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)
