Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor

Beitrag zur Spektroskopie für Amateurastronomen 59
14.6 Altersbestimmung von Sternhaufen
Der Zusammenhang zwischen der Spektralklasse und der Verweildauer der Sterne auf der
Hauptreihe erlaubt es, das Alter von Sternhaufen abzuschätzen – dies unter der Annahme,
dass sich solche Haufen im ungefähr gleichen Zeitraum aus einer Gaswolke gebildet haben.
Wenn man die Spektralklassen der Mitgliedsterne eines Haufens in das HRD überträgt, ergibt
sich folgendes Bild: Je älter der Haufen, desto weiter rechts im Diagramm (d.h. „später“)
biegt die Verteilung von der Hauptreihe ab nach oben in den Bereich der Riesen und
Überriesen (sog. Turn off point).
M67 gehört mit über 3 Mrd. Jahren zu den ältesten offenen Sternhaufen, d.h. die Klassen
O, B und A, sowie die Alter frühen F - Typen, eines haben die Sternhaufens
Hauptreihe bereits verlassen, wie auf
dem Diagramm ersichtlich ist. Alle hellen Plejadensterne (M45) gehören hingegen noch
zum mittleren bis späten Bereich der B-Klasse. Dieser Haufen muss daher zwingend jünger
sein (ca. 100 Mil. Jahre) als M67. Man kann auch sagen, dass die Hauptreihe mit zunehmendem
Alter des Haufens wie eine Kerze von oben nach unten „abbrennt“
Quelle der unterlegten Grafik: [50] Vorlesung Astrophysik, Max Planck Institut
Die horizontale Achse des HRD ist hier anstelle der Spektralklasse mit den äquivalenten
Werten des Farben-Helligkeits-Diagramms (FHD) unterteilt. Dieser photometrisch erhobene
B – V Farbindex bildet die Helligkeitsdifferenz zwischen dem blauen Bereich (bei 4‘400 Å)
und dem „visuellen“ Bereich (bei 5‘500 Å, grün) des Objektspektrums. Die Differenz = 0
entspricht der Spektralklasse A0 (Standardstern Wega). Frühere Klassen O, B, haben negative
Werte, spätere positive. Bei der Sonne (G2) beträgt dieser Wert + 0.62, bei
Beteigeuze (M1) +1.85.