M3 14.85 15 -1.69
M5 14.18 -1.58
47 Tuc 13.33 13 -0.64 1.3
NGC 6838 12.66 -0.40
Tab. 3.4: Alter
wa 10% reduziert im Vergleich zu früheren Werten. Für die Zukunft steht zu erwarten, daß mithilfe von
Weißen Zwergen oder Pulsaren und dem HST sehr genaue Entfernungen und Alter bestimmt werden.
Auch die 3dimensionale Bewegung kann damit erstmals bestimmt werden.
Abgesehen von der Altersbestimmung, sind Kugelsternhaufen auch physikalisch außerordentlich interessante
Systeme, ihre zentrale Dichte ist so hoch, daß Zweierstöße häufig sind und man somit viele
Doppelsternsysteme (Pulsare, CVs) findet. Ihr Relaxationsalter und ihr Evaporationsalter liefern interessante
zusätzliche Altersabschätzungen. Die Formel für die Evaporationszeit
tEvap =
� �
8R N
v ln(N/2)
werden wir später ableiten und diskutieren. Typische Zahlen sind:
(3.19)
1. Offene Sternhaufen (in unserer Galaxis) haben bis zu N = 10 3 Mitglieder zu je etwa 1M⊙, mit
v = 1 km s −1 , was tEvap < 3 Gyr liefert, viele sind schon verdampft.
2. Massivere Kugelsternhaufen dagegenhaben haben bis zu N = 10 6 Mitglieder zu je etwa 0.5M⊙,
mit v = 20 km s −1 , was tEvap = 80 Gyr ergibt.
Massive Kugelsternhaufen werden heute nicht mehr in der Milchstraße geboren, sie (und ihre Mitglieder)
sind primordial. Damit liefert tEvap = 80 Gyr eine obere Schranke für das Alter der Milchstraße.
3.4.2 Einzelsterne
• BEISPIEL
Die Dauer der nuklearen Brennphasen und die zentralen Temperaturen für einen 25M⊙ Stern (gerechnet) gibt die folgende
Tabelle.