Einfžhrung i n die Astrophysik Teil 1

1.2. LÄNGEN: RADIEN UND ENTFERNUNGEN 43
Sternassoziationen (OB Assoziationen)
Die OB Assoziationen (entdeckt 1947 von Ambartsumian) sind Gruppierungen von sehr jungen, leuchtstarken
O und B Sternen mit ausgeprägter Konzentration in der galaktischen Scheibe, s. Tabelle (1.9),
und dort wieder in den Spiralarmen. Im Gegensatz zu den Sternhaufen handelt es sich bei den Assoziationen
nicht um eine Verdichtung an Sternen, sondern um eine sphärische Ansammlung seltener
(massiver, leuchtstarker) Sterne. Beispiele sind:
1. Orion Ori OB1 (Entf. D = 500 pc, 1000 Sterne)
2. Perseus (α Persei = Per OB2)
3. Sco-Cen (Sco OB2 ist mit D = 160 pc die nächste Assoziation)
Sie fliegen mit etwa 10 bis 15 km/sec auseinander, sie sind sehr jung (Entwicklungsalter < 10 Myr) und
meist noch mit der Molekülwolke assoziiert (dynamisches Alter), in der sie entstanden sind. Spektroskopisch
und dynamisch kann man obere Altersgrenzen angeben, die einige Myr nicht überschreiten.
Besonders interessant sind hier die Schnellläufer. Da bei ihnen Richtung und Geschwindigkeit messbar
sind, können sie zur Ursprungswolke zurück extrapoliert werden. (Beispiel Orion: AE Aurigae und µ
Columbae). Man kennt etwa 10 2 Assoziationen mit 10 bis 10 3 Mitgliedern. Auf ihre Bedeutung für die
Kosmogonie hat erstmals Ambartsumian (1947) hingewiesen. Sie sind bisher der direkteste Nachweis
dafür, daß auch heute noch Sterne geboren werden.
RR Lyrae Sterne
RR Lyrae Sterne sind wichtige Eichkerzen (konstanter Leuchtkraft, SpTyp A2 bis F2, im Mittel MV =
0.6) zur Entfernungsbestimmung und zur Altersbestimmung. Sie gehören zur Population II (Halo mit
Konzentration zum galaktischen Zentrum) und kommen sowohl als Feldsterne als auch in Kugelsternhaufen
vor. Es handelt sich um massearme Sterne, 0.6M⊙ < Masse < 0.9M⊙, die sich vom Hauptast
des Hertzsprung-Russel-Diagramms fortentwickelt haben (bis zum Horizontalast, wo sie im Zentrum
He zu C verbrennen) und mit Perioden zwischen 0.05 und 1.1 Tage (1.5 bis 25 h) pulsieren.
Da ein Stern mit weniger als einer Sonnenmasse mehr als 10 Gyr Jahre (also länger als das Universum
alt ist) auf der Hauptreihe verbringt, ergibt sich ein Problem, das noch bei vielen anderen Sternen
auftritt: der Stern muß beträchtlich Masse verloren haben, um heute in einem derart fortgeschrittenen
Stadium angekommen zu sein. Wie er dort hingekommen ist (oder ob er schon einmal in dieser Phase
war) ist ihm aber nicht anzusehen. Starker Masseverlust wird bisher nur bei Sternen beobachtet, die die
Hauptreihe bereits verlassen haben (Riesen und Überriesen). Diese Entwicklung ist aber sehr schnell
im Vergleich zur Verweildauer bein H Brennen. Somit kann über die Vorläufer (Progenitoren) nichts
gesagt werden: man schätzt für Feldsterne (aufgrund ihrer Häufigkeit) 1.5M⊙ < Masse < 2M⊙. Für
Sterne in Kugelsternhaufen kann der Weg direkt aus dem Hertzsprung-Russel-Diagramm abgelesen
werden. Sie verbrennen He im Innern, müßen also genügend He angesammelt haben zum Zünden
(etwa 0.5M⊙) und den He Zündvorgang (He Flash) überlebt haben ohne zerrissen zu werden.
Beim Zünden gilt (nach Rechnungen von Iben und Renzini) für die minimale Masse an Helium
Mcore = 0.476 − 0.221(Y − 0.3) − 0.009(3 + log Z) − 0.023(M − 0.8) (1.52)
Die Massen sind hier in Einheiten von M⊙ zu nehmen, Y ist der Massenanteil an Helium und Z der an
Metallen. Ein typischer Wert für RR Lyrae Sterne ist Mcore = 0.5. Das liefert die untere Massengrenze.
Die Dauer auf dem Horizontalast (horizontal branch, index HB) kann wie folgt abgeschätzt werden
log(tHB/yr) = 7.74 − 2.2(Mcore − 0.5) (1.53)