Omega Centauri 28.02.15 - ASTRONOMISCHE VEREINIGUNG

Omega Centauri
Kugelsternhaufen
oder
Rest einer Zwerggalaxie?
Astronomische Vereinigung Rottweil
28.02.2014 Zimmern o.R.
Herbert Haupt
AVR / IAS
Inhalt
• Kugelsternhaufen allgemein
- Entstehung, Gestalt, Eigenschaften
• Omega Centauri
- Historie
- Eigenschaften, Alter, Daten
- Besonderheiten, Deutung
• Ausblick
• Anhang: Amateur-Beobachtungen
Kugelsternhaufen
• eine enge, kugelförmige Ansammlung sehr vieler Sterne,
die untereinander gravitativ gebunden sind.
• Typische Größen: einige 100.000 Sterne.
• Gegenseitige Bahnveränderungen sind im dicht
bevölkerten Zentrum häufig  sphärische Gestalt
• Kugelsternhaufen sind gravitativ an Galaxien gebunden,
in deren Halo sie sich weiträumig bewegen
(in der Milchstraße bis ~ 180 kLJ).
• Sie bestehen vorwiegend aus alten, roten Sternen, die
nur wenige schwere Elemente enthalten (Metallarmut).
Dies unterscheidet sie deutlich von Offenen Sternhaufen,
die zu den jüngsten Bildungen in Galaxien gehören.
Entstehung von Kugelsternhaufen
• Sie ist noch kaum verstanden.
• Viele KHn entstanden bereits vor Ausbildung der
Galaxienscheibe; oft in den ersten 2 Mrd. Jahren
 etwa kugelförmiger Halo um die junge Galaxie,
um die sie sich auf Ellipsenbahnen bewegen
• Sie bildeten sich in Gebieten wesentlich höherer Dichte
des interstellaren Mediums
• und zwar offensichtlich „an einem Tag“
• Damals war das Universum noch eine Größenordnung
kleiner und die Materiedichte entsprechend viel größer!!
• Unklar ist, wie sich die Materie dabei so stark verdichten
und darin hunderttausende Sterne entstehen konnten,
ohne dass sie durch thermische Aufheizung und
Sternwinde auseinander getrieben wurden!?
Entstehung von Kugelsternhaufen
Mögliche „Geburtshelfer“ für die Entstehung hochdichter
Sternhaufen:
starke Magnetfelder, die infolge starker Turbulenzen in
Gebieten hoher Materiedichte auftreten?!
 verhindern den schnellen Kollaps der interstellaren
Materiewolken
 die Wolken haben beim Zusammenziehen mehr Zeit
die in Hitze umgewandelte Gravitationsenergie
loszuwerden, die sonst der weiteren Verdichtung
entgegensteht!
SuW News | 16.01.2015 | MPIfR
Catch-as-catch-can in der Frühphase
der Galaxienentstehung D. Kruijssen MPIA
Im noch kleinen Universum der ersten Milliarde Jahre
herrscht hohe Materiedichte
 starke Gravitations-Wechselwirkungen und Kollisionen
 neu gebildete Haufen werden schnell zerstreut!
Es sei denn, sie sind sehr massenreich und damit selbst
stark gravitativ gebunden
 nur sehr große Haufen mit >100.000 Sternen überleben!
Dabei hilft, dass durch die WW einzelne Sterne aus dem
Haufen katapultiert werden und dafür andere näher zum
Zentrum wandern, wo sich Sterndichte und Zusammenhalt
erhöhen!
Kugelsternhaufen-Halo der Milchstraße
Die drei Hauptkomponenten
der Milchstraße:
• das zentrale Gebiet ("bulge"),
mit Milliarden meist älterer
Sterne,
• die dünne Scheibe aus Sternen,
Staub und Gas (mit 100 kLJ Ø) ,
• den kugelförmigen Raum des
Milchstraßenhalos, der von den
Kugelsternhaufen bevölkert wird.
Auch verstreute Einzelsterne,
extrem heißes Wasserstoffgas und
die noch mysteriöse "Dunkle
Materie" finden sich im Halo.
Erzeugen
verstreute
Sterne das
kosmische
Glühen?
NASA-JPL
Messungen mit CIBER
im nahen Infrarot sollten
beitragen, den Ursprung
des galaktischen Hintergrundleuchtens zu klären
Die neuen Daten sprechen eher für die Theorie der verstreuten Sterne
(blaue Modellkurve) als für das Licht von Galaxien aus dem jungen
Universum (rote Kurve).
SuW-02-2015
Gestalt von Kugelsternhaufen
Infolge gravitativer Wechselwirkung der neu gebildeten
Sterne untereinander änderten sich ständig deren Betrag
und Richtung der Geschwindigkeit:
 nach kurzer Zeit keine Rückschlüsse auf ihre
ursprüngliche Geschwindigkeit mehr möglich
 kugelförmige Gestalt der Haufen
Die Relaxationszeit RZ dafür hängt ab von der Dauer,
die ein Stern benötigt, um den Haufen zu durchqueren,
und der Zahl der Sterne im System. RZ variiert von
Haufen zu Haufen, beträgt aber im Schnitt 1 Mrd. Jahre.
Durch Gezeitenwirkungen sind auch Ellipsenformen
möglich.
Jedoch überraschend:
Auch nach über 10 Mrd. Jahren der Relaxation:
• Kugelsternhaufen enthalten noch bzw. wieder
Sternketten, Sternhaufen und wenig besetzte
Bereiche
• und in ihren Kernbereichen gibt es
deutliche Rotationssignale,
die in Zusammenhang mit der äußeren
Abflachung der Kugelsternhaufen stehen
Es ist noch unklar, wodurch diese strukturellen
Abweichungen von der statistischen Bewegungsdispersion
verursacht wurden und werden!?
Radien von Kugelsternhaufen
Die Helligkeit nimmt insgesamt mit der Entfernung vom
Kern ab. Standardradien:
Kernradius rc: Flächenhelligkeit auf die Hälfte abgefallen.
Halblichtradius rh: innerhalb die Hälfte des Gesamtlichts.
Er ist gewöhnlich größer als der Kernradius.
Bei rh werden die Sterne außen im Haufen mitgezählt, die
auf der Sichtlinie durch den Kern liegen, so dass noch der
Halbmassenradius rm benötigt wird: Kugel, die die halbe
Masse des Sternhaufens enthält. Bei relativ kleinem rm hat
der KH einen dichten Kern. Z.B. ist bei M3 die sichtbare
Ausdehnung 18´, aber rm nur 1,12 ´.
Gezeitenradius rt: außerhalb ist der Gravitationseinfluss der
Galaxie größer als der der Sterne im Haufen, so dass
einzelne Sterne entkommen können. rt von M3 ist ~ 38’.
Eigenschaften von Kugelsternhaufen
Die Kugelhaufen enthalten nur Sterne,
keine nachweisbaren Mengen von Gas.
Man darf annehmen, dass alles Gas, das in ihnen
anfangs bei der Sternentstehung noch vorhanden
war oder das im Laufe der fortgeschrittenen
Entwicklung von Sternen wieder abgestoßen wurde,
beim Durchpendeln des Haufens durch die Ebene
der Milchstraßensystems aus dem Haufen (durch
die Gasmassen) „herausgefegt“ worden ist.
Eigenschaften von Kugelsternhaufen
• Kugelsternhaufen sind meist sehr alt.
Da in dieser Frühphase noch nicht viel Sternmaterie
recycelt wurde, haben sie auch alle etwa dieselbe
Zusammensetzung, und sind metallarm
 Ihre Entwicklung ist damit rein masseabhängig
• Die Sterne entstanden in einem kurzen Zeitraum,
 sie sind „gleich alt“
• Die Sterne eines Haufens sind sehr eng gepackt:
 sie sind praktisch gleich weit von uns entfernt
 hilfreich bei der Bestimmung von
Entfernung und Alter
Alter von Kugelsternhaufen
Mv
Farben-HelligkeitsDiagramm von M 55:
aus Turn-off-Point
ergibt sich - mit Physik
der Sternentwicklung das Alter des Haufens:
am ToP haben sich
Sterne oberhalb einer
bestimmten Masse
bereits von der Hauptreihe weg entwickelt
Alter von Kugelsternhaufen
Im Herzsprung-Russel-Diagramm der Kugelhaufen
(die in den ersten ~ 2 Mrd. Jahren entstanden sind)
ist die Hauptreihe nur noch bis zur absoluten
Helligkeit M = +3,5 mit Sternen besetzt,
das Spektrum auf der Hauptreihe nur bis F5.
Alle helleren Sterne, d.h. Sterne mit mehr als
1,3 Sonnenmassen, haben die Hauptreihe bereits
infolge ihrer Entwicklung verlassen.
Entfernungsbestimmung
Viele Kugelsternhaufen enthalten RR-Lyrae Sterne.
Diese haben Lichtwechselperioden zwischen 0,2 und
1,2 Tagen.
Ihre absoluten Helligkeiten liegen zwischen +0.5M und
+1.0M.
Aus der Lichtwechselperiode kann man die absolute
Helligkeit eines RR-Lyrae Sterns errechnen und - im
Vergleich mit der scheinbaren Helligkeit - so seine
Entfernung bestimmen.
Zuvor ist die interstellare Absorption zu eliminieren.
Besonderheiten bei Kugelsternhaufen
Abweichungen von einheitlichem Aufbau und Verhalten
ergaben sich infolge von Wechselwirkungen mit
inner-/intergalaktischer Materie und von Kollisionen:
 mehrere Sternentstehungszeiträume
mit verschiedenen Hauptreihen im FHD
 Populationen mit unterschiedlichen Metallizitäten
 Sterngruppen mit eigenen Bewegungsmustern
 Ellipsoid statt Kugel, (M 19? - einseitige Absorpt.?)
Omega Centauri
Großer Kugelsternhaufen
oder was?
Sternbild
Zentaur
ω - Centauri:
RA: 13h27
DE: -47:29°
αα
Historie von ω-Centauri
150
1603
1677
1826
Claudios Ptolemaios: Almagest
Johannes Bayer: Uranometria
Edmond Halley
James Dunlop: Katalog
Stern
Stern ω-Cen
Nebel
Kugelhaufen
Mit 3,9 m Helligkeit ist ω-Centauri mit freiem Auge
zu sehen
ω-Centauri
IAS Josch Hambsch
ω-Centauri
IAS Werner Roßnagel
ω-Centauri
IAS Johannes Schedler
ω-Centauri: Kernbereich
IAS Dieter Willasch
Sterndichte im Kugelhaufen ω-Cen
Abstand der Sterne im Mittel 0,3 LJ; im Kernbereich 0,1 LJ!
d.h. zigtausend mal höhere Dichte als in der Sonnenumgebung
 im Zentrum ist es „nachts“ so hell, wie mit
40 Vollmonden (~ 1/10.000 „Vollsonne“)
 starke Verwirbelung der Sterne durch deren
Wechselwirkung
 vermutlich ab und zu Sternzusammenstöße
 „Blaue Nachzügler“ (blue stragglers)
 Planeten – sofern überhaupt entstanden – können sich
nicht auf ihren Bahnen halten; werden aus ihrem
„Sonnen“-System geschleudert
 Leben in Kugelhaufen extrem unwahrscheinlich!
ω-Centauri kurzbelichtet
Carsten Jacobs IAS
ω-Centauri langbelichtet
Carsten Jacobs IAS
ω-Centauri
Zentrum
Hubble
Mehrfarben-Komposit
Messung der Bewegung
von Sternen in 2002-06:
 Positions-Änderungen
in den nächsten 600
Jahren
 Richtungen beliebig
ω-Cen: Farben-Helligkeits-Diagramm
J. Anderson STScI
Horizontalast
Roter Riesenast
Knie 
 Alter 11,5 Mrd.J.
Hauptreihe
Weiße
Zwerge
Daten: ω-Centauri, NGC 5139
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Entfernung (bei 0,5 m interstellarer Absorption): 16.000 LJ
Durchmesser:
36´ ↔ 170 LJ
Durchmesser mit Randpartien:
55´ ↔ 260 LJ
Durchmesser Zentraler Bereich (H = 50%): 5´ ↔ 24 LJ
Konzentrationsklasse:
VIII
Radialgeschwindigkeit:
+ 240 km/s
Rotationsdauer (bei r = 80 LJ und 8 km/s):
2 • 107 J
Masse:
3 • 106 Ms
Zahl der Sterne:
10.000.000
Zentrales Schwarzes Loch:
40.000 Ms
Alter (Population II):
11,5 • 109 J
Spektraltyp:
F5
Scheinbare Helligkeit:
3,68 m
Absolute Helligkeit:
-10,26 M
ω-Centauri: Abweichungen von
typischen Kugelsternhaufen
Omega Centauri:
1. hat neben den typischen metallarmen Population IISternen auch metallreichere (~ 4x) späterer
Generationen  mehrere Hauptreihen im FHD
2. ca. 5 % der Sterne haben eigenes Bewegungsprofil
3. rotiert mit 8 km/s bei R = 80 LJ  Abplattung 2:3
4. ist extrem groß: ~ 10 Mio Sterne (3 Mio Ms)
5. hat ein massereiches Schwarzes Loch (~ 40.000 Ms?)
im Zentrum, das sich durch die hohen Geschwindigkeiten der Sterne nahe dem Zentrum verrät.
Deutung der Besonderheiten von ω-Cen
A Beobachtungen 1. und 2.:
lassen / ließen sich mit dem Verschlucken von einem
oder zwei kleineren Kugelsternhaufen erklären
B Insgesamt erscheint jedoch die Annahme zwingend
notwendig:
ω - Centauri ist der Rest einer Zwerggalaxie,
deren Außenbereiche beim Durchgang durch die
Scheibe der Milchstraße abgestrippt wurden!!
Ähnliches Beispiel: der etwa doppelt so sternreiche
Mayall II (G1) bei der Andromeda-Galaxie
Kapteyns Stern: einst Teil von ω-Cen
- roter Unterzwerg
- Masse: ~ 0,3 Ms, Radius: ~ 3 Rjup, Leuchtkraft: ~ 10-3 Ls
- mit 2 Planeten, einer in habitabler Zone??
- sonnennächster Halo-Stern (12,8 LJ)!
Nach neueren Erkenntnissen stammt er und weitere Sterne
der „Kapteynschen Bewegungsgruppe“ aus einer
sphärischen Zwerggalaxie, die vor Jahrmilliarden mit der
Milchstraße verschmolzen ist.
Die Sterne der Galaxie wurden zu einem Sternstrom, einer
lang gestreckten Spur von Sternen mit ähnlicher Bewegung
in der Milchstraße, auseinandergezogen.
Von der Zwerggalaxie blieb nur der kompakte Kern übrig,
der heute den Kugelsternhaufen Omega Centauri darstellt.
Ausblick
Auch wenn die Herkunft von ω - Centauri geklärt scheint:
Er ist der größte, hellste, schönste Kugelsternhaufen,
den zu beobachten und fotografieren mit jedem
Fernglas oder Teleskop Spaß macht!!
Literatur
• HU Keller: „Omega Centauri – ein Kugelhaufen der Superlative“
Kosmos Himmelsjahr 2015, S. 146
• Hans-Günter Diederich: „Was kann ein Sternfreund mit
Kugelsternhaufen so alles anfangen?“ IAS-MV 2013
• www.ias-observatory.org: Fotos von ω-Cen (JH, CJ, WR, JSch, DW)
• www.astronomie-rw.de: Fotos von Kugelhaufen (BG, PK, GN, PW)
• Wikipedia: Omega Centauri, Kugelsternhaufen, HRD - FHD, Alter
von KH, Mayall II, Kapteyns Stern, ...
• Diederik Kruijssen: „Kugelsternhaufen - Die Überlebenden eines
Massakers vor 13 Milliarden Jahren“ MPIA Garching 2012
• http://www.constellation-guide.com/omega-centauri-ngc-5139/
• http://www.youtube.com/watch?v=lhSFQXrVr48:
Omega Centauri's Hertzsprung-Russell Diagram
• Martin Federspiel: „Entfernung und Alter von Sternhaufen“
06.10.2007, Lehrerfortbildung auf dem Schauinsland
Literatur
• http://www.noe-sternwarte.at/test/doku.php?id=kugelsternhaufen
(Otto Braunmandl)
• MPIfR Red.: SuW News | 16.01.2015 | Sternentstehung - Kosmischer
Ziegel und Himmlische Schlange
•
Danke
Anhang
Amateur-Beobachtungen
an Kugelsternhaufen
Die hellsten Kugelsternhaufen
Objekt
ω-Cen
47 Tuc
M 22
M5
M 13
M4
M 12
M3
M 55
M 15
M 92
M2
M 62
M 10
M 19
Sternbild Distanz Helligkeit Ø
Konz.typ Masse
kLJ
mag
LJ
~ Mio Ms
Cen
17,3
3,9
150 / 55´ VIII
3
Tuc
14
4,9
120 / 31´ III
0,7
Sgr
10,5
5,3
100 / 32´ VII
0,3
Ser
26
5,6
125 / 23´ V
0,86
Her
25,5
5,8
145 / 20´ V
0,6
Sco
5,6
5,9
75 / 26´ IX
0,07
Oph
21
6,1
75 / 16´
IX
0,25
CVn
34
6,2
220 / 18´ VI
0,45
Sgr
17
6,3
100 / 19´ XI
0,27
Peg
39
6,4
170 / 7´
IV
0,56
Her
27
6,4
120 / 14´
IV
0,2
Aqr
39
6,5
175 / 16´
II
0,1
Oph
35
6,5
100 / 15´
IV
1,2
Oph
35
6,6
80 / 20´ VII
0,23
Oph
45
6,8
110 / 17´ VIII
1,1
M4
in Sco Peter Knappert
M4
in Sco Gerhard Neininger
Sternketten in M 22 und M 4
Bei höheren Vergrößerungen zerfällt der Kugelhaufen M22 in
einzelne, markante Sternketten und auffällige Bereiche mit
weniger Sternen. Wie M 15 enthält auch M 22 einen kleinen
planetarischen Nebel (GJJC-1), der für den Amateur praktisch
aber unbeobachtbar ist.
Auch M 4 besitzt 
deutliche Sternketten.
Sternketten, Sterngruppen und wenig besetzte Bereiche gibt es
also auch noch mehr als 10 Mrd. Jahre nach der Bildung der
Kugelsternhaufen. D.h. sie bilden trotz der Relaxation im
Haufen immer wieder neu!
M5
in Ser Peter Knappert
M5
in Ser Gerhard Neininger
M 13
in Her Bernhard Gail
M 22
in Sgr Peter Knappert
M 92
in Her Peter Knappert
M 92
in Her Peter Wölfle
Beobachtungs-Ideen für Amateure
HG Diederich
• Form: kugelig oder elliptisch
• Struktur: stark konzentriert oder locker nach außen
 Helligkeitsprofile (Photometrie?)
• Vergleich der Aufnahmen bei verschiedenen Farben
• Farbindex: je röter desto älter
• Planetarische Nebel erkennen?
Luminanz mit Filteraufnahmen (Hα, OIII) vergleichen
• Veränderliche erkennen?
- Blinken zwischen Aufnahmen zu verschiedenen Zeiten
- Aufnahmen durch Linienfilter zu verschiedenen Zeiten:
bei Überlagerung zu Weißbildern
 Veränderliche sind farbig!
• Kugelsternhaufen in anderen Galaxien erkennen?
Zu guter Letzt
Auch KHn sind in ihrer Galaxie nicht sicher
Die Riesengalaxie M 87 (54 Mio LJ) in Virgo hat einen
ganzen Kugelsternhaufen (HVGC-1) mit großer Wucht ins
All geschleudert. Er rast mit mehr als drei Mio km/h aus
der Galaxie hinaus (HS-CfA).
Spekulation: Im Zentrum von M 87 befinden sich zwei
gigantische Schwarze Löcher, denen der Kugelsternhaufen
zu nahe kam, und die ihn mit ihrer enormen Schwerkraft
wie eine Schleuder weggeschossen haben (analog einem
Swing-by-Manöver).
Dabei könne der dichte Kern des Kugelhaufens intakt
geblieben sein, obwohl sicher viele seiner äußeren Sterne
von den Schwarzen Löchern "abgepflückt" wurden.
Kugelhaufen HVGC-1
„verlässt“
Galaxie M 87
Restkern eines
ursprünglich extrem
massereichen
Kugelsternhaufens
mit > 10 Mio Ms
Helligkeit: 18 m
Jetzt 18´ nördl. M 87
(≈ 300 kLJ vom Kern)
Seit ~ 100 Mio Jahren
unterwegs
Arches Sternhaufen
100 LJ von Sgr A
Röntgen-Doppelstern
1E 1743.1–2843
Arches-Haufen
Pistolenstern
NASA, ESA, STScI
Dichtester Haufen:
30.000 MSonne
innerhalb 3 LJ Ø!!
ähnlich ω-Centauri
in dessen Zentrum
Alter: erst 2,5 Mio J
 Sterne bis 120 Ms,
mettallreich
Das war´s!