Sternhaufen

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Nach: Hans-Ulrich Keller: Kosmos Himmelsjahr 2017
Franckh-Kosmos Verlags-GmbH & Co. KG, Stuttgart 2016
Monatsthema März 2017
Der Arches-Sternhaufen: extrem jung und dicht!
von einigen Hundert Lichtjahren drängen. Die Sterndichte ist in
ihnen etwa tausendmal größer als in der Umgebung unserer
Sonne. Offene Sternhaufen sind zur Hauptebene des Milchstraßensystems hin konzentriert. Man findet sie somit in niedrigen
galaktischen Breiten. Sie setzen sich aus relativ jungen Sternen
zusammen und enthalten interstellares Gas und Staub. Die
Sternentstehung ist bei manchen noch nicht abgeschlossen.
Durch die differentielle Rotation der galaktischen Scheibe lösen
sich die offenen Sternhaufen nach vergleichsweise kurzen Zeiträumen von wenigen hundert Millionen Jahren auf, ihre Sterne
verstreuen sich in der galaktischen Scheibe.
Kugelsternhaufen nehmen den gewaltigen, kugelförmigen Raum
des galaktischen Halos1 ein.
Die beiden offenen Sternhaufen h und χ im Perseus. Aufnahme von
Martin Gertz/Sternwarte Welzheim.
Zu den schönsten und beeindruckendsten Himmelsobjekten
zählen zweifelsohne Sternhaufen. Schon beim Betrachten des
Sternenzelts mit bloßen Augen fällt auf, dass etliche Sterne in
Gruppen und Grüppchen beieinanderstehen. Zwei schöne
Beispiele findet man im Sternbild Stier. Um den Hauptstern
Aldebaran sieht man gut ein Dutzend Sterne. Sie gehören zum
Sternhaufen der Hyaden, wobei Aldebaran selbst im Vordergrund
steht und nicht zum 150 Lichtjahre entfernten Haufen zählt. Nicht
weit von den Hyaden entfernt stößt man auf ein dichter gedrängtes
Sternengrüppchen, das Siebengestirn oder die Plejaden. Besonders prächtig wirken sie, wenn man das Siebengestirn im Fernglas
mit großem Gesichtsfeld beobachtet.
Bei dunklem Himmel und klarer Luft erkennt man im Sternbild
Krebs ein nebliges Lichtfleckchen. Im Fernglas zeigt sich eine
große Menge von Sternen. Sie gehören zum Sternhaufen der Krippe, lateinisch Praesepe. Die Amerikaner sprechen von Beehive,
dem Bienenstock, denn im Teleskop gewinnt man den Eindruck
eines Schwarms von Sternen ähnlich einem Bienenvolk.
Im Sternbild Perseus an der Grenze zum Himmels-W entdeckt
man mit dem Fernglas die beiden Sternhaufen h und χ Perseï. Im
Teleskop entpuppt sich ihre wahre Pracht. Ein Besucher einer
Sternwarte meinte einst beim Blick durch das Okular enthusiastisch: „… sieht aus wie glitzernde Edelsteine aller Farben auf
samtschwarzem Firmament!“
Im Sternbild Herkules stößt man auf ein kreisrundes Nebelfleckchen, das die Nummer 13 in Messiers berühmtem Katalog trägt.
Auch in großen Teleskopen und bei hoher Vergrößerung lassen
sich nur die Randpartien in einzelne Lichtpunkte auflösen. Der
innere Bereich bleibt ein nebliger Lichtfleck. Man spricht in diesem
Fall von einem kugelförmigen Sternhaufen oder kurz von einem
Kugelhaufen. Einen weiteren Kugelhaufen kann man im Herkules
ausmachen: M 92. Er ist allerdings lichtschwächer und deutlich
kleiner als M 13. Zwei prächtige Kugelhaufen stehen am Südhimmel: Omega Centauri und 47 Tucanae. Sie sind allerdings in unseren Breiten unbeobachtbar, weil sie tief im Süden stehen und
damit hierzulande stets unter dem Horizont bleiben.
Sternhaufen sind nicht gleich Sternhaufen
Offensichtlich gibt es zwei ganz unterschiedliche Typen von
Sternhaufen: offene Haufen und Kugelhaufen. Sie unterscheiden
sich schon im Aussehen deutlich. Bei offenen Haufen kann man
die Sterne einzeln abzählen. Man sieht jeden Stern einzeln, man
kann gewissermaßen in den Haufen hineinsehen, daher das
Attribut „offen“. Bei Kugelhaufen befinden sich die Sterne so dicht
beieinander, dass man die inneren Partien nicht mehr als einzelne
Sterne wahrnehmen kann, auch nicht bei hoher Vergrößerung in
einem Teleskop. Zudem erscheinen sie mit wenigen Ausnahmen
kreisrund. Nur einige Kugelhaufen wie ω Centauri zeigen eine
leichte Abplattung. Offene Sternhaufen haben irreguläre Formen,
doch dies sind längst nicht alle Unterschiede.
Offene Sternhaufen haben einige Dutzend bis maximal etwa
tausend Mitgliedssterne. Ihre Durchmesser liegen bei wenigen
Dutzend Lichtjahren. Kugelhaufen beherbergen Hunderttausende
bis einige Millionen Sterne, die sich auf einen sphärischen Raum
Der kugelförmige Sternhaufen M 13 im Herkules. Aufnahme von Martin
Gertz/Sternwarte Welzheim.
Sie enthalten die ältesten Sterne des Kosmos, die oft deutlich älter
als zehn Milliarden Jahre sind. Kugelhaufen enthalten zudem so
gut wie keine interstellare Materie und die Bildung von Sternen ist
längst abgeschlossen, ein Sternentstehungsprozess findet in
ihnen nicht mehr statt.
Kugelhaufen pendeln auf mehr oder minder langgestreckten Bahnen um das Milchstraßenzentrum, wobei sie durch die galaktische
Scheibe driften. Dabei kommt es zu keinen Sternkollisionen, da
die Sterne in der Scheibe viel zu weit voneinander entfernt sind.
Allerdings wird bei der Passage der galaktischen Scheibe die
interstellare Materie aus den Kugelhaufen hinausgefegt. M 13 im
Herkules umrundet das galaktische Zentrum in etwa achtzig
Millionen Jahren. Seit Entstehung der Galaxis hat M 13 somit rund
300-mal die galaktische Scheibe passiert.
Alles hat ein Ende
Auch Kugelhaufen lösen sich auf. Infolge der hohen Sterndichte
kommt es in ihnen gelegentlich zu nahen Begegnungen von
Sternen. Durch Impulsaustausch wird bei einem solchen Zusammentreffen ein Stern aus dem Kugelhaufen hinauskatapultiert.
Sein Partner beschreibt anschließend eine engere Bahn um das
Kugelhaufenzentrum, in dem ein Schwarzes Loch haust, wie
Röntgenbeobachtungen belegen. Durch solche Bahnmanöver
verliert der Kugelhaufen an Masse und schrumpft zusätzlich. Die
Sterndichte steigt an, die nahen Begegnungen nehmen zu. Immer
mehr Sterne entfliehen, der Rest füttert das zentrale Black Hole
(engl., Schwarzes Loch), das immer dicker wird. Schließlich bleibt
1
Unsere Galaxis ist von einem kugelförmigen Halo
umgeben, der einen Radius von mehr als 50.000
Lichtjahren hat. In ihm befindet sich das Kugelsternhaufensystem der Milchstraße und andere Sterne,
die zu den ältesten in unserer Galaxis gehören. Im
nebenstehenden Schema ist der Halo durch die
gelben Punkte angedeutet, die sich kugelförmig um
Zentrum und Scheibe der Milchstraße verteilen.
(siehe http://www.astronews.com/glossar/eintraege/galaktischer_halo.html)
- 2 fast nichts mehr von dem einst prächtigen Kugelhaufen außer
einem massereichen Schwarzen Loch.
Bislang hat sich kein Kugelhaufen aufgelöst, denn ein solcher
Vorgang dauert Billionen (1012) von Jahren, dies entspricht dem
Hundertfachen des heutigen Weltalters.
Kugelhaufen sind viel weiter entfernt als die offenen Sternhaufen
in der näheren Umgebung unserer Sonne. Von den Hyaden
trennen uns 150 Lichtjahre, von den Plejaden 400 Lichtjahre und
von der Krippe im Krebs braucht das Licht der Mitgliedssterne
580 Jahre, bis es die Erde erreicht.
Die Kugelhaufen hingegen sind einige Zehntausend Lichtjahre
weit weg. So ist M 13 im Herkules 24.000 Lichtjahre entfernt, M 92
etwa 27.000 Lichtjahre und ω Centauri 17.000 Lichtjahre.
Heute kennt man knapp 200 Kugelhaufen in unserer Milchstraße.
Annähernd tausend Kugelhaufen enthält die gesamte Galaxis,
während die Zahl der offenen Sternhaufen mehrere Zehntausend
betragen dürfte.
Ein Glücksfall für die Astronomie
Für die Forschung sind Sternhaufen von großer Bedeutung. Ihre
Sterne sind gleich weit entfernt, etwa gleichzeitig entstanden, also
gleich alt, und besitzen dieselbe chemische Zusammensetzung,
da sie aus der gleichen Region in der Milchstraße stammen und
aus derselben interstellaren Wolke entstanden sind.
So befinden sich in den offenen Sternhaufen heiße, bläuliche
leuchtkräftige Sterne, während in den Kugelhaufen zahlreiche rote
Riesensterne beheimatet sind. Die Farbe der Sterne verrät uns
deren Oberflächentemperatur. Je heißer ein Stern ist, desto mehr
Energie strahlt er pro Flächeneinheit - z. B. pro Quadratkilometer aus. Die Strahlungsleistung nimmt mit der vierten Potenz der
Temperatur zu. Ein bläulich-weißer Stern mit 12.000 K Oberflächentemperatur sendet pro Quadratkilometer Oberfläche 81-mal
mehr Energie aus als ein oranger Stern mit nur knapp 4000 K
Oberflächentemperatur. Ferner hängt die Leuchtkraft eines Sterns
noch von seinem Durchmesser ab. Doppelter Durchmesser
bedeutet vierfache Leuchtkraft bei gleicher Oberflächentemperatur. Fazit: Die Leuchtkraft (L) eines Sternes ist proportional dem
Quadrat seines Durchmessers (D) und der vierten Potenz seiner
4
effektiven Oberflächentemperatur (Teff). Somit gilt: L ~ D2 x Teff
.
Das Hertzsprung-Russell-Diagramm
Die beiden Astronomen Ejnar Hertzsprung und Henry Norris
Russell fanden im ersten Jahrzehnt des vorigen Jahrhunderts
heraus, dass in Sternhaufen rote Sterne sehr unterschiedlicher
Helligkeit vorkommen. Da die Sterne eines Haufens gleich weit
entfernt sind, bedeutet der Unterschied in den beobachteten
scheinbaren Helligkeiten, dass sie sich auch in den wahren oder
absoluten Helligkeiten unterscheiden. Bei gleicher Farbe haben
sie aber gleiche Oberflächentemperaturen und strahlen pro
Flächeneinheit gleiche Energiemengen ab. Die Differenz in den
Leuchtkräften ist somit nur durch ihre unterschiedliche Größe zu
erklären. Damit wurde offensichtlich, dass es rote Riesensterne
und rote Zwerge gibt.
Masse und chemische Zusammensetzung eines Sterns bestimmen seinen Lebensweg. In der Astronomie unterscheidet man nur
drei Sorten von chemischen Substanzen: Wasserstoff, Helium und
schwerere Elemente. Im Jargon der Astronomen werden letztere
salopp als „Metalle“ bezeichnet.
Da die Sterne eines Haufens aus der gleichen interstellaren Wolke
gebildet wurden, haben sie auch die gleiche chemische Zusammensetzung. Die unterschiedliche Entwicklung der Sterne eines
Haufens ist somit nur durch ihre verschiedenen Massen bedingt.
Je massereicher ein Stern, desto heller, größer und heißer ist er.
Sein Dasein ist ferner umso kürzer, je mehr Masse er bei seiner
Geburt mitbekommen hat. Ein Stern mit zwanzigfacher Sonnenmasse leuchtet nur rund zehn Millionen Jahre, bis er sich zu einem
roten Riesenstern aufbläht, ein spätes Stadium in seinem Leben,
bevor er als Neutronenstern oder gar als Schwarzes Loch endet.
Sterne mit einer Sonnenmasse leuchten etwa zehn Milliarden
Jahre, also tausendmal länger, bis auch sie zu roten Riesen
werden, um dann ihre Hülle abzustoßen und als Weiße Zwerge
noch Milliarden Jahre ihr Dasein zu fristen. Rote Zwergsterne mit
etwa einer halben Sonnenmasse leuchten in relativ stabilem
Zustand bis zu 50 Milliarden Jahre, bevor es auch mit ihnen zu
Ende geht.
von massereichen Sternen der ersten Generation. Nach ihrem
kurzen Dasein haben diese bei Supernova-Explosionen ihre
fusionierten Elemente ins Weltall geschleudert. Die heißen,
bläulichen, leuchtkräftigen Sonnen der Spektralklassen2 O und B
deuten das jugendliche Alter der offenen Haufen an. Sie gehören
der Bevölkerungsgruppe der Population I an.
In den Kugelhaufen finden sich nur metallarme Sterne. Blaue
Riesensterne sind längst ausgebrannt und damit verschwunden.
Die Sterne mit rund einer Sonnenmasse sind bereits in das RoteRiesen-Stadium getreten. Nur die roten Zwergsterne sind noch
nicht weit entwickelt. Dies sind die greisen Sterne der Population
II, die die Kugelhaufen bevölkern. Auch zahlreiche veränderliche
Sterne zählen zu dieser Sternengesellschaft, vornehmlich kurzperiodische Cepheïden, in Fachkreisen als RR-Lyrae-Sterne
bekannt. RR-Lyrae-Sterne sind typischerweise recht leuchtkräftig,
etwa hundertmal heller als unsere Sonne. Ihre Leuchtkräfte
streuen nur wenig, weshalb sie sich gut zur Entfernungsbestimmung eignen (Methode der fotometrischen Parallaxen).
Bei
offenen
Sternhaufen
wiederum
misst
man
die
Eigenbewegungen und die Radialgeschwindigkeiten der Mitglieder. Da die Sterne gemeinsam durch das All ziehen, steuern sie
auf einen imaginären Vertex (Fluchtpunkt) zu - ein rein perspektivischer Effekt. Nach Position des Vertex ergibt sich in Kombination mit Eigenbewegung und Radialgeschwindigkeit die Entfernung
des Haufens (Methode der Sternstromparallaxen).
Arches, das Extrem
Der bisher wohl extremste offene Sternhaufen hinsichtlich Sternenzahl, Dichte und Alter ist der Arches-Haufen im Sternbild
Schütze. Der Name bezieht sich auf das Sternbild (engl.: archer Bogenschütze). Er ist in Sternfreundekreisen so gut wie unbekannt. Kein Wunder, denn im sichtbaren Licht ist er nicht zu
beobachten - selbst nicht in sehr großen Teleskopen. Entdeckt
wurde er mit Hilfe der Infrarotastronomie durch das HubbleWeltraumteleskop, das die spezielle Infrarotkamera NICMOS
(Near-Infrared-Camera and Multi-Object Spectrometer) mit an
Bord hat. Inzwischen hat man den Arches-Sternhaufen auch im
Röntgenbereich nachgewiesen. Seine Röntgenstrahlen stammen
von extrem heißen Sternen und einem heißen, interstellaren
Sternwind, der aus den zentralen Gebieten nach außen strömt.
Auch die Radiostrahlung des Haufens konnte man inzwischen
empfangen. Ebenso wurde er von bodengebundenen Teleskopen
der 8-Meter-Klasse im Infraroten aufgenommen.
Der Arches-Sternhaufen liegt mitten in der Milchstraße. Seine
Position lautet: α = 17h 45m 51s und δ = -28°49 ′28" (J2000.0).
Dies ist fast exakt die Position des Milchstraßenzentrums.
Tatsächlich ist der Arches-Haufen nur etwa hundert Lichtjahre vom
gigantischen zentralen Schwarzen Loch entfernt. Von uns hingegen trennen ihn 26.000 Lichtjahre. Die für einen offenen Sternhaufen enorme Zahl von 15.000 Sternen drängen sich auf einem
Raum von nur drei Lichtjahren Durchmesser. Der ganze Haufen
passt somit zwischen Sonne und Toliman (α Centauri) hinein. Die
gegenseitigen Abstände der Sterne im Haufen betragen dabei im
Mittel nur ein Zehntel Lichtjahr.
Der Arches-Sternhaufen im Sternbild Schütze. Aufnahme des HubbleTeleskops im infraroten Spektralbereich. (NASA/ESA/STScI)
Heiß, massereich und kurzlebig
„Metall“ in Sternhaufen
Bei offenen Sternhaufen zeigen die Sonnen einen relativ hohen
Metallgehalt. Sie sind aus interstellarer Materie gebildet worden,
die zuvor mit schwereren Elementen angereichert wurde, erbrütet
Etwa 150 heiße Leuchtkraftriesen mit Oberflächentemperaturen
von 30.000 bis 40.000 K wurden ausgemacht. Ihre absoluten
2
Zu den Spektralklassen siehe z.B. http://www.mpifr-bonn.mpg.de/583502/spektralklassen
- 3 Helligkeiten liegen zwischen -10M und -11M. Sie haben Massen
vom 40- bis zum 120-Fachen der Sonnenmasse. Nach der
Theorie vom inneren Aufbau der Sterne sind hundert Sonnenmassen eine Obergrenze für Sterne. Bei noch höheren Massen treibt
der Strahlungsdruck des enormen Kernfusionsfeuers den Stern
auseinander, vor allem wenn er schon schwerere Elemente
enthält, was die Opazität (Dämpfung der Materie für Strahlung)
erhöht. Je höher die Opazität, desto größer die Absorption, also
die Undurchdringlichkeit der Sternmaterie. Rote Riesen und rote
Zwergsterne bis 0,08 Sonnenmassen finden sich ebenfalls in
großer Zahl im Arches-Haufen.
Die heißen, supermassereichen blauen Riesen strahlen ihr
maximales Licht im Ultravioletten ab. Sie gehören allesamt den
Spektraltypen O und WN3 an.
Solch extrem massereiche Sterne existieren nicht lange. Der
Arches-Haufen kann daher höchstens drei Millionen Jahre alt sein.
Kosmologisch gesehen ist er damit extrem jung, gewissermaßen
soeben geboren. Er ist der jüngste Sternhaufen, den die Astronomen kennen.
Unser Wissen über diesen fernen, von interstellaren Staubwolken
verborgenen Sternhaufen verdanken wir, wie erwähnt, den Beobachtungen des Hubble-Weltraumteleskops im Erdorbit und den 8m-VLTs (Very Lage Telescopes) der Europäischen Südsternwarte
ESO auf dem Cerro Paranal in Chile. Der Arches-Sternhaufen ist
ein schöner Beleg für die Tatsache, dass die Sternentstehung in
unserer Milchstraße noch nicht zum Erliegen gekommen ist. Die
Galaxis ist vielmehr ein dynamisches Gebilde im stetigen Wandel.
Dies wird auch der Arches-Sternhaufen bald zu spüren bekommen. Durch die gewaltigen Gezeitenkräfte des zentralen Schwarzen Lochs wird der Haufen in den nächsten fünf Millionen Jahren
zerrissen werden. Die blauen Riesensterne werden bald ausgebrannt sein, die restlichen Sterne werden sich in der Galaxis
verstreuen, einige vielleicht in den gierigen Schlund des MonsterBlack-Holes im Zentrum stürzen.
3
Siehe dazu beispielsweise http://www.sternwarteeberfing.de/Fuehrung/Objekbeschreibung/Wolf-Rayet.html
Blick ins Innere des Arches-Sternhaufen. Infrarotaufnahme des
Hubble-Teleskops mit eingefärbten Sternen gemäß ihren
Oberflächentemperaturen. (NASA/ESA/STScI)
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