Altersbestimmung
Die Verweildauer der Sterne in den einzelnen Stadien ihrer Entwicklung lässt sich theoretisch abschätzen. Aufgrund der unterschiedlichen Masse der Sterne können verschiedene Kernfusionen ablaufen. Die Zeit, die ein Stern zum Durchlaufen des einzelnen Stadiums benötigt, kann für die unterschiedlichen Massen berechnet werden.
Wie in der Sternentwicklung beschrieben, betrachten wir den Lebensweg eines Sterns im Hertzsprung-Russel-Diagramm.
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Sterne gewinnen ihre Energie durch die Verschmelzung verschiedener Elemente zum nächst schwereren. Zunächst wird das häufigste Element, Wasserstoff zu Helium verschmolzen. Aus den bekannten Zahlenwerten für Massen M (in Sonnenmassen) und Leuchtkräfte L (in Sonnenleuchtkraft) d. h. der Energieproduktion der Hauptreihensterne berechnen wir die Zeit, in der sie 10% ihres Wasserstoffvorrats verbrennen, wir nennen sie kurz ihre Entwicklungszeit |
daraus ergeben sich für Sterne folgende Verweildauern auf der Hauptreihe. Sobald die Fusion von Wasserstoff zu Helium zum erliegen kommt, bläht sich der Stern zum Roten Riesen auf, um die nächste Kernfusion (Helium in Kohlenstoff) zu starten. Damit bewegt sich der Stern im HRD weg von der Hauptreihe nach rechts oben. Nach oben, da die Leuchtkraft höher wird – nach rechts, da der Stern mit höherer Leuchtkraft sich ausdehnt, die Oberflächentemperatur sinkt und seine Farbe verschiebt sich ins Rote.
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Offene Sternhaufen erfüllen für die Altersbestimmung die Voraussetzung, dass die Sterne gleich alt sind, die gleiche chemische Zusammensetzung haben, sie besitzen jedoch unterschiedliche Massen und altern deswegen unterschiedlich schnell. Fast in jedem Haufen gibt es einige Sterne, die sich schon von der Hauptreihe entfernt haben und die zum Roten Riesen geworden sind. Bestimmt man Farbindx und absolute Helligkeit (Zustandsgrößen) der einzelnen Sterne und trägt die Werte ins Farben-Helligkeits-Diagramm ein, dann erhält man die Hauptreihe, von der sich die Sterne der einzelnen Sternhaufen in unterschiedlichen Höhen ablösen. Dieser Ablösepunk oder Knie liegt z.B. bei h + chi Persei bei Farbindex 0,2 also O- und B-Sternen, bei Praesepe erst bei etwa den A-Sternen. Aus Berechnungen der Sternentwicklung wissen wir, dass für Sterne der Hauptreihe die Masse-Leuchtkraft-Beziehung gilt, dass heisst je größer Masse und Leuchtkraft sind um so schneller haben sie ihren Brennstoff verbraucht, entwickeln sich zum Roten Riesen und entfernen sich von der Hauptreihe. Je weiter rechts sich der Sternhaufen von der Hauptreihe abknickt, umso mehr Sterne sind bereits im Stadium eines Roten Riesen und desto älter ist der Sternhaufen. Dieses Diagramm muss von der Astrophysik nachgerechnet werden können. Die Sternentwicklungs-Modelle müssen den Zusammenhang zwischen Leuchtkraft und Lebenserwartung erklären. |
Das Alter einiger offenen Sternhaufen aus dem Farben-Helligkeits-Diagramm:
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Die Kugelsternhaufen (als Beispiel hier im Diagramm oben M 3), die hauptsächlich aus Zwergsternen bestehen, sind alle sehr alt, nach neuesten Schätzungen die meisten über 10 Milliarden Jahre. Ihr Alter wurde ebenfalls mit der eben beschriebenen Methode bestimmt. |