Vergleiche einiger FHDs und Fehlerdiskussion

Abb. 7 zeigt FHDs der beobachteten Sternhaufen mit den beiden extremen Alterswerten: Zum vergleichsweise jungen NGC 1960 (linke Teilabbildung) gehört eine recht ausgeprägte, kompakte Hauptreihe. Beim schon eine Milliarde Jahre alten Haufen NGC 2682 ist (rechte Teilabbildung) die Hauptreihe im Bereich hellerer Sterne bereits weitgehend aufgelöst.

Die FHDs der etwa gleich alten Sternhaufen NGC 2281 und NGC 2099 sind in Abb. 8 dargestellt. Die scheinbare V-Helligkeit der hellsten Hauptreihensterne im näheren NGC 2281 (links) übertrifft den entsprechenden Wert vom weiter entfernten NGC 2099 (rechts) um mehr als zwei Magnituden.

Es bleiben einige Aspekte zu erwähnen, die die Genauigkeit der erzielbaren Ergebnisse beeinträchtigen:

• "Kontamination durch Feldsterne"

  Die FHDs enthalten noch so genannte Feldsterne. Diese sind zwar auf der Sichtlinie zum betrachteten Sternhaufen positioniert, sie sind jedoch nicht Mitglieder des Sternhaufens.

• Anpassung der ZAMS an die Hauptreihen der FHDs

  Die "Breite" der Hauptreihe in den FHDs lässt hier einen gewissen Spielraum. In den einzelnen FHDs sind zahlreiche Doppelsterne vertreten, die optisch nicht trennbar sind. Damit werden Sterne mit zu großer Helligkeit vorgetäuscht, die dann im FHD zu weit oben liegen. Es ist deshalb ratsam, bei der ZAMS-Anpassung die ZAMS im unteren Teil der FHD-Hauptreihen zu positionieren.

Die oben für NGC 1960 angegeben Fehler bei Alter und Entfernung resultieren ausschließlich aus der hier beschriebenen Unsicherheit beim Anpassen der ZAMS. Andere Fehler sind quantitativ mit schulischen Mitteln nicht abschätzbar.