Massen und Lebensdauer offener Sternhaufen

✍ Scribed by K Arl-Heinz Schmidt

• Publisher: John Wiley and Sons
• Year: 1963
• Tongue: English
• Weight: 678 KB
• Volume: 287
• Category: Article
• ISSN: 0004-6337
• DOI: 10.1002/asna.19632870107

✦ Synopsis

Die Massen und Lebensdauer von 129 offenen Sternhaufen werden aus den beobachteten Leuchtkraftfunktionen, Durchmessern und den friihesten in den Haufen auftretenden Spektraltypen abgeschatzt und in Tabelle 2 zusammengestellt. Die Diskussion des Materials ergibt eine mittlere urspriingliche Haufenmasse von 1.12 * 103 ma, wahrend sich die mittlere Lebensdauer der Haufen auf 1.24 109 Jahre belauft. Aus diesen Werten, der Zahl der offenen Sternhaufen in der Sonnenumgebung und der heutigen Rate dersternentstehung folgt, da13 nur rund 3.5% der Sterne in offenenHaufen entstehen.

1. Einleitung

Die Frage, wie groB der Anteil der Sterne ist, die in offenen Sternhaufen entstehen, wurde bisher von M. S. ROBERTS [I] und S. VON HOERNER ( [ z ] S. 238 ff.) untersucht. ROBERTS fand, daB vermutlich samtliche 0und B-Sterne in offenen Haufen und Assoziationen entstanden, wahrend bei den von ihm gemachten Annahmen die Dichte der ubrigen Sterne im allgemeinen Feld um einen Faktor IOO fur die ausschlieBliche Entstehung in Haufen und Assoziationen zu groB ist. Nach VON HOERNER entstehen gegenwartig 21.5% der Sterne in der Sonnenumgebung in offenen Haufen, der Rest wahrscheinlich in Assoziationen. In der vorliegenden Untersuchung wird der Anteil der in offenen Haufen entstehenden Sterne erneut abgeschatzt, wobei zunachst die Massen einer groBeren Anzahl von Haufen und deren Auflosungszeiten bestimmt werden.

2. Bestimmung der Massen und Lebensdauer von offenen Sternhaufen Aus der Leuchtkraftfunktion der Hauptreihensterne in offenen Haufen

[z] und aus der Geschwindigkeitsstreuung der Haufenmitglieder und dem Virialsatz [3], [4], [5] wurden bisher die Massen nur einiger Sternhaufen ermittelt. S. VON HOERNER [z] fand einen Mittelwert von 1500 ma, urn den die Massen der einzelnen Haufen erheblich streuen. Fur 129 offene Sternhaufen werden aus verschiedenen Quellen die Anzahlen der Hauptreihensterne %(All, M,) zwischen den absoluten Helligkeiten Ml und M , ermittelt, aus denen sich die ursprunglichen Massen %R, , zur Zeit der Entstehung zu -a -a berechnen. In dieser Gleichung ist y die auf eine Haufenmasse von 1000 %Ra normierte ursprungliche Leuchtkraftfunktion, die der Tabelle 7 von S. VON HOERNER [z] entnommen wird. Ferner werden naherungsweise die heutigen Massen D h der untersuchten Haufen unter der Annahme bestimmt, daB die Sterne, die ursprunglich oberhalb des Abknickpunktes auf der Hauptreihe lagen, sich bereits im Zustand der WeiBen Zwerge befinden und jeweils nur noch eine Sonnenmasse aufweisen. Die abgeblasene Materie dieser Sterne sol1 durch ZusammenstoBe mit dem interstellaren Medium schon aus den Haufen gefegt sein, so daB die gegenwartigen Sternhaufenmassen durch . . mb=mo[I--(FmY-MCTY)] 1000 -m -a gegeben sind. In dieser Gleichung bedeuten MT die absolute Helligkeit der Hauptreihensterne am Abknickpunkt und m die Masse eines Sternes. Die Gleichung ( 2 ) berucksichtigt nicht die dynamischen Einflusse, durch die vor allem bei den alteren Objekten bereits ein Teil der Sterne die Haufen verlassen hat. Diese ,,Verdampfung" hauptsachlich der massearmeren Sterne beeintrachtigt die Genauigkeit der abgeleiteten Massen, da sich hierdurch moglicherweise die Anzahlen der Sterne n(M,, M2) zu klein ergeben. Ferner hangt die Genauigkeit der Massen von der Richtigkeit der verwendeten ursprunglichen Leuchtkraftfunktion ab. In einer neueren Untersuchung vermutet G. H. HERBIG [54], daB sich der ProzeB der Sternentstehung in den Sternhaufen und Assoziationen uber einen langeren Zeitraum erstreckt. Im allgemeinen scheinen sich danach zuerst massearmere Sterne zu bilden. Durch das Auftreten heiBer Sterne wird die interstellare Materie in einen turbulenten Zustand versetzt und eine weitere Sternentstehung wesent-