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Kugelsternhaufen


Die kugelförmigen Sternhaufen, kurz Kugelsternhaufen oder Kugelhaufen genannt, befinden sich im Halobereich des Milchstraßensystems. Sie umgeben das Milchstraßensystem wie ein Bienenschwarm und nehmen einen fast kugelförmigen Raum um dieses herum ein, wobei sie sich im Bereich um das galaktische Zentrum häufen. Die Kugelsternhaufen umkreisen das Milchstraßensystem auf langen ellipsenförmigen Bahnen. Ihre Entfernungen sind daher recht groß: Sie liegen zwischen 7.000 und einigen 10.000 Lichtjahren.


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Das Milchstraßensystem von außen von der Seite betrachtet
Es ist umgeben von den kugelförmigen Sternhaufen
© Mario Lehwald


Im Gegensatz zu den offenen Sternhaufen sind die Kugelsternhaufen erheblich konzentrierter, was ihre Sterne angeht. Es sind kugelförmige Ansammlungen einiger 100.000 bis einiger Millionen Sternen. Der hellste Kugelsternhaufen am nördlichen Sternenhimmel befindet sich im Sternbild Herkules und trägt die Bezeichnung M 13. Er ist bei dunklem Himmel schon schwach mit dem bloßem Auge zu sehen. Die Entfernung zu M 13 liegt bei 25.000 Lichtjahren.


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Zwischen den Kugelhaufen
© Mario Lehwald


Im Gegensatz zu den jungen Sternen in der Scheibe des Milchstraßensystems (Population I) handelt es sich bei den Sternen in den Kugelsternhaufen genau wie bei den Sternen im Halo um rote und alte Sterne, die zur Population II gehören: Es sind Rote Riesen.


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M 13 im Sternbild Herkules ist der hellste Kugelsternhaufen am Nordhimmel
Ausschnitt aus dem POSS (42 x 42′)
Quelle: Digitized Sky Survey


Der hellste Kugelsternhaufen am gesamten Himmel befindet sich am südlichen Sternenhimmel im Sternbild Centaurus und hat die Bezeichnung Omega Centauri oder NGC 5139. Er ist etwa 17.000 Lichtjahre entfernt und besteht aus etwa 1 Million Sterne.

Omega Centauri weicht allerdings etwas von den anderen Kugelsternhaufen ab. Er ist viel größer und leicht abgeflacht. Auch sind seine Sterne nicht alle gleich alt, wie es bei Kugelsternhaufen normalerweise der Fall ist. Daher wird vermutet, daß es sich bei Omega Centauri um den Kern einer ehemaligen Zwerggalaxie handelt, die durch die Anziehung des Milchstraßensystems einen Teil ihrer Sterne verloren hat und von ihr eingefangen wurde.


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Omega Centauri oder NGC 5139 im Sternbild Centaurus
Ausschnitt aus dem POSS (60 x 60′)
Quelle: Digitized Sky Survey


Der zweithellste Kugelsternhaufen am gesamten Himmel ist NGC 104 oder 47 Tucanae im Sternbild Tukan am südlichen Sternenhimmel. Er befindet sich am Himmel weit ab vom Band der Milchstraße in der Nähe der kleinen Magellanschen Wolke und ist ebenfalls schon mit dem bloßem Auge zu sehen. Seine Entfernung liegt bei 13.000 Lichtjahren, wobei er etwa 1 Million Sterne enthält.


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NGC 104 oder 47 Tucanae im Sternbild Tukan
Ausschnitt aus dem POSS (60 x 60′)
Quelle: Digitized Sky Survey


Insgesamt sind etwa 160 Kugelsternhaufen im Raum um das Milchstraßensystem herum bekannt.

Kugelsternhaufen zählen zu den ältesten Objekten im Kosmos überhaupt. Ihr Alter wird auf etwa 12 bis 14 Milliarden geschätzt. Die Kugelsternhaufen sind nach heutigen Einschätzungen etwa zusammen mit dem Milchstraßensystem entstanden. Daher enthalten die Sterne in ihnen kaum schwerere Elemente als Wasserstoff und Helium, da diese Elemente erst von späteren Supernovaexplosionen erzeugt wurden.

In den Kugelsternhaufen findet man fast kein Gas und Staub, wie in der Scheibe des Milchstraßensystems. Der Sternentstehungsprozeß ist in den Kugelsternhaufen nämlich schon seit langem zum Erliegen gekommen.


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M 15 im Sternbild Pegasus ist ein sehr konzentrierter Kugelsternhaufen
Ausschnitt aus dem POSS (45 x 45′)
Quelle: Digitized Sky Survey


Vorkommen

Kugelsternhaufen umgeben nicht nur unser Milchstraßensystem, sondern auch andere Galaxien. So hat man z. B. bei der Andromedagalaxie viele Hundert Kugelsternhaufen gefunden. Auch im Halo um Elliptische Galaxien sind Kugelsternhaufen zu finden, und zwar in großer Zahl. Die elliptische Galaxie M 87 im Zentrum des Virgogalaxienhaufens ist von vielen Tausend Kugelsternhaufen umgeben!


Sternenabstand im Zentrum

Kugelsternhaufen haben Durchmesser zwischen 50 und 150 Lichtjahren. Obwohl sich die Sterne im Zentrum eines Kugelsternhaufens zu berühren scheinen, stehen sie dort in Wirklichkeit immer noch etwa 0,1 bis 0,2 Lichtjahre weit auseinander. Nur durch die große Entfernung der Haufen scheinen die Sterne im Zentrum scheinbar miteinander zu verschmelzen. Der Abstand der Sterne im Bereich der galaktischen Scheibe liegt dagegen bei etwa 4 Lichtjahren.

Der Blick von einem Planeten, der sich nahe des Zentrums eines solchen Kugelsternhaufens befinden würde, dürfte wohl mehr als eindrucksvoll sein: Aufgrund der vielen hellen Sterne würde der Himmel nachts dort so aufgehellt sein, daß man fast Zeitung lesen könnte!


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Der Sternenhimmel auf einem Planeten
am Rande eines Kugelsternhaufens

© Mario Lehwald


Allerdings sind Planetenbahnen in einem Kugelsternhaufen wegen der Nähe der Sterne zueinander nicht sehr stabil, weil ihre Bahnen durch den Vorbeizug naher Sterne immer wieder gestört werden.


Weiße Zwerge

Wenn die Kugelsternhaufen so alt sind, daß die Sterne in ihnen alles Rote Riesen sind, müßten dann nicht schon viele dieser roten Riesen zu Weißen Zwergen geworden sein?

Dieses wurde schon länger vermutet, aber Weiße Zwerge sind sehr klein und leuchten daher sehr schwach. Man kann sie optisch nur in Sonnennähe beobachten. Die Kugelsternhaufen sind dagegen viel zu weit weg, um in ihnen Weiße Zwerge sehen zu können.


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M 4 im Sternbild Skorpion ist der nächste Kugelsternhaufen
Ausschnitt aus dem POSS (30 x 30′)
Quelle: Digitized Sky Survey


Es wurde allerdings ein Versuch mit dem Weltraumteleskop Hubble gemacht. Dazu nahm man den uns am nächsten liegenden Kugelsternhaufen ins Visier, M 4 im Sternbild Skorpion, der nur 7.000 Lichtjahre entfernt ist. Und tatsächlich fand Hubble 8 Weiße Zwerge in dem kleinen fotografierten Ausschnitt von M 4!

Warum sind solche Haufen überhaupt stabil bzw. warum stürzen die Sterne nicht alle in das Zentrum hinein? Kugelsternhaufen sind keine starren Gebilde, vielmehr kreisen alle Sterne in einen solchen Haufen um einen gemeinsamen Schwerpunkt. Dadurch bleibt der Haufen stabil und genau wie bei den Planeten unseres Sonnensystem umkreisen die Sterne den gemeinsamen Schwerpunkt des Haufens.



Entfernungsbestimmung

In vielen Kugelsternhaufen hat man RR-Lyrae Sterne gefunden. 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 oder wahre Leuchtkraft eines RR-Lyrae Sterns errechnen und im Vergleich mit der scheinbaren Helligkeit läßt sich so seine Entfernung recht einfach bestimmen.


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M 55 im Sternbild Schütze
Ausschnitt aus dem POSS (30 x 30′)
Quelle: Digitized Sky Survey



Bewegung der Kugelsternhaufen

Die Kugelsternhaufen bewegen sich auf stark elliptischen Bahnen um das Milchstraßensystem. Diese langgezogenen Bahnen haben einen steilen Winkel zur galaktischen Scheibe und führen durch das Milchstraßensystem hindurch. Ein Kugelsternhaufen bewegt sich während seines Umlaufes zweimal durch die Ebene des Milchstraßensystems (oder die galaktische Scheibe) hindurch.


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So in etwa sehen die Bahnen der Kugelsternhaufen um das Milchstraßensystem aus
© Mario Lehwald


Während sich ein Kugelsternhaufen durch die galaktische Scheibe bewegt, wirken auf ihn Gezeitenkräfte. Wie stark diese sind hängt davon ab, an welcher Stelle er sich durch die galaktische Scheibe bewegt. Am äußeren Rand der Scheibe sind die Gezeitenkräfte schwächer als nahe des Milchstraßenzentrums.

Starke Gezeitenkräfte führen dazu, daß Sterne aus dem äußeren Teil des Kugelsternhaufens herausgezogen werden, so daß nur noch der Kern des Kugelsternhaufens übrig bleibt. Die herausgezogenen Sterne ziehen hinter dem Kern des Kugelsternhaufens her, sind aber nicht mehr gravitativ an diesen gebunden.

Ein Beispiel dafür ist der Kugelsternhaufen Palomar 5. Er bewegt sich auf einer sehr langen elliptischen Bahn um das Milchstraßensystem, die sehr steil zur galaktischen Scheibe liegt. Dadurch bewegt sich Palomar 5 ab und zu durch die Scheibe des Milchstraßensystems hindurch und hat so schon einen Teil seiner Sterne verloren, die jetzt als Sternenstrom hinter ihm herziehen. Auf dem POSS sieht man nur einige ganz schwache Sterne in seinem Zentrum.


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Der Kugelsternhaufen Palomar 5 im Sternbild Schlange
Ausschnitt aus dem POSS (30 x 30′)
Quelle: Digitized Sky Survey


Zur Zeit befindet sich Palomar 5 nahe seines am weitesten vom Milchstraßensystem entfernten Punktes (apogalaktischer Punkt). Er ist etwa 75.000 Lichtjahre entfernt. In etwa 110 Millionen Jahren wird Palomar 5 erneut durch die Scheibe des Milchstraßensystems wandern und das etwa 23.000 Lichtjahre vom Milchstraßenzentrum entfernt. Dabei wird er vermutlich völlig auseinandergerissen werden. Seine Sterne werden anschließend als großer Bewegungssternhaufen weiterziehen.



Zwei Populationen von Kugelsternhaufen

Der Astronom Pieter Oosterhoff hat eine weitere Population von Kugelsternhaufen gefunden, bei denen die Sterne einen, wenn auch nur geringen, Anteil schwerer Elemente enthalten. Diese Art von Kugelsternhaufen kommt im Bereich des Milchstraßensystems nur in einem Raum nahe des galaktischen Zentrums vor.

Auch im Raum um andere Galaxien werden diese beiden Populationen von Kugelsternhaufen oft beobachtet. Wie es zu diesen Unterschieden kommt, ist bislang noch nicht geklärt.



Blaue Nachzügler (Blue Stragglers)

Im Herzsprung-Russell Diagramm von Kugelsternhaufen erscheinen gelegentlich links vom Abknickpunkt einige blaue Sterne. Alle anderen Sterne links von diesem Abknickpunkt haben sich aber schon zu roten Riesen entwickelt. Daher stellt sich die Frage wie dort im Diagramm einzelne blaue Sterne hinkommen, die da eigentlich gar nicht (mehr) sein dürften?

Die einzige Antwort auf diese Frage ist, daß diese blauen Einzelsterne später entstanden sind als die anderen Sterne im Kugelsternhaufen. Man bezeichnet sie daher als Blaue Nachzügler oder im englischen auch als Blue stragglers.

Die Frage ist nur, wie diese Sterne nachträglich entstanden sein sollen, wo es doch in den Kugelsternhaufen fast kein Gas mehr gibt, woraus noch neue Sterne entstehen können. Alles deutet darauf hin, daß sie durch die Fusion zweier Einzelsterne entstanden sind. In Wirklichkeit sind diese Sterne also zur gleichen Zeit entstanden, wie die anderen Mitglieder des Kugelsternhaufens auch.

Allerdings scheint es gelegentlich mal vorzukommen, daß sich zwei Sterne in einem Kugelsternhaufen auf sehr engen Bahnen umkreisen, also ein sehr enges Doppelsternsystem bilden. Mit der Zeit werden die Umkreisungen immer enger und die Sterne verschmelzen miteinander. Eine andere Möglichkeit ist, daß ein Stern in einem solchen engen Doppelsternsystem Materie von seinem Partner absaugt, dadurch an Masse zunimmt und so zu einem blauen Stern wird. Vielleicht kommt es im zentralen Bereich eines Kugelsternhaufens, wenn auch nur äußerst selten, zu einer Kollision zwischen zwei Sternen, woraus ein blauer Stern entsteht.

Das Weltraumteleskop Hubble hat im Kugelsternhaufen NGC 104 oder 47 Tucana einige blaue Nachzügler gefunden.



Blaue Kugelsternhaufen

Die Ansicht, daß Kugelsternhaufen immer aus alten und roten Sternen bestehen, gilt zwar für die Kugelsternhaufen des Milchstraßensystems, ist aber nach neueren Kenntnissen nicht mehr allgemein.

Man hat eine besondere Klasse von Kugelsternhaufen gefunden, die es im Bereich des Milchstraßensystems nicht gibt - die sogenannten Blauen Kugelsternhaufen. Blaue Kugelsternhaufen sind sehr junge Kugelsternhaufen, die nicht älter als 100 Millionen Jahre sind und daher noch viele blaue Hauptreihensterne der Spektralklasse O und B enthalten.

Während die Kugelsternhaufen im Bereich des Milchstraßensystems etwa mit diesem zusammen entstanden sind, haben sich die blauen Kugelsternhaufen deutlich später gebildet. Auch enthalten sie etwas weniger Sterne als die alten Kugelsternhaufen. Daher wurden sie früher oft als dichte offene Sternhaufen angesehen.

Blaue Kugelsternhaufen wurden zuerst in der großen Magellanschen Wolke entdeckt. Die folgenden Bildausschnitte zeigen einige blaue Kugelsternhaufen in der großen Magellanschen Wolke.


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NGC 1818 NGC 1850
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NGC 1866 NGC 2004

Ausschnitte aus dem POSS (15 x 15′)
Quelle: Digitized Sky Survey

© Copyright: 1998-2017 Mario Lehwald
www.andromedagalaxie.de