Unsere Sonne hat eine Masse von 1,99 × 10 27 Tonnen – 330.000 Mal schwerer als die Erde. Aber das ist noch lange nicht die Grenze. Der schwerste unter den entdeckten Sternen, R136a1, wiegt bis zu 256 Sonnen. Und der Stern, der uns am nächsten war, überschritt kaum ein Zehntel der Reichweite unseres Sterns. Die Masse eines Sterns kann überraschend unterschiedlich sein – aber gibt es dafür eine Grenze? Und warum ist es für Astronomen so wichtig?

Die Masse ist eine der wichtigsten und ungewöhnlichsten Eigenschaften eines Sterns. Daraus können Astronomen das Alter eines Sterns und sein weiteres Schicksal genau abschätzen. Darüber hinaus bestimmt die Massivität die Stärke der Gravitationskompression des Sterns – die Hauptbedingung dafür, dass der Kern des Sterns in einer thermonuklearen Reaktion „zündet“ und startet. Daher ist die Masse ein Bestehenskriterium in der Kategorie der Sterne. Zu leichte Gegenstände, wie , werden nicht richtig strahlen können – und zu schwere Gegenstände fallen sortenrein in die Kategorie der extremen Gegenstände.

Und gleichzeitig können Wissenschaftler die Masse eines Sterns kaum berechnen - die einzige Koryphäe, deren Masse sicher bekannt ist, ist unsere. Unsere Erde hat geholfen, solche Klarheit zu bringen. Wenn man die Masse des Planeten und seine Geschwindigkeit kennt, ist es möglich, die Masse des Sterns selbst auf der Grundlage des dritten Kepler-Gesetzes zu berechnen, das vom berühmten Physiker Isaac Newton modifiziert wurde. Johannes Kepler deckte den Zusammenhang zwischen der Entfernung des Planeten zum Stern und der Geschwindigkeit der vollständigen Umdrehung des Planeten um den Stern auf, und Newton ergänzte seine Formel mit den Massen von Stern und Planet. Eine modifizierte Version von Keplers drittem Gesetz wird oft von Astronomen verwendet – und zwar nicht nur, um die Masse von Sternen zu bestimmen, sondern auch von anderen Weltraumobjekten, die sich zusammensetzen.

Bisher können wir nur Vermutungen über die fernen Koryphäen anstellen. Am vollkommensten (in Bezug auf die Genauigkeit) ist die Methode zur Bestimmung der Masse von Sternsystemen. Sein Fehler beträgt „nur“ 20–60 %. Eine solche Ungenauigkeit ist für die Astronomie kritisch – wenn die Sonne 40 % leichter oder schwerer wäre, wäre kein Leben auf der Erde entstanden.

Bei der Messung der Masse einzelner Sterne, in deren Nähe sich keine sichtbaren Objekte befinden, deren Umlaufbahnen für Berechnungen verwendet werden können, gehen Astronomen Kompromisse ein. Heute liest man, dass die Masse der Sterne einer gleich ist. Wissenschaftlern hilft auch die Beziehung zwischen Masse und Leuchtkraft oder Sternen, da diese beiden Eigenschaften von der Stärke der Kernreaktionen und der Größe des Sterns abhängen - direkte Indikatoren für die Masse.

Der Wert der Masse des Sterns

Das Geheimnis der Masse der Sterne liegt nicht in der Qualität, sondern in der Quantität. Unsere Sonne besteht wie die meisten Sterne zu 98 % aus den beiden leichtesten Elementen der Natur, Wasserstoff und Helium. Aber gleichzeitig werden 98% der Masse des Ganzen darin gesammelt!

Wie können solche leichten Substanzen zu riesigen brennenden Kugeln zusammenkommen? Dazu braucht es einen von großen Himmelskörpern freien Raum, viel Material und einen ersten Schub – damit sich die ersten Kilogramm Helium und Wasserstoff anziehen. In Molekülwolken, wo Sterne geboren werden, hindert nichts die Ansammlung von Wasserstoff und Helium. Es gibt so viele von ihnen, dass die Schwerkraft beginnt, die Kerne von Wasserstoffatomen gewaltsam zu drücken. Dadurch wird eine thermonukleare Reaktion gestartet, bei der Wasserstoff in Helium umgewandelt wird.

Es ist logisch, dass je größer die Masse eines Sterns ist, desto größer ist seine Leuchtkraft. Schließlich gibt es in einem massereichen Stern viel mehr Wasserstoff als „Brennstoff“ für eine thermonukleare Reaktion, und die Gravitationskompression, die den Prozess aktiviert, ist stärker. Der Beweis ist der massereichste Stern, R136a1, der am Anfang des Artikels erwähnt wurde – er ist 256 Mal schwerer und leuchtet 8,7 Millionen Mal heller als unser Stern!

Aber Massivität hat auch eine Kehrseite: Aufgrund der Intensität der Prozesse „brennt“ Wasserstoff bei thermonuklearen Reaktionen im Inneren schneller aus. Daher leben massereiche Sterne im kosmischen Maßstab nicht sehr lange - mehrere hundert oder sogar zehn Millionen Jahre.

• Eine interessante Tatsache: Wenn die Masse eines Sterns die Masse der Sonne um das 30-fache übersteigt, kann er nicht länger als 3 Millionen Jahre leben - unabhängig davon, wie viel seine Masse mehr als das 30-fache der Sonnenmasse beträgt. Dies liegt an der Überschreitung des Eddington-Strahlungsgrenzwerts. Die Energie des transzendenten Sterns wird so stark, dass sie die Substanz des Gestirns in Strömen herausreißt – und je massereicher der Stern, desto größer wird der Masseverlust.

Oben haben wir die wichtigsten physikalischen Prozesse betrachtet, die mit der Masse eines Sterns verbunden sind. Und jetzt versuchen wir herauszufinden, welche Sterne mit ihrer Hilfe "gemacht" werden können.

Reshebnik in Astronomie Klasse 11 für Lektion Nummer 25 (Arbeitsbuch) - Evolution der Sterne

1. Markieren Sie gemäß den Angaben in der folgenden Tabelle die Position der entsprechenden Sterne im Hertzsprung-Russell-Diagramm (Abb. 25.1) und ergänzen Sie dann die Tabelle mit den fehlenden Merkmalen.

Das Einzeichnen der Position von Sternen in einem Diagramm wird am Beispiel der Sonne verdeutlicht. Die Sterne werden am Schnittpunkt der Leuchtkraft- und Temperaturkoordinaten aufgetragen.

2. Bestimmen Sie anhand des Hertzsprung-Russell-Diagramms (Abb. 25.1) Farbe, Temperatur, Spektraltyp und absolute Helligkeit von Sternen, die sich auf der Hauptreihe befinden und eine Leuchtkraft (in der Leuchtkraft der Sonne) von 0,01 haben. 100; 10 OOO. Tragen Sie die erhaltenen Daten in die Tabelle ein.

3. Geben Sie die Abfolge der Entwicklungsstadien der Sonne an:

a) Abkühlung eines Weißen Zwergs;
b) Verdichtung von Gas- und Staubmassen;
c) Kontraktion zu einem Protostern;
d) Gravitationskontraktion eines Roten Riesen;
e) stationäre Stufe (Strahlungsquelle - thermonukleare Reaktion);
f) ein roter Riese mit expandierendem Heliumkern.

b - c - d - e - f - a

4. Bei der Untersuchung der Massen von Sternen und ihrer Leuchtkraft wurde festgestellt, dass bei Sternen der Hauptreihe im Intervall die Leuchtkraft (L) eines Sterns proportional zur vierten Potenz seiner Masse ist: L ~ M 4 . Führen Sie die erforderlichen Berechnungen durch und geben Sie im Hertzsprung-Russell-Diagramm (Abb. 25.1) die Position von Sternen mit den Massen 0,5, 5 und 10 an.

5. Berechnungen zeigen, dass die Zeit t (in Jahren) des Aufenthalts eines Sterns auf der Hauptreihe des Hertzsprungs-Russell-Diagramms unter Verwendung der Formel t geschätzt werden kann, wobei M die Masse des Sterns in Sonnenmassen ist. Bestimmen Sie die Zeit, die der Stern für die Hauptsequenz verbringt (Lebensdauer).

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Hauptfolge des Hertzsprung-Russell-Diagramms- Das Diagramm drückt die Beziehung zwischen der Leuchtkraft und der Temperatur von Sternen aus (Spektralklasse oder Farbindex einiger objektiver Eigenschaften von Sternen), darauf nehmen Sterne mit ähnlichen physikalischen Eigenschaften getrennte Bereiche ein: die Haupt ... ... Anfänge der modernen Naturwissenschaft

Eine Reihe von Sternen, die der Sonne physikalisch ähnlich sind und im Leuchtkraftspektrum-Diagramm (siehe Hertzsprung-Russell-Diagramm) eine einzige Sequenz bilden, in der die Leuchtkräfte mit abnehmender Oberflächentemperatur, Masse und ... ... monoton abnehmen. Astronomisches Wörterbuch

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1910 beschlossen zwei Astronomen – der Däne Einar Hertzsprung und der Amerikaner Henry Ressell – unabhängig voneinander herauszufinden, wie die Leuchtkraft eines Sterns von seiner Spektralklasse oder Farbe abhängt. Dazu trugen sie Daten zu allen damals bekannten Spektraltypen und Leuchtstärken von Sternen in die Grafik ein. Auf der linken Seite des Diagramms sind heiße weiße und blaue Sterne, rechts - "kalte" rote, oben - diejenigen, die viel Energie abgeben, unten - diejenigen, die mit Strahlung "geizig" sind. Wäre die Spektrum-Leuchtkraft-Abhängigkeit eindeutig, würde sich auf dem Diagramm eine Gerade bilden, wäre überhaupt keine Abhängigkeit vorhanden, würden sich die Punkte über das gesamte Feld des Diagramms befinden.

Es stellte sich etwas ganz anderes heraus: Die Punkte, die bestimmten Sternen entsprachen, wurden in verschiedenen Bereichen gruppiert. Die meisten von ihnen (etwa 90%) befinden sich auf einer Diagonale, die von der oberen linken Ecke (Sterne der Klasse O und B, die viel Energie ausstrahlen) zur unteren rechten Ecke (schwache rote Sterne) gezogen wird. Astronomen haben diese Diagonale die „Hauptreihe“ genannt. Horizontal darüber erstreckt sich eine Reihe von Sternen mit der größten Leuchtkraft, die Riesen genannt werden, denn um so viel Energie auszustrahlen, muss der Stern eine sehr große Oberfläche haben. Noch höher, über der Riesenreihe, befinden sich Überriesen und Überriesen, und zwischen den Riesen und der Hauptreihe befinden sich Unterriesen.

Ein weiterer Bereich wurde ausgefüllt - in der unteren linken Ecke befinden sich heiße Sterne geringer Leuchtkraft, die als Weiße Zwerge bezeichnet werden - schließlich muss ein heißer Stern sehr klein sein, um wenig Energie abzustrahlen.

Zunächst schien es den Wissenschaftlern, dass Sterne ihr ganzes Leben entlang der Hauptsequenz reisen - allmählich Energie verlieren und abkühlen. In Wirklichkeit sieht jedoch alles komplizierter aus. Ein "neugeborener" Stern "landet" fast sofort auf der Hauptreihe, und sein Platz darin hängt hauptsächlich von der Masse ab - je größer die Masse, desto höher die Position, die er einnimmt. Dort verbringt der Star den größten Teil seines Lebens. Deshalb „sammeln“ sich auf der Hauptreihe die meisten Sterne.

Aber wenn der „Brennstoff“ Wasserstoff zu Ende geht, beginnt der Stern sein Aussehen zu verändern. Seine Hülle beginnt anzuschwellen, der Stern wächst schnell und geht in die Klasse der Roten Riesen über, wobei er seinen Platz im Diagramm ändert. Dann wird die kühlende Hülle abgeworfen – und nur der rotglühende Kern des Sterns bleibt übrig. Ein neuer Weißer Zwerg wird geboren.

So leben Hauptreihensterne, einschließlich unserer Sonne. Für andere Arten von Stars ist die "Biografie" sowohl komplizierter als auch ereignisreicher.

Mit dem Hertzsprung-Russell-Diagramm lässt sich oft das Alter entfernter Sternhaufen bestimmen. Liegen alle Sterne des Haufens auf der Hauptreihe, ist der Haufen jung, haben einige Sterne die Hauptreihe bereits verlassen, ist sein Alter um eine Größenordnung größer.

Beim Problem des Stellaren Gleichgewichts wurde diskutiert, dass auf dem Hertzsprung-Russell-Diagramm (das die Farbe und Leuchtkraft von Sternen verbindet) die meisten Sterne in das "Band" fallen, das allgemein als Hauptreihe bezeichnet wird. Stars verbringen dort die meiste Zeit ihres Lebens. Ein charakteristisches Merkmal von Hauptreihensternen ist, dass ihre Hauptenergiefreisetzung auf das „Verbrennen“ von Wasserstoff im Kern zurückzuführen ist, im Gegensatz zu T-Tauri-Sternen oder beispielsweise Riesen, auf die im Nachwort eingegangen wird.

Es wurde auch diskutiert, dass unterschiedliche Farben (die "Temperatur" der Oberfläche) und Leuchtstärken (pro Zeiteinheit emittierte Energie) unterschiedlichen Massen von Hauptreihensternen entsprechen. Der Massenbereich beginnt bei Zehnteln der Sonnenmasse (bei Zwergsternen) und reicht bis zu Hunderten von Sonnenmassen (bei Riesen). Aber Massivität wird mit einem sehr kurzen Leben auf der Hauptreihe erkauft: Riesen verbringen nur Millionen von Jahren (und noch weniger) damit, während Zwerge bis zu zehn Billionen Jahre auf der Hauptreihe leben können.

In diesem Problem werden wir „von Grund auf“ anhand der Ergebnisse früherer Probleme (Stellar Equilibrium und Photon Wandering) verstehen, warum die Hauptsequenz im Diagramm fast eine gerade Linie ist und wie die Leuchtkraft und Masse von Sternen zusammenhängen darauf.

Lassen u ist die Energie von Photonen pro Volumeneinheit (Energiedichte). Per Definition Leuchtkraft L ist die Energie, die von der Oberfläche eines Sterns pro Zeiteinheit abgestrahlt wird. In der Größenordnung \(L\sim \frac(V u)(\tau) \), wobei v das Volumen des Sterns ist, τ eine bestimmte charakteristische Zeit für die Übertragung dieser Energie nach außen ist (genau die Zeit, in der das Photon das Innere des Sterns verlässt). Als Volumen, wieder in der Größenordnung, können wir nehmen R 3, wo R ist der Radius des Sterns. Die Energieübertragungszeit kann abgeschätzt werden als R 2 /lc, wo l ist die mittlere freie Weglänge, die als 1/ρκ geschätzt werden kann (ρ ist die Sternmateriedichte, κ ist der Opazitätskoeffizient).

Im Gleichgewicht wird die Photonenenergiedichte nach dem Stefan-Boltzmann-Gesetz ausgedrückt: u = bei 4, wo a ist etwas konstant, und T ist die charakteristische Temperatur.

Wenn wir also alle Konstanten weglassen, erhalten wir die Leuchtkraft L ist proportional zu \(\frac(T^4 R)(\rho\kappa). \)

Das haben wir auch unter Druck P muss durch Schwerkraft ausgeglichen werden: \(P\sim \frac(M\rho)(r).\)

Die Kompression von Sternen während ihrer Entstehung hört auf, wenn im Zentrum eine intensive Wasserstoffverbrennung beginnt, die einen ausreichenden Druck erzeugt. Das passiert bei einer bestimmten Temperatur T, die von nichts abhängt. Daher ist die charakteristische Temperatur (tatsächlich ist dies die Temperatur im Zentrum des Sterns, nicht zu verwechseln mit der Oberflächentemperatur!) für Hauptreihensterne im Großen und Ganzen gleich.

Eine Aufgabe

1) Für Sterne mittlerer Masse (0,5< M/M ☉ < 10) давление обусловлено давлением газа P = ν RT ~ ρ T, und die Opazität (für Photonen) wird durch Thomson-Streuung an freien Elektronen verursacht, wodurch der Opazitätskoeffizient konstant ist: κ = konst. Finden Abhängigkeit der Leuchtkraft solcher Sterne von ihrer Masse. Rate die Leuchtkraft eines Sterns, der zehnmal massereicher ist als die Sonne (relativ zur Leuchtkraft der Sonne).

2) Bei massearmen Sternen wird der Druck immer noch durch den Gasdruck bestimmt, und der Opazitätskoeffizient wird hauptsächlich durch andere Streuungen bestimmt und ist durch die Kramers-Näherung gegeben: κ ~ ρ/ T 7/2 . Sich entscheiden das gleiche Problem für massearme Sterne, indem man die Leuchtkraft eines Sterns schätzt, der zehnmal leichter als die Sonne ist.

3) Bei massereichen Sternen mit Massen von mehr als mehreren zehn Sonnenmassen ist der Opazitätskoeffizient nur auf die Thomson-Streuung zurückzuführen (κ = konst), während der Druck auf den Druck von Photonen zurückzuführen ist, nicht auf Gas ( P ~ T 4). Finden die Abhängigkeit der Leuchtkraft von der Masse für solche Sterne und Bewertung die Leuchtkraft eines Sterns, der 100-mal massereicher ist als die Sonne (Achtung, Sie können hier nicht mit der Sonne vergleichen, Sie müssen einen Zwischenschritt machen).

Tipp 1

Das akzeptieren M ~ ρ R 3, verwenden Sie ungefähre Ausdrücke für Helligkeit und Druck sowie einen Ausdruck für Dichte und Opazität, um ρ loszuwerden. Charakteristische Temperatur T ist wie oben angemerkt überall gleich, kann also auch überall weggelassen werden.

Tipp 2

Im letzten Absatz gibt es eine Abhängigkeit für Sterne mit Sonnenmasse und eine andere für schwere Sterne, sodass es unmöglich ist, sie sofort mit der Sonne zu vergleichen. Berechnen Sie stattdessen zuerst die Leuchtkraft für eine mittlere Masse (z. B. 10 Sonnenmassen) mit der Formel für Sterne mittlerer Masse und verwenden Sie dann die Formel für massereiche Sterne, um die Leuchtkraft eines Sterns zu ermitteln, der 100-mal schwerer als die Sonne ist.

Lösung

Für Sterne, in denen der Druck, der der Schwerkraft entgegenwirkt, durch den Druck eines idealen Gases bereitgestellt wird P ~ ρ T, Du kannst schreiben P ~ Mρ/ R~ ρ (vorausgesetzt T für eine Konstante). Für solche Sterne bekommen wir das also M ~ R die wir unten verwenden werden.

Beachten Sie, dass dieser Ausdruck besagt, dass ein Stern, der 10-mal so massereich ist wie die Sonne, etwa den 10-fachen Radius hat.

1) Nimmt man κ und T für Konstanten, sowie das Setzen von ρ ~ M/R 3 und unter Verwendung der oben erhaltenen Beziehung erhalten wir für Sterne mittlerer Masse L ~ M 3 . Das bedeutet, dass ein Stern, der 10-mal massereicher ist als die Sonne, 1000-mal mehr Energie pro Zeiteinheit ausstrahlt (mit einem Radius, der den der Sonne nur 10-mal übersteigt).

2) Andererseits gilt für massearme Sterne unter der Annahme κ ~ ρ/ T 7/2 (T- immer noch eine Konstante), haben wir L ~ M 5 . Das heißt, ein Stern, der 10-mal weniger massereich ist als die Sonne, hat eine 100.000-mal geringere Leuchtkraft als die Sonne (wiederum mit einem Radius von weniger als dem 10-fachen).

3) Für die massereichsten Sterne das Verhältnis M ~ R funktioniert nicht mehr. Da der Druck durch den Photonendruck bereitgestellt wird, P ~ Mρ/ r ~ T 4 ~ konst. Auf diese Weise, M ~ R 2 und L ~ M. Ein sofortiger Vergleich mit der Sonne ist nicht möglich, da für Sterne mit Sonnenmassen eine andere Abhängigkeit besteht. Aber wir haben bereits herausgefunden, dass ein Stern, der 10-mal massereicher ist als die Sonne, eine 1000-mal größere Leuchtkraft hat. Sie können mit einem solchen Stern vergleichen, dass der Stern 100-mal massereicher ist als die Sonne, er strahlt etwa 10.000-mal mehr Energie pro Zeiteinheit ab. All dies bestimmt die Form der Hauptreihenkurve im Hertzsprung-Russell-Diagramm (Abb. 1).

Nachwort

Als Übung werten wir auch die Steigung der Hauptreihenkurve im Hertzsprung-Russell-Diagramm aus. Betrachten Sie der Einfachheit halber den Fall L ~ M 4 - die mittlere Option zwischen den beiden in der Lösung berücksichtigten.

Definitionsgemäß ist die effektive Temperatur (die „Temperatur“ der Oberfläche).

\[ \sigma T_(\mathrmeff)^4=\frac(L)(4\pi R^2), \]

wobei σ eine Konstante ist. Angesichts dessen M ~ R(wie wir oben festgestellt haben) haben wir (im Durchschnitt) \(L\sim T_(\rm eff)^8 \) für Hauptreihensterne. Das heißt, die Temperatur der Oberfläche eines Sterns, der 10-mal massereicher als die Sonne ist (und 1000-mal intensiver scheint), beträgt 15.000 K, und für einen Stern mit einer 10-mal geringeren Masse als die Sonne (die 100.000 mal weniger intensiv) - etwa 1500 K .

Zusammenfassen. Im Inneren von Hauptreihensternen findet die „Erhitzung“ mit Hilfe der thermonuklearen Verbrennung von Wasserstoff statt. Eine solche Verbrennung ist eine Energiequelle, die für Billionen von Jahren für die leichtesten Sterne, für Milliarden von Jahren für Sterne mit Sonnenmasse und für Millionen von Jahren für die schwersten ausreicht.

Diese Energie wird in die kinetische Energie des Gases und die Energie von Photonen umgewandelt, die in Wechselwirkung miteinander diese Energie auf die Oberfläche übertragen und auch genügend Druck erzeugen, um der Gravitationskontraktion des Sterns entgegenzuwirken. (Aber die hellsten Sterne ( M < 0,5M☉) und schwer ( M > 3M☉) Übertragung erfolgt auch mit Hilfe der Konvektion.)

Auf jedem der Diagramme in Abb. 3 zeigt Sterne aus demselben Haufen, weil die Sterne aus demselben Haufen vermutlich zur gleichen Zeit entstanden sind. Das mittlere Diagramm zeigt die Sterne im Plejadenhaufen. Wie man sieht, ist der Haufen noch sehr jung (sein Alter wird auf 75–150 Millionen ns geschätzt), und die meisten Sterne befinden sich auf der Hauptreihe.

Das linke Diagramm zeigt einen gerade entstandenen (bis zu 5 Millionen Jahre alten) Sternhaufen, in dem die meisten Sterne noch nicht einmal „geboren“ sind (wenn man den Eintritt in die Hauptreihe als Geburt betrachtet). Diese Sterne sind sehr hell, da der größte Teil ihrer Energie nicht auf thermonukleare Reaktionen, sondern auf Kontraktion durch die Gravitation zurückzuführen ist. Tatsächlich ziehen sie sich immer noch zusammen und bewegen sich allmählich im Hertzsprung-Russell-Diagramm nach unten (wie durch den Pfeil angezeigt), bis die Temperatur im Zentrum ausreichend ansteigt, um effektive thermonukleare Reaktionen zu starten. Dann befindet sich der Stern auf der Hauptreihe (schwarze Linie im Diagramm) und wird dort einige Zeit bleiben. Es ist auch erwähnenswert, dass die schwersten Sterne ( M > 6M☉) werden bereits auf der Hauptreihe geboren, das heißt, wenn sie sich bilden, ist die Temperatur im Zentrum bereits hoch genug, um die thermonukleare Verbrennung von Wasserstoff einzuleiten. Aus diesem Grund sehen wir im Diagramm keine schweren Protosterne (links).

Das rechte Diagramm zeigt einen alten Cluster (12,7 Milliarden Jahre alt). Es ist zu sehen, dass die meisten Sterne die Hauptreihe bereits verlassen haben, sich im Diagramm „nach oben“ bewegen und zu roten Riesen werden. Darüber und über den horizontalen Zweig werden wir ein anderes Mal ausführlicher sprechen. Allerdings ist hier anzumerken, dass die schwersten Sterne die Hauptreihe vor allen anderen verlassen (wir haben bereits angemerkt, dass man hohe Leuchtkraft mit kurzer Lebensdauer bezahlen muss), während die leichtesten Sterne (rechts neben der Hauptreihe) weiter dran sein. Wenn also der "Wendepunkt" des Haufens bekannt ist - die Stelle, an der die Hauptreihe abbricht und der Riesenast beginnt -, kann man ziemlich genau abschätzen, vor wie vielen Jahren die Sterne entstanden sind, dh das Alter des Haufens finden . Daher ist das Hertzsprung-Russell-Diagramm auch nützlich, um sehr junge und sehr alte Sternhaufen zu identifizieren.