Astronomen haben mit dem MUSE-Instrument am Very Large Telescope in Chile einen Stern im Haufen NGC 3201 entdeckt, der sich sehr seltsam verhält. Man hat das Gefühl, dass es sich um ein unsichtbares Schwarzes Loch dreht, dessen Masse etwa die vierfache Masse der Sonne beträgt. Wenn es stimmt, dass Wissenschaftler das erste inaktive Schwarze Loch mit stellarer Masse entdeckt haben, und zwar in einem Kugelsternhaufen. Außerdem wird er der erste sein, der direkt aus seiner Schwerkraft heraus entdeckt wird. Dies ist eine sehr wichtige Entdeckung, die sicherlich einen Einfluss auf unser Verständnis der Entstehung solcher Sternhaufen, schwarzer Löcher und des Ursprungs von Gravitationswellen-Freisetzungsereignissen haben wird.

Kugelsternhaufen werden so genannt, weil sie riesige Kugeln sind, die mehrere zehntausend Sterne enthalten. Sie befinden sich in den meisten Galaxien, gehören zu den ältesten bekannten Sternverbänden im Universum, und ihr Erscheinen wird auf die Zeit des Beginns des Wachstums der Wirtsgalaxie und ihrer Entwicklung zurückgeführt. Bis heute sind mehr als 150 Sternhaufen bekannt, die zur Milchstraße gehören.

Eine dieser Gruppen heißt NGC 3201 und befindet sich im Sternbild Segel des Südhimmels der Erde. In dieser Studie wurde es mit dem hochmodernen MUSE-Instrument untersucht, das am Very Large Telescope (VLT) der Europäischen Südsternwarte in Chile installiert ist. Ein internationales Team von Astronomen hat herausgefunden, dass sich einer der Sterne im Haufen sehr seltsam verhält – er oszilliert mit einer Geschwindigkeit von mehreren hunderttausend Kilometern pro Stunde mit einer gewissen Periodizität von 167 Tagen hin und her. Der entdeckte Stern ist am Ende seiner Hauptlebensphase ein Hauptreihenstern. Das bedeutet, dass es seinen Wasserstoffbrennstoff aufgebraucht hat und sich nun zu einem roten Riesen entwickelt.

Künstlerische Darstellung des inaktiven Schwarzen Lochs in NGC 3201. Quelle: ESO/L. Calçada/spaceengine.org

MUSE vermisst derzeit 25 Kugelsternhaufen in der Milchstraße. Diese Arbeit wird es Astronomen ermöglichen, Spektren von 600 bis 27.000 Sternen in jedem Haufen zu erhalten. Die Studie beinhaltet eine Analyse der Radialgeschwindigkeiten einzelner Sterne – die Geschwindigkeit, mit der sie sich von der Erde weg oder auf sie zu bewegen, also entlang der Sichtlinie des Beobachters. Dank der Analyse der Radialgeschwindigkeiten ist es möglich, die Umlaufbahnen von Sternen sowie die Eigenschaften aller großen Objekte zu messen, um die sie sich drehen können.

„Dieser Stern umkreist etwas, das völlig unsichtbar ist. Es hat die vierfache Masse der Sonne und kann nur ein Schwarzes Loch sein. Es stellt sich heraus, dass wir zum ersten Mal ein solches Objekt in einem Sternhaufen gefunden haben, und zwar durch die direkte Beobachtung seines Gravitationseinflusses“, bewundert der Erstautor der Arbeit Benjamin Giesers von der Georg-August-Universität Göttingen.

Die Beziehung zwischen Schwarzen Löchern und Sternhaufen erscheint Wissenschaftlern sehr wichtig, aber mysteriös. Aufgrund ihrer großen Massen und ihres Alters wird angenommen, dass diese Haufen eine große Anzahl von Schwarzen Löchern mit stellarer Masse hervorgebracht haben, Objekte, die durch die Explosion großer Sterne entstanden sind und unter der Kraft des gesamten Haufens zusammenbrechen.

In Ermangelung einer kontinuierlichen Bildung neuer Sterne, was genau in Kugelsternhaufen der Fall ist, werden schwarze Löcher mit stellarer Masse bald zu den größten existierenden Objekten. Typischerweise sind solche Löcher in Kugelsternhaufen etwa viermal größer als die umgebenden Sterne. Kürzlich entwickelte Theorien haben zu dem Schluss geführt, dass Schwarze Löcher in einer Gruppe einen dichten Kern bilden, der sozusagen zu einem separaten Teil des Clusters wird. Bewegung in der Mitte der Gruppe hätte die meisten Schwarzen Löcher austreiben müssen. Das bedeutet, dass nur einige dieser Objekte nach einer Milliarde Jahren überleben könnten.

Der Kugelsternhaufen NGC 3201. Der blaue Kreis zeigt die vorgeschlagene Position des inaktiven Schwarzen Lochs. Quelle: ESA/NASA

Schwarze Löcher mit stellarer Masse selbst oder einfach Kollapsare entstehen, wenn große Sterne sterben, unter ihrer eigenen Schwerkraft kollabieren und als mächtige Hypernovae explodieren. Das verbleibende Schwarze Loch enthält den größten Teil der Masse des ehemaligen Sterns, der ein Vielfaches der Sonnenmasse beträgt, und seine Größe ist mehrere zehnmal größer als unser Stern.

Das MUSE-Instrument bietet Astronomen die einzigartige Möglichkeit, die Bewegung von bis zu tausend entfernten Sternen gleichzeitig zu messen. Mit dieser neuen Entdeckung war das Team erstmals in der Lage, ein inaktives Schwarzes Loch im Zentrum eines Kugelsternhaufens nachzuweisen. Es ist insofern einzigartig, als es derzeit keine Materie absorbiert und nicht von einer heißen Scheibe aus Gas und Staub umgeben ist. Und die Masse des Lochs wurde aufgrund seines enormen Gravitationseinflusses auf den Stern selbst geschätzt.

Da aus einem Schwarzen Loch keine Strahlung entweichen kann, besteht die Hauptmethode zu ihrer Erkennung darin, die Radio- oder Röntgenstrahlung des heißen Materials um sie herum zu beobachten. Wenn ein Schwarzes Loch jedoch nicht mit heißer Materie interagiert und keine Masse ansammelt und keine Strahlung emittiert, wird es in diesem Fall als inaktiv oder unsichtbar angesehen. Daher ist es erforderlich, andere Methoden für ihren Nachweis zu verwenden.

Astronomen konnten die folgenden Parameter des Sterns bestimmen: Seine Masse beträgt ungefähr 0,8 Sonnenmassen, und die Masse seines mysteriösen Gegenstücks liegt innerhalb von 4,36 Sonnenmassen, fast genau ein Schwarzes Loch. Da das abgeblendete Objekt dieses binären Systems nicht direkt beobachtet werden kann, gibt es eine alternative Methode, wenn auch weniger überzeugend, um herauszufinden, was es sein könnte. Es ist möglich, dass Wissenschaftler ein Dreifachsternsystem beobachten, das aus zwei dicht verbundenen Neutronensternen besteht, um die sich der von uns beobachtete Stern dreht. Dieses Szenario erfordert, dass jeder dicht verbundene Stern mindestens doppelt so massiv ist wie die Sonne, und ein solches Doppelsystem wurde noch nie zuvor beobachtet.

Jüngste Entdeckungen von Radio- und Röntgenquellen in Kugelsternhaufen sowie die Entdeckung von Gravitationswellensignalen aus dem Jahr 2016, die durch die Verschmelzung zweier Schwarzer Löcher mit stellarer Masse erzeugt wurden, legen nahe, dass diese relativ kleinen Schwarzen Löcher möglicherweise weiter in Haufen verteilt sind als bisher gedacht.

„Bis vor kurzem gingen wir davon aus, dass fast alle Schwarzen Löcher aus Kugelsternhaufen nach kurzer Zeit verschwinden sollten und solche Systeme gar nicht existieren sollten! Aber in Wirklichkeit ist dies nicht der Fall. Unsere Entdeckung ist die erste direkte Beobachtung der Gravitationseffekte eines Schwarzen Lochs mit stellarer Masse in einem Kugelsternhaufen. Diese Entdeckung wird uns dabei helfen, die Bildung solcher Gruppen, die Entwicklung von Schwarzen Löchern und Doppelsternsystemen zu verstehen – entscheidend für das Verständnis der Quellen von Gravitationswellen.

Seit jeher richtete der Mensch seinen Blick zum Himmel, wo unzählige Sternhaufen unzugänglich, aber verführerisch mit ihrer einzigartigen Schönheit leuchteten.

Die Zeichnungen der Sterne, die die alten Erdbewohner sahen, formten sich zu verschiedenen bizarren Bildern, denen klangvolle epische Namen zugeordnet wurden. Der Andromeda-Nebel, das Sternbild Kassiopeia, Ursa Major und Hydra sind nur ein kleiner Teil der Namen, die es ermöglichen zu beurteilen, welche Assoziationen ferne erstaunliche Gestirne hervorriefen, die auf der dunklen Leinwand des Himmels funkelten. Es wurde angenommen, dass das Schicksal der Menschen untrennbar mit der relativen Position der Sterne verbunden ist, die den unter ihnen Geborenen Reichtum, Glück und Glück sowie Bitterkeit, Unglück und Enttäuschung bringen können.

Bedeutung von Sternhaufen für die Astronomie

Sternhaufen Messier 7, ESO-Bild

Mit der Entwicklung der Zivilisation haben sich mystische und poetische Vorstellungen über die Struktur des Firmaments des Himmels erheblich verändert und systematisiert und viel rationalere Umrisse erhalten, aber die historischen klangvollen Namen sind erhalten geblieben. Es stellte sich heraus, dass scheinbar nahe Sterne tatsächlich weit voneinander entfernt sein können und umgekehrt. Daher wurde es notwendig, eine Sternenhierarchie zu schaffen, die den modernen Vorstellungen über das Universum entspricht. In der astronomischen Klassifikation tauchte also der Begriff "Sternhaufen" auf, der eine Gruppe von Sternen vereint, die sich in ihrer Galaxie als eine bewegen.

Diese Formationen sind insofern äußerst interessant, als die darin enthaltenen Leuchten ungefähr gleichzeitig entstanden sind und sich nach Weltraumstandards in der gleichen Entfernung vom irdischen Beobachter befinden, was zusätzliche Möglichkeiten bietet, Strahlung von verschiedenen Quellen desselben Clusters ohne Vergleich zu vergleichen entsprechende Korrekturen. Die von ihnen kommenden Signale werden auf die gleiche Weise verzerrt, was die Arbeit von Astrophysikern erheblich erleichtert, die die Struktur und Entwicklung von Sternsystemen und des Universums als Ganzes, die Prinzipien der Entstehung von Galaxien, die Prozesse der Sternentstehung und ihre untersuchen Zerstörung und vieles mehr.

Arten von Sternhaufen

Hubble auf Sternhaufen

Sternhaufen werden normalerweise in zwei große Gruppen unterteilt: kugelförmig und offen. Aber von Zeit zu Zeit versuchen sie, diese Klassifizierung zu ergänzen, da nicht alle entdeckten Raumformationen streng in die eine oder andere Kategorie passen.

Kugelhaufen

Kugelsternhaufen, von denen es in manchen Galaxien mehr als zehntausend gibt, sind selbst nach universellen Maßstäben alte Formationen mit einem Alter von über 10 Milliarden Jahren. Da sie höchstwahrscheinlich genauso alt sind wie das Universum, können sie Wissenschaftlern, denen es gelungen ist, die von ihnen ausgesandten Informationen zu lesen, viel erzählen.

Galerie der Kugelsternhaufen

Diese Haufen haben eine Form ähnlich einer Kugel oder eines Ellipsoids und bestehen aus Zehntausenden von Sternen unterschiedlicher Größe - von alten roten Zwergen bis hin zu jungen blauen Riesen, die im Haufen selbst bei Kollisionen der ihn bewohnenden Sterne geboren werden.

offene Cluster

Offene Sternhaufen sind viel jünger als Kugelsternhaufen – das Alter solcher Sternkonglomerate wird üblicherweise auf Hunderte Millionen Jahre geschätzt. Sie sind nur in Spiralgalaxien oder unregelmäßigen Galaxien zu finden, die im Gegensatz zu beispielsweise elliptischen Galaxien dazu neigen, Sternentstehungsprozesse fortzusetzen.

Galerie offener Cluster

Offene Haufen sind viel sternärmer als kugelförmige, aber wenn sie beobachtet werden, kann jeder Stern separat gesehen werden, da sie sich in beträchtlicher Entfernung voneinander befinden und nicht in einem gemeinsamen Himmel verschmelzen.

Sternenvereine

In Analogie zu den politischen und wirtschaftlichen Lebensbereichen sind auch die Himmelskörper in der Lage, temporäre Assoziationen zu bilden, die in der Astronomie den Namen "Sternassoziationen" erhalten haben.

Diese Formationen gelten als die jüngsten im Universum und haben ein Alter von nicht mehr als zehn Millionen Jahren. Die Gravitationsbindungen in ihnen sind sehr schwach und unzureichend, um die Stabilität des Systems für lange Zeit aufrechtzuerhalten, und daher müssen sie sich zwangsläufig in ziemlich kurzer Zeit auflösen.

Es wird angenommen, dass Assoziationen nicht durch den gravitativen Einfang vorbeiziehender Sterne entstanden sein könnten, was bedeutet, dass letztere mit ihr geboren wurden und etwa gleich alt sind. Im Vergleich zu Clustern ist die Anzahl der "assoziierten Mitglieder" nicht groß und wird in Zehnern gemessen, und die Entfernung zwischen ihnen beträgt bis zu mehreren hundert Lichtjahren. Aus wissenschaftlicher Sicht bestätigt die Entdeckung solcher Neoplasmen die Theorie der Fortsetzung der Geburtsprozesse neuer Sterne im Universum, und zwar nicht einzeln, sondern in ganzen Gruppen.

Neue Entdeckungen

Bis vor kurzem glaubte man, dass Kugelsternhaufen die ältesten Sternformationen sind, die altersbedingt die Dynamik interner Rotationsbewegungen verloren haben müssten und als einfache Systeme betrachtet werden können. Im Jahr 2014 fanden Forscher des Max-Planck-Instituts für extraterrestrische Physik unter der Leitung von Maximilian Fabricius jedoch bei Langzeitbeobachtungen von 11 Kugelsternhaufen in der Milchstraße heraus, dass sich ihr zentraler Teil weiter dreht.

Die meisten modernen Theorien sind nicht in der Lage, diese Tatsache zu erklären, was bedeutet, dass, wenn die Informationen bestätigt werden, Änderungen sowohl in den theoretischen Aspekten des Wissens als auch in angewandten mathematischen Modellen, die die Bewegung von Kugelassoziationen beschreiben, möglich sind.

Wie entstehen Sternhaufen? Wie unterscheiden sie sich, wie befinden sie sich im Raum unserer Galaxis und wie wird ihr Alter bestimmt? Alexei Rastorguev, Doktor der Physikalischen und Mathematischen Wissenschaften, spricht darüber.

Anscheinend werden fast alle Stars in Gruppen geboren, nicht einzeln. Daher ist es nicht verwunderlich, dass Sternhaufen sehr häufig vorkommen. Astronomen untersuchen gerne Sternhaufen, weil sie wissen, dass alle Sterne in einem Haufen ungefähr zur gleichen Zeit und in ungefähr der gleichen Entfernung von uns entstanden sind. Alle merklichen Helligkeitsunterschiede zwischen solchen Sternen sind echte Unterschiede. Welche kolossalen Veränderungen diese Sterne im Laufe der Zeit auch durchgemacht haben, sie begannen alle zur gleichen Zeit. Es ist besonders sinnvoll, Sternhaufen unter dem Gesichtspunkt der Massenabhängigkeit ihrer Eigenschaften zu untersuchen - schließlich sind das Alter dieser Sterne und ihre Entfernung von der Erde ungefähr gleich, so dass sie sich nur in voneinander unterscheiden ihre Masse.

Sternhaufen sind nicht nur für wissenschaftliche Studien interessant – sie sind auch als Objekte für die Fotografie und für die Beobachtung durch Amateurastronomen außergewöhnlich schön. Es gibt zwei Arten von Sternhaufen: offene und kugelförmige. Diese Namen sind mit ihrem Aussehen verbunden. In einem offenen Sternhaufen ist jeder Stern einzeln sichtbar, sie sind mehr oder weniger gleichmäßig über einen Teil des Himmels verteilt. Kugelsternhaufen hingegen sind wie eine Kugel, die so dicht mit Sternen gefüllt ist, dass einzelne Sterne in ihrer Mitte nicht zu unterscheiden sind.

offene Sternhaufen

Der vielleicht berühmteste offene Sternhaufen sind die Plejaden oder Sieben Schwestern im Sternbild Stier. Trotz seines Namens können die meisten Menschen ohne Teleskop nur sechs Sterne sehen. Die Gesamtzahl der Sterne in diesem Haufen liegt zwischen 300 und 500, und sie befinden sich alle in einem Fleck mit einem Durchmesser von 30 Lichtjahren und 400 Lichtjahren von uns entfernt.

Dieser Haufen ist nur 50 Millionen Jahre alt, was nach astronomischen Maßstäben ziemlich viel ist, und enthält sehr massive leuchtende Sterne, die noch keine Zeit hatten, sich in Riesen zu verwandeln. Die Plejaden sind ein typischer offener Sternhaufen; Normalerweise umfasst ein solcher Haufen mehrere hundert bis mehrere tausend Sterne.

Unter den offenen Sternhaufen gibt es viel mehr junge als alte, und die ältesten sind kaum älter als 100 Millionen Jahre. Es wird angenommen, dass sich die Rate, mit der sie gebildet werden, im Laufe der Zeit nicht ändert.

Tatsache ist, dass sich die Sterne in älteren Haufen allmählich voneinander entfernen, bis sie sich mit der Hauptgruppe von Sternen vermischen - denselben, von denen Tausende vor uns am Nachthimmel erscheinen. Obwohl die Schwerkraft offene Haufen bis zu einem gewissen Grad zusammenhält, sind sie immer noch ziemlich zerbrechlich, und die Schwerkraft eines anderen Objekts, beispielsweise einer großen interstellaren Wolke, kann sie auseinanderreißen.

Einige Sterngruppen sind so schwach zusammengehalten, dass sie nicht Cluster, sondern Sternverbände genannt werden. Sie bestehen nicht sehr lange und bestehen normalerweise aus sehr jungen Sternen in der Nähe der interstellaren Wolken, aus denen sie entstanden sind. Eine Sternassoziation umfasst 10 bis 100 Sterne, die über eine mehrere hundert Lichtjahre große Region verstreut sind.

Die Wolken, in denen Sterne entstehen, konzentrieren sich in der Scheibe unserer Galaxie, und dort findet man offene Sternhaufen. Wenn man bedenkt, wie viele Wolken es in der Milchstraße gibt und wie viel Staub sich im interstellaren Raum befindet, wird deutlich, dass die 1200 uns bekannten offenen Sternhaufen nur einen winzigen Bruchteil ihrer Gesamtzahl in der Galaxis ausmachen sollten. Vielleicht erreicht ihre Gesamtzahl 100.000.

Kugelsternhaufen

Kugelsternhaufen sind im Gegensatz zu offenen Kugelsternhaufen dicht mit Sternen gefüllte Kugeln, von denen es Hunderttausende und sogar Millionen gibt. Die Sterne in diesen Haufen sind so dicht gepackt, dass wir mit bloßem Auge über eine Million einzelne Sterne am Nachthimmel sehen könnten, wenn unsere Sonne zu einem Kugelsternhaufen gehörte. Die Größe eines typischen Kugelsternhaufens beträgt 20 bis 400 Lichtjahre.

In den dicht gepackten Zentren dieser Haufen liegen die Sterne so nahe beieinander, dass sie durch die gegenseitige Schwerkraft aneinander gebunden werden und kompakte Doppelsterne bilden.

Manchmal gibt es sogar eine vollständige Verschmelzung von Sternen; Bei enger Annäherung können die äußeren Schichten des Sterns kollabieren und den zentralen Kern der direkten Beobachtung aussetzen. In Kugelsternhaufen sind Doppelsterne 100-mal häufiger als anderswo. Einige dieser Zwillinge sind Röntgenquellen.

Rund um unsere Galaxie kennen wir ungefähr 200 Kugelsternhaufen, die über den riesigen kugelförmigen Halo verteilt sind, der die Galaxie umschließt. Alle diese Haufen sind sehr alt und erschienen mehr oder weniger zur gleichen Zeit wie die Galaxie selbst: vor 10 bis 15 Milliarden Jahren. Die Haufen scheinen entstanden zu sein, als Teile der Wolke, aus der die Galaxie entstand, in kleinere Fragmente aufgeteilt wurden. Kugelsternhaufen gehen nicht auseinander, weil die Sterne in ihnen sehr eng beieinander sitzen und ihre starken gegenseitigen Gravitationskräfte den Haufen zu einem dichten Ganzen zusammenbinden.

Kugelsternhaufen werden nicht nur um unsere Galaxie herum beobachtet, sondern auch um andere Galaxien jeglicher Art. Der hellste Kugelsternhaufen, der mit bloßem Auge gut sichtbar ist, ist Omega Xntaurus im südlichen Sternbild Zentaur. Er befindet sich in einer Entfernung von 16.500 Lichtjahren von der Sonne und ist der umfangreichste aller bekannten Haufen:

sein Durchmesser beträgt 620 Lichtjahre. Der hellste Kugelsternhaufen auf der Nordhalbkugel ist M13 in Hercules, kaum mit bloßem Auge sichtbar.

1596 entdeckte ein holländischer Amateur-Sterngucker namens David Fabricius (1564-1617) einen ziemlich hellen Stern im Sternbild Cetus; dieser Stern begann allmählich zu verblassen und verschwand nach einigen Wochen vollständig aus dem Blickfeld. Fabricius beschrieb als erster die Beobachtung eines veränderlichen Sterns.

Dieser Stern hieß Mira – wunderbar~. Über einen Zeitraum von 332 Tagen ändert Mira seine Helligkeit von ungefähr der 2. Größenordnung (auf der Höhe des Nordsterns) auf die 10. Größenordnung, wenn es viel schwächer wird als für die Beobachtung mit bloßem Auge erforderlich. Heute sind viele tausend veränderliche Sterne bekannt, obwohl die meisten von ihnen ihre Helligkeit nicht so dramatisch ändern wie Mira.

Es gibt verschiedene Gründe, warum Sterne ihre Helligkeit ändern. Außerdem ändert sich die Helligkeit manchmal um viele Lichtstärken und manchmal so unbedeutend, dass diese Änderung nur mit Hilfe sehr empfindlicher Instrumente festgestellt werden kann. Einige Sterne wechseln regelmäßig.

Andere - gehen plötzlich aus oder flammen plötzlich auf. Änderungen können zyklisch mit einem Zeitraum von mehreren Jahren oder in Sekundenschnelle erfolgen. Um zu verstehen, warum ein bestimmter Stern variabel ist, muss man zunächst genau verfolgen, wie er sich verändert. Ein Diagramm der Helligkeit eines veränderlichen Sterns wird als Lichtkurve bezeichnet. Um eine Lichtkurve zu zeichnen, müssen regelmäßig Lichtmessungen durchgeführt werden. Um die Helligkeit von Sternen genau zu messen, verwenden professionelle Astronomen ein Instrument namens Photometer, aber zahlreiche Beobachtungen veränderlicher Sterne werden von Amateurastronomen durchgeführt. Mit Hilfe einer speziell angefertigten Karte und nach einiger Übung ist es nicht so schwierig, die Helligkeit eines sich verändernden Sterns direkt mit dem Auge zu beurteilen, wenn man ihn mit nahegelegenen Dauersternen vergleicht.

Diagramme der Helligkeit veränderlicher Sterne zeigen, dass sich einige der Sterne regelmäßig (richtig) ändern - ein Abschnitt ihres Diagramms über einen Zeitraum einer bestimmten Länge (Periode) wird erneut wiederholt und Wörter. Andere Sterne verändern sich völlig unvorhersehbar. Regelmäßige veränderliche Sterne umfassen pulsierende Sterne und Doppelsterne. Die Lichtmenge ändert sich, weil die Sterne pulsieren oder Materiewolken auswerfen. Aber es gibt eine andere Gruppe von variablen Sternen, die doppelt (binär) sind.

Wenn wir eine Änderung der Helligkeit von Bitsars sehen, bedeutet dies, dass eines von mehreren möglichen Phänomenen aufgetreten ist. Beide Sterne können in unserer Sichtlinie sein, da Opium sich auf ihren Umlaufbahnen direkt voreinander bewegen kann. Ähnliche Systeme werden von verdunkelnden Doppelsternen gerillt.

Das bekannteste Beispiel dieser Art ist der Stern Algol im Sternbild Perseus. In einem eng beieinander liegenden Paar kann Material von einem Stern zum anderen rauschen, oft mit dramatischen Folgen.

In einer Reihe von Artikeln über uns lernen wir immer mehr Objekte kennen, die es zu beobachten gilt. Wir stoßen oft auf sogenannte Weltraumobjekte. Im Aussehen sind die Cluster in zwei Typen unterteilt: verstreut(oder offen) und Ball. Lassen Sie uns ein wenig mehr über sie herausfinden.

offene Cluster

Diese Art von Cluster enthält 20 bis mehrere tausend Sterne. Sie sind am Sternenhimmel mit bloßem Auge gut zu beobachten und zu finden, und bereits in einem einfachen Amateurteleskop können Sie einzelne Ausschnitte betrachten. Sterne werden durch Gravitationsanziehung zusammengehalten und sind überwiegend jung und heiß.

Solche Cluster befinden sich in der Nähe des Bandes der Milchstraße. Es sind etwa 1000 offene Sternhaufen bekannt, aber wie Astronomen vermuten, kann ihre Zahl mehrere Zehntausend überschreiten. Sie sehen aus wie eine Gruppe von Sternen, die nahe beieinander liegen. Der hellste von der Erde beobachtete Cluster ist Plejaden(oder M45), mit einer Magnitude von 1,6 m.

Das obige Foto zeigt kosmischen Staub zwischen den Sternen – tatsächlich ist er es, der das blaue Licht sehr heißer und junger Sterne reflektiert.

Ein weiteres gutes Beispiel für offene Cluster ist der Cluster Wilde Ente(oder M11) im Sternbild.

Die jüngsten offenen Sternhaufen, die von Gas- und Staubnebeln umgeben sind, werden genannt Sternenvereine. Solche Assoziationen sind vor dem Hintergrund anderer Sterne nur sehr schwer zu unterscheiden, aber mit spektralen Methoden lassen sie sich in Gruppen einteilen: O-Verein- enthält heiße Sterne O und B; T-Verein- besteht aus jungen Formationsstars der Klassen F, G, K, M.

Kugelhaufen

Kugelsternhaufen umfassen 10.000 bis eine Million Sterne. Mit einem Fernglas oder einem Amateurteleskop wird es möglich sein, nur die Form und einige Umrisse als Ganzes zu betrachten. Für eine detailliertere Studie benötigen Sie ein leistungsstarkes Tool.

Solche Haufen befinden sich in unmittelbarer Nähe unserer Milchstraße. Sie kreisen auf langgestreckten elliptischen Bahnen um das Zentrum der Galaxie.

Alle Kugelsternhaufen haben das Aussehen einer Kugel, die in der Mitte sehr hell ist und zu den Rändern hin schwächer wird, wo die Konzentration der Sterne abnimmt. Aufgrund der hohen Helligkeit und starken Leuchtkraft können fast alle Haufen dieser Art beobachtet werden. Ihre Gesamtzahl liegt bei etwas über 100.

Kugelsternhaufen M 12

Cluster M12 steht im Sternbild und im ersten Sommermonat kann man danach jagen. Ein weiterer prominenter Vertreter des Kugelsternhaufens, der sich ebenfalls in diesem Sternbild befindet, ist M14:

Heller Kugelsternhaufen M 14

Kugelsternhaufen sind für die Jagd auch mit dem Fernglas interessant. Obwohl auf Details nicht eingegangen werden kann, ist die Suche selbst sehr spannend. Ich habe mal Blogbeiträge geschrieben. Lesen.

Im Allgemeinen ist dies alles, was Sie wissen müssen Arten von Sternhaufen um sie am Sternenhimmel unterscheiden zu können und zu verstehen, wo sie sich befinden.

Plejaden, offener Sternhaufen

Entsprechend ihrer Morphologie werden Sternhaufen historisch in zwei Typen eingeteilt - kugelförmig und offen. Im Juni 2011 wurde die Entdeckung einer neuen Klasse von Sternhaufen bekannt, die Merkmale sowohl von Kugelsternhaufen als auch von offenen Sternhaufen kombiniert.

Gruppen von gravitativ ungebundenen Sternen oder schwach gebundenen jungen Sternen, die durch einen gemeinsamen Ursprung vereint sind, werden Sternassoziationen genannt.

11. Juli 2007 Richard Ellis (California Institute of Technology) entdeckte mit dem 10-Meter-Teleskop Keck II 6 Sternhaufen, die vor 13,2 Milliarden Jahren entstanden sind. Sie entstanden also, als es nur 500 Millionen Jahre gab.

Kugelsternhaufen

Der Kugelsternhaufen Messier 80 im Sternbild Skorpion ist 28.000 Lichtjahre von der Sonne entfernt und enthält Hunderttausende von Sternen.

Kugelsternhaufen ( globalen Cluster) ist ein Sternhaufen, der eine große Anzahl von Sternen enthält, die durch die Schwerkraft eng verbunden sind und sich als Satellit um das galaktische Zentrum drehen. Im Gegensatz zu offenen Sternhaufen, die sich in der galaktischen Scheibe befinden, befinden sich Kugelsternhaufen im Halo; Sie sind viel älter, enthalten viel mehr Sterne, haben eine symmetrische Kugelform und sind durch eine Zunahme der Sternkonzentration zum Zentrum des Haufens hin gekennzeichnet. Die räumliche Konzentration von Sternen in den zentralen Regionen von Kugelsternhaufen beträgt 100-1000 Sterne pro Kubikparsec, die durchschnittlichen Entfernungen zwischen benachbarten Sternen betragen 3-4,6 Billionen km; Zum Vergleich: In der Nähe beträgt die räumliche Konzentration von Sternen ≈0,13 pc −3, dh unsere Sterndichte ist 700-7000-mal geringer. Die Anzahl der Sterne in Kugelsternhaufen beträgt ≈10 4 -10 6 . Die Durchmesser der Kugelsternhaufen betragen 20-60 pc, die Massen 10 4 -10 6 Sonnenstrahlen.

Kugelsternhaufen sind ziemlich häufige Objekte: Anfang 2011 wurden 157 in ihnen entdeckt, und etwa 10-20 weitere sind Kandidaten für Kugelsternhaufen. In größeren können es mehr sein: Im Andromeda-Nebel beispielsweise kann ihre Zahl 500 erreichen. In einigen Riesen, insbesondere solchen, die sich im Zentrum befinden, wie M 87, können es bis zu 13.000 Kugelsternhaufen sein. Solche Haufen kreisen in der Nähe der Galaxie in großen Umlaufbahnen mit einem Radius in der Größenordnung von 40 kpc (ungefähr 131.000 Lichtjahre) oder mehr.

Jede Galaxie mit ausreichender Masse in der Nähe der Milchstraße ist einer Gruppe von Kugelsternhaufen zugeordnet; Es stellte sich auch heraus, dass sie in fast jeder untersuchten großen Galaxie vorkommen. in Sagittarius und die Zwerggalaxie in Canis Major sind offenbar dabei, ihre Kugelsternhaufen (z. B. Palomar 12) in die Milchstraße zu "übertragen". Viele Kugelsternhaufen in der Vergangenheit könnten auf diese Weise von unserer Galaxie erfasst worden sein.

Kugelsternhaufen enthalten einige der frühesten Sterne, die in der Galaxie erschienen sind, aber der Ursprung und die Rolle dieser Objekte in der galaktischen Entwicklung sind noch immer nicht klar. Es ist fast sicher, dass sich Kugelsternhaufen signifikant von elliptischen Zwerggalaxien unterscheiden, das heißt, dass sie eines der Sternentstehungsprodukte der „heimischen“ Galaxie sind und nicht aus anderen beitretenden Galaxien entstanden sind. Kürzlich haben Wissenschaftler jedoch vorgeschlagen, dass Kugelsternhaufen und sphäroidische Zwerggalaxien möglicherweise nicht ganz klar abgegrenzt und unterschiedliche Objekte sind.

Beobachtungsgeschichte

Kugelsternhaufen M 13 im Sternbild Herkules. Enthält mehrere tausend Sterne.

Der erste Kugelsternhaufen M 22 wurde vom deutschen Amateurastronomen Johann Abraham Ihle entdeckt ( Johann Abraham Ihle) 1665 war es jedoch aufgrund der kleinen Öffnung der ersten Teleskope unmöglich, einzelne Sterne in einem Kugelsternhaufen zu unterscheiden. Es war Charles Messier, der während seiner Beobachtung von M 4 zum ersten Mal Sterne in einem Kugelsternhaufen unterschied. Später fügte Abt Nicolas Lacaille seinem Katalog von 1751-1752 die später als NGC 104, NGC 4833, M 55, M 69 und NGC bekannten Sternhaufen hinzu 6397 (Buchstabe Das M vor der Nummer bezieht sich auf Charles Messiers Katalog und NGC auf John Dreyers New General Catalogue).

M 75 ist ein dichter Kugelsternhaufen der Klasse I.

Ein Forschungsprogramm mit großen Teleskopen begann 1782 von William Herschel, das es ermöglichte, Sterne in allen 33 bis dahin bekannten Kugelsternhaufen zu unterscheiden. Außerdem entdeckte er 37 weitere Cluster. In Herschels Katalog von Deep-Sky-Objekten von 1789 verwendete er erstmals den Namen „Kugelhaufen“ ( globalen Cluster), um Objekte dieses Typs zu beschreiben. Die Zahl der gefundenen Kugelsternhaufen wuchs weiter und erreichte 1915 83, 1930 93 und 1947 97. Bis 2011 wurden 157 Haufen in der Milchstraße entdeckt, 18 weitere sind Kandidaten, und die Gesamtzahl wird auf 180 ± 20 geschätzt. Es wird angenommen, dass diese unentdeckten Kugelsternhaufen hinter galaktischen Gas- und Staubwolken verborgen sind.

Ab 1914 führte der amerikanische Astronom Harlow Shapley eine Reihe von Studien zu Kugelsternhaufen durch; Ihre Ergebnisse wurden in 40 wissenschaftlichen Arbeiten veröffentlicht. Er untersuchte Cluster (von denen er annahm, dass sie Cepheiden waren) und verwendete eine Beziehung zwischen Periode und Leuchtkraft, um die Entfernung abzuschätzen. Später wurde festgestellt, dass die Leuchtkraft der RR-Lyrae-Variablen geringer war als die der Cepheiden, und Shapley überschätzte tatsächlich die Entfernung zu den Haufen.

Die überwiegende Mehrheit der Kugelsternhaufen in der Milchstraße befindet sich in der Himmelsregion, die den Galaxienkern umgibt; außerdem befindet sich eine beträchtliche Menge in unmittelbarer Nähe des Kerns. 1918 nutzte Shapley diese große schiefe Verteilung von Haufen, um die Größe unserer Galaxie zu bestimmen. Unter der Annahme, dass die Verteilung der Kugelsternhaufen um das Zentrum der Galaxie ungefähr kugelförmig ist, verwendete er ihre Koordinaten, um die Position der Sonne relativ zum Zentrum der Galaxie abzuschätzen. Trotz der Tatsache, dass seine Entfernungsschätzung einen erheblichen Fehler aufwies, zeigte sich, dass die Dimensionen der Galaxie viel größer waren als bisher angenommen. Der Fehler war auf das Vorhandensein von Staub in der Milchstraße zurückzuführen, der das Licht des Kugelsternhaufens teilweise absorbierte, ihn dunkler und damit weiter entfernt machte. Trotzdem lag Shapleys Schätzung der Größe der Galaxis in derselben Größenordnung, wie sie heute akzeptiert wird.

Shapleys Messungen zeigten auch, dass die Sonne ziemlich weit vom Zentrum der Galaxis entfernt war, im Gegensatz zu dem, was damals aufgrund von Beobachtungen der Verteilung gewöhnlicher Sterne angenommen wurde. Tatsächlich befinden sich die Sterne in der Scheibe der Galaxie und sind daher oft hinter Gas und Staub verborgen, während Kugelsternhaufen außerhalb der Scheibe liegen und aus viel größerer Entfernung zu sehen sind.

Später halfen Henrietta Swope und Helen Sawyer (später Hogg) bei der Untersuchung der Shapley-Haufen. 1927-1929. Shapley und Sawyer begannen, Sternhaufen nach dem Grad der Konzentration von Sternen zu klassifizieren. Ansammlungen mit der höchsten Konzentration wurden der Klasse I zugeordnet und mit abnehmender Konzentration weiter in die Klasse XII eingestuft (manchmal werden Klassen mit arabischen Ziffern bezeichnet: 1-12). Diese Klassifizierung wird als Shapley-Sawyer-Konzentrationsklassen bezeichnet.

Formation

NGC 2808 besteht aus drei verschiedenen Sternengenerationen.

Bis heute ist die Entstehung von Kugelsternhaufen nicht vollständig verstanden und es ist immer noch unklar, ob ein Kugelsternhaufen aus Sternen der gleichen Generation besteht oder ob er aus Sternen besteht, die mehrere Zyklen über mehrere hundert Millionen Jahre durchlaufen haben. In vielen Kugelsternhaufen befinden sich die meisten Sterne in etwa der gleichen Stufe der Sternentwicklung, was darauf hindeutet, dass sie ungefähr zur gleichen Zeit entstanden sind. Die Geschichte der Sternentstehung variiert jedoch von Sternhaufen zu Sternhaufen, und in einigen Fällen enthält ein Sternhaufen unterschiedliche Populationen von Sternen. Ein Beispiel hierfür wären Kugelsternhaufen in der Großen Magellanschen Wolke, die eine bimodale Population aufweisen. In einem frühen Alter könnten diese Haufen mit einer riesigen Molekülwolke kollidiert sein, die eine neue Welle der Sternentstehung ausgelöst hat, aber diese Periode der Sternentstehung ist im Vergleich zum Alter der Kugelsternhaufen relativ kurz.

Beobachtungen von Kugelsternhaufen zeigen, dass sie hauptsächlich in Regionen mit effektiver Sternentstehung vorkommen, also dort, wo das interstellare Medium eine höhere Dichte aufweist als normale Sternentstehungsregionen. Die Bildung von Kugelsternhaufen dominiert in Regionen mit Ausbrüchen der Sternentstehung und in wechselwirkenden Galaxien. Studien zeigen auch die Existenz einer Korrelation zwischen der zentralen Masse und der Größe von Kugelsternhaufen in elliptischen und . Die Masse in solchen Galaxien ist oft nahe an der Gesamtmasse der Kugelsternhaufen der Galaxie.

Derzeit sind keine aktiv sternbildenden Kugelsternhaufen bekannt, und dies steht im Einklang mit der Ansicht, dass sie tendenziell die ältesten Objekte in der Galaxie sind und aus sehr alten Sternen bestehen. Die Vorläufer von Kugelsternhaufen können sehr große Sternentstehungsgebiete sein, die als Riesensternhaufen bekannt sind (z. B. Westerlund-1 in der Milchstraße).

Verbindung

Die Sterne im Sternhaufen Djorgovski 1 enthalten nur Wasserstoff und Helium und werden als „Low-Metal“ bezeichnet.

Kugelsternhaufen bestehen typischerweise aus Hunderttausenden alten Sternen mit geringer Metallizität. Die Art der Sterne, die in Kugelsternhaufen gefunden werden, ist denen in der Ausbuchtung ähnlich. Ihnen fehlt Gas und Staub, und man nimmt an, dass sie längst zu Sternen geworden sind. Kugelsternhaufen haben eine hohe Konzentration an Sternen - im Durchschnitt etwa 0,4 Sterne pro Kubikparsec, und im Zentrum des Haufens gibt es 100 oder sogar 1000 Sterne pro Kubikparsec (zum Vergleich, in der Nähe der Sonne beträgt die Konzentration 0,12 Sterne pro Kubikparsec). Kugelsternhaufen gelten nicht als günstiger Ort für die Existenz von Planetensystemen, da die Umlaufbahnen in den Kernen dichter Haufen aufgrund von Störungen, die durch den Durchgang benachbarter Sterne verursacht werden, dynamisch instabil sind. Ein Planet, der in einer Entfernung von 1 AE umkreist. B. von einem Stern im Kern eines dichten Haufens (z. B. 47 Tucanae), könnte theoretisch nur 100 Millionen Jahre existieren, das Ereignis, das zur Entstehung des Pulsars führte.

Einige Kugelhaufen, wie Omega Centauri in der Milchstraße und Mayall II in der Andromeda-Galaxie, sind extrem massereich (mehrere Millionen Sonnenmassen) und enthalten Sterne aus mehreren Sterngenerationen. Diese beiden Haufen können als Beweis dafür angesehen werden, dass supermassereiche Kugelsternhaufen der Kern von Zwerggalaxien sind, die von Riesengalaxien geschluckt wurden. Etwa ein Viertel der Kugelsternhaufen in der Milchstraße könnte Teil von Zwerggalaxien gewesen sein.

Einige Kugelsternhaufen (z. B. M15) haben sehr massive Kerne, die möglicherweise Schwarze Löcher enthalten, obwohl die Modellierung zeigt, dass die verfügbaren Beobachtungen gleichermaßen gut durch das Vorhandensein weniger massiver Schwarzer Löcher sowie durch die Konzentration (oder Masse) erklärt werden können.

Der Sternhaufen M 53 überraschte die Astronomen mit einer Reihe von Sternen, die als blaue Nachzügler bezeichnet werden.

Kugelsternhaufen bestehen normalerweise aus Sternen der Population II, die eine geringe Häufigkeit schwerer Elemente aufweisen. Astronomen nennen schwere Elemente Metalle und die relative Konzentration dieser Elemente in einem Stern Metallizität. Diese Elemente entstehen im Prozess der stellaren Nukleosynthese und werden dann Teil einer neuen Generation von Sternen. Somit kann der Anteil an Metallen das Alter eines Sterns anzeigen, und ältere Sterne haben normalerweise niedrigere Metallizitäten.

Der niederländische Astronom Peter Oosterhof beobachtete, dass es wahrscheinlich zwei Populationen von Kugelsternhaufen gibt, die als „Oosterhof-Gruppen“ bekannt sind. Beide Gruppen haben schwache Spektrallinien von metallischen Elementen, aber die Linien in Typ I (OoI) Sternen sind nicht so schwach wie in Typ II (OoII) und die zweite Gruppe hat eine etwas längere Periode in RR Lyrae Variablen, also Typ I Sterne werden "reich an Metallen" und Sterne vom Typ II - "niedriges Metall" genannt. Diese beiden Populationen werden in vielen Galaxien beobachtet, insbesondere in massereichen Ellipsen. Beide Altersgruppen sind fast identisch mit dem Universum selbst, unterscheiden sich jedoch in der Metallizität. Verschiedene Hypothesen wurden aufgestellt, um diesen Unterschied zu erklären, darunter Verschmelzungen mit gasreichen Galaxien, die Absorption von Zwerggalaxien und mehrere Phasen der Sternentstehung in einer einzigen Galaxie. In der Milchstraße sind metallarme Cluster mit dem Halo assoziiert, während metallreiche Cluster mit dem Bulge assoziiert sind.

In der Milchstraße sind die meisten metallarmen Cluster entlang einer Ebene im äußeren Teil des Halo der Galaxie ausgerichtet. Dies deutet darauf hin, dass die Typ-II-Haufen von einer Satellitengalaxie aufgenommen wurden und nicht die ältesten Mitglieder des Kugelhaufensystems der Milchstraße sind, wie bisher angenommen. Der Unterschied zwischen den beiden Arten von Haufen erklärt sich in diesem Fall durch die Verzögerung zwischen der Bildung ihrer Haufensysteme durch die beiden Galaxien.

Exotische Komponenten

In Kugelsternhaufen ist die Dichte der Sterne sehr hoch, weshalb es häufig zu engen Passagen und Kollisionen kommt. Eine Folge davon ist die größere Häufigkeit bestimmter exotischer Sternenklassen in Kugelsternhaufen (z. B. blaue Nachzügler, Millisekundenpulsare und massearme Röntgendoppelsterne). Blaue Nachzügler entstehen, wenn zwei Sterne kollidieren, möglicherweise als Folge einer Kollision mit einem Doppelsternsystem. Ein solcher Stern ist heißer als die übrigen Sterne im Haufen, die die gleiche Leuchtkraft haben, und unterscheidet sich daher von den Hauptreihensternen, die bei der Geburt des Haufens entstanden sind.

Seit den 1970er Jahren Astronomen suchen nach Schwarzen Löchern in Kugelsternhaufen, aber diese Aufgabe erfordert eine hohe Auflösung des Teleskops, sodass erst mit dem Aufkommen die erste bestätigte Entdeckung gemacht wurde. Basierend auf Beobachtungen wurde die Anwesenheit eines Schwarzen Lochs mittlerer Masse (4.000 Sonnenmassen) im Kugelsternhaufen M 15 und eines Schwarzen Lochs (~ 2 10 4 M ⊙) im Mayall II-Haufen in der Andromeda-Galaxie angenommen . Die Röntgen- und Radioemission von Mayall II entspricht einem Schwarzen Loch mittlerer Masse. Sie sind von besonderem Interesse, weil sie die ersten Schwarzen Löcher mit einer mittleren Masse zwischen gewöhnlichen Schwarzen Löchern mit stellarer Masse und supermassereichen Schwarzen Löchern in den Kernen von Galaxien sind. Die Masse des intermediären Schwarzen Lochs ist proportional zur Masse des Haufens, was die zuvor entdeckte Beziehung zwischen der Masse supermassiver Schwarzer Löcher und der sie umgebenden Galaxien ergänzt.

Behauptungen über Schwarze Löcher mittlerer Masse wurden von der wissenschaftlichen Gemeinschaft mit einiger Skepsis aufgenommen. Tatsache ist, dass die dichtesten Objekte in Kugelsternhaufen ihre Bewegung allmählich verlangsamen und durch einen Prozess namens „Massensegregation“ im Zentrum des Haufens landen sollen. In Kugelsternhaufen sind das Weiße Zwerge und Neutronensterne. Untersuchungen von Holger Baumgardt und Kollegen stellten fest, dass das Masse-zu-Licht-Verhältnis in M15 und Mayall II auch ohne die Anwesenheit eines Schwarzen Lochs in Richtung des Zentrums des Haufens stark zunehmen sollte.

Hertzsprung-Russell-Diagramm

Ein Farb-Helligkeits-Diagramm des M3-Clusters. Um die 19. Größe herum ist ein charakteristisches "Knie", an dem Sterne beginnen, die riesige Bühne zu betreten.

Das Hertzsprung-Russell-Diagramm (H-R-Diagramm) ist ein Diagramm, das die Beziehung zwischen absoluter Größe und Farbindex zeigt. Der B-V-Farbindex ist die Differenz zwischen der Blaulichthelligkeit des Sterns oder B und den Farbindexwerten des sichtbaren Lichts (Gelb-Grün) oder V. Große Werte des B-V-Farbindex weisen auf einen kühlen roten Stern hin , während negative Werte einem blauen Stern mit heißer Oberfläche entsprechen. Wenn sonnennahe Sterne in einem H-R-Diagramm dargestellt werden, zeigt dies die Verteilung von Sternen unterschiedlicher Masse, Alters und Zusammensetzung. Viele Sterne im Diagramm liegen relativ nahe an der abfallenden Kurve von links oben (hohe Leuchtkraft, frühe Spektraltypen) nach rechts unten (niedrige Leuchtkraft, späte Spektraltypen). Diese Sterne werden Hauptreihensterne genannt. Das Diagramm enthält jedoch auch Sterne, die sich in späteren Stadien der Sternentwicklung befinden und von der Hauptreihe abstammen.

Da alle Sterne eines Kugelsternhaufens etwa gleich weit von uns entfernt sind, weicht ihre absolute Helligkeit von ihrer scheinbaren Helligkeit um etwa den gleichen Betrag ab. Hauptreihensterne in einem Kugelsternhaufen sind vergleichbar mit ähnlichen Sternen in der Nähe der Sonne und reihen sich entlang der Hauptreihenlinie auf. Die Genauigkeit dieser Annahme wird durch vergleichbare Ergebnisse bestätigt, die durch den Vergleich der Helligkeit von nahe gelegenen kurzperiodischen veränderlichen Sternen (wie RR Lyrae) und Cepheiden mit den gleichen Arten von Sternen im Haufen erhalten wurden.

Durch Vergleich der Kurven im H-R-Diagramm kann man die absolute Helligkeit der Hauptreihensterne im Haufen bestimmen. Dies wiederum ermöglicht es, anhand des Werts der scheinbaren Sternhelligkeit die Entfernung zum Haufen abzuschätzen. Die Differenz zwischen den relativen und absoluten Werten, der Entfernungsmodul, ergibt eine Schätzung der Entfernung.

Wenn die Sterne eines Kugelsternhaufens in einem G-R-Diagramm aufgetragen werden, fallen in vielen Fällen fast alle Sterne auf eine ziemlich eindeutige Kurve, die sich von dem G-R-Diagramm von sonnennahen Sternen unterscheidet, das Sterne unterschiedlichen Alters und unterschiedlicher Herkunft zu einer zusammenfasst ganz. Die Form der Kurve für Kugelsternhaufen ist ein Merkmal von Sterngruppen, die ungefähr zur gleichen Zeit aus denselben Materialien entstanden sind und sich nur in ihrer Anfangsmasse unterscheiden. Da die Position jedes Sterns im H-R-Diagramm vom Alter abhängt, kann die Form der Kurve für einen Kugelsternhaufen verwendet werden, um das Gesamtalter der Sternpopulation abzuschätzen.

Die massereichsten Hauptreihensterne werden die höchste absolute Helligkeit haben, und diese Sterne werden die ersten sein, die die Riesenbühne betreten. Wenn ein Haufen altert, beginnen masseärmere Sterne mit dem Übergang in das Riesenstadium, sodass das Alter eines Haufens mit einer Art von Sternpopulation gemessen werden kann, indem nach Sternen gesucht wird, die gerade beginnen, in das Riesenstadium überzugehen. Sie bilden ein „Knie“ im H-R-Diagramm mit einer Drehung zur oberen rechten Ecke in Bezug auf die Hauptreihenlinie. Die absolute Helligkeit im Bereich des Wendepunktes hängt vom Alter des Kugelsternhaufens ab, sodass die Altersskala auf einer zur Helligkeit parallelen Achse aufgetragen werden kann.

Außerdem lässt sich das Alter eines Kugelsternhaufens aus der Temperatur der kältesten Weißen Zwerge bestimmen. Als Ergebnis von Berechnungen wurde festgestellt, dass das typische Alter von Kugelsternhaufen bis zu 12,7 Milliarden Jahre erreichen kann. Darin unterscheiden sie sich deutlich von offenen Sternhaufen, die nur wenige zehn Millionen Jahre alt sind.

Das Alter von Kugelsternhaufen setzt der Altersgrenze des gesamten Universums eine Grenze. Diese untere Grenze war eine erhebliche Hürde in der Kosmologie. In den frühen 1990er Jahren sahen sich Astronomen mit Schätzungen des Alters von Kugelsternhaufen konfrontiert, die älter waren, als kosmologische Modelle vermuten ließen. Detaillierte Messungen kosmologischer Parameter durch Deep-Sky-Durchmusterungen und das Vorhandensein von Satelliten wie COBE haben dieses Problem jedoch gelöst.

Studien zur Entwicklung von Kugelsternhaufen können auch verwendet werden, um Änderungen aufgrund der Kombination von Gas und Staub, die den Haufen bilden, zu bestimmen. Die aus der Untersuchung von Kugelsternhaufen gewonnenen Daten werden dann verwendet, um die Entwicklung der gesamten Milchstraße zu untersuchen.

In Kugelsternhaufen gibt es einige Sterne, die als blaue Nachzügler bekannt sind und sich scheinbar weiter entlang der Hauptreihe in Richtung hellerer blauer Sterne bewegen. Der Ursprung dieser Sterne ist noch unklar, aber die meisten Modelle deuten darauf hin, dass die Entstehung dieser Sterne das Ergebnis eines Massentransfers zwischen Sternen in Doppel- und Dreifachsystemen ist.

Kugelsternhaufen in der Milchstraße

Kugelsternhaufen sind kollektive Mitglieder unserer Galaxie und Teil ihres sphärischen Subsystems: Sie umkreisen den Massenschwerpunkt der Galaxie auf stark gestreckten Bahnen mit Geschwindigkeiten von ≈200 km/s und einer Umlaufzeit von 10 8 -10 9 Jahren. Das Alter der Kugelsternhaufen in unserer Galaxie nähert sich seinem Alter, was durch ihre Hertzsprung-Russell-Diagramme bestätigt wird, die einen charakteristischen Bruch in der Hauptreihe auf der blauen Seite enthalten, was auf die Umwandlung massereicher Sterne - Mitglieder des Haufens hinweist.

Im Gegensatz zu offenen Sternhaufen und Sternverbänden enthält das interstellare Medium von Kugelsternhaufen wenig Gas: Diese Tatsache erklärt sich einerseits durch eine geringe Parabelgeschwindigkeit von ≈10-30 km/s und andererseits durch ihre große Alter; Hinzu kommt offenbar der periodische Durchgang im Umlauf um das Zentrum unserer Galaxie durch ihre Ebene, in der Gaswolken konzentriert sind, was zum „Ausfegen“ des eigenen Gases bei solchen Durchgängen beiträgt.

Kugelsternhaufen in anderen Galaxien

Ein Haufen in der Zentralregion des Tarantelnebels, ein Haufen junger und heißer Sterne

Auch in anderen Galaxien (zum Beispiel in den Magellanschen Wolken) werden relativ junge Kugelsternhaufen beobachtet.

Die meisten Kugelsternhaufen in LMC und MMO gehören im Gegensatz zu den Kugelsternhaufen unserer Galaxie zu jungen Sternen und sind meist in interstellares Gas und Staub eingetaucht. Zum Beispiel ist der Tarantelnebel von jungen Kugelhaufen blau-weißer Sterne umgeben. Im Zentrum des Nebels befindet sich ein junger, heller Haufen.

Kugelsternhaufen in der Andromeda-Galaxie (M31):

Um die meisten Kugelsternhaufen M31 zu beobachten, benötigen Sie ein Teleskop mit einem Durchmesser von 10 Zoll, die hellsten sind in einem 5-Zoll-Teleskop zu sehen. Die durchschnittliche Vergrößerung beträgt das 150-180-fache, das optische Schema des Teleskops spielt keine Rolle.

Der Cluster G1 (Mayall II) ist mit einer Entfernung von 170.000 ly der hellste Cluster in der Lokalen Gruppe. Jahre.

offener Sternhaufen

NGC 265, ein offener Sternhaufen in der Kleinen Magellanschen Wolke.

offener Sternhaufen ( offener Cluster) ist eine Gruppe von Sternen (bis zu mehreren tausend an der Zahl), die aus einer riesigen Molekülwolke gebildet werden und ungefähr das gleiche Alter haben. Mehr als 1100 offene Sternhaufen wurden in unserer Galaxie entdeckt, aber man geht davon aus, dass es noch viel mehr gibt. Die Sterne in solchen Haufen sind durch relativ schwache Gravitationskräfte miteinander verbunden, daher können Haufen, wenn sie sich um das galaktische Zentrum drehen, zerstört werden, weil sie nahe an anderen Haufen oder Gaswolken vorbeiziehen, in diesem Fall die Sterne, aus denen sie bestehen Teil der normalen Bevölkerung der Galaxie werden; einzelne Sterne können auch als Ergebnis komplexer Gravitationswechselwirkungen innerhalb des Haufens herausgeschleudert werden. Das typische Alter von Haufen beträgt mehrere hundert Millionen Jahre. Offene Sternhaufen findet man nur in spiralförmigen und irregulären Galaxien, wo aktive Sternentstehungsprozesse stattfinden.

Junge offene Cluster können sich innerhalb der Molekülwolke befinden, aus der sie entstanden sind, und sie „beleuchten", was zu einer Region mit ionisiertem Wasserstoff führt. Im Laufe der Zeit zerstreut der Strahlungsdruck des Clusters die Wolke. In der Regel haben nur etwa 10 % der Masse einer Gaswolke Zeit, Sterne zu bilden, bevor der Rest des Gases durch den Lichtdruck zerstreut wird.

Offene Sternhaufen sind Schlüsselobjekte für die Untersuchung der Sternentwicklung. Aufgrund der Tatsache, dass Haufenmitglieder das gleiche Alter und die gleiche chemische Zusammensetzung haben, sind die Auswirkungen anderer Merkmale für Haufen leichter zu bestimmen als für einzelne Sterne. Einige offene Sternhaufen, wie die Plejaden, Hyaden oder der Alpha-Perseus-Haufen, sind mit bloßem Auge sichtbar. Einige andere, wie der Perseus-Doppelhaufen, sind ohne Instrumente kaum sichtbar, und viele weitere sind nur mit einem Fernglas oder einem Teleskop zu sehen, wie der Wildentenhaufen (M 11).

Historische Beobachtungen

Mosaik aus 30 Bildern offener Sternhaufen, die vom VISTA-Teleskop entdeckt wurden. Bei direkter Beobachtung werden diese Haufen durch den Staub der Milchstraße verdeckt.

Der helle offene Sternhaufen Plejaden ist seit der Antike bekannt, und die Hyaden sind Teil des Sternbildes Stier, eines der ältesten Sternbilder. Andere Haufen wurden von frühen Astronomen als untrennbare, unscharfe Lichtflecken beschrieben. Der griechische Astronom Claudius Ptolemäus erwähnte in seinen Notizen die Krippe, den Doppelsternhaufen bei Perseus und den Sternhaufen von Ptolemäus; und der persische Astronom As-Sufi beschrieb den Omicron Sails-Cluster. Doch erst die Erfindung des Teleskops machte es möglich, einzelne Sterne in diesen nebulösen Objekten zu unterscheiden. Darüber hinaus wies Johann Bayer diesen Formationen 1603 solche Bezeichnungen zu, als ob sie separate Sterne wären.

Der italienische Astronom Galileo Galilei war der Erste, der 1609 ein Teleskop benutzte, um den Sternenhimmel zu beobachten und die Ergebnisse dieser Beobachtungen aufzuzeichnen. Als Galileo einige der von Ptolemäus beschriebenen nebulösen Objekte untersuchte, entdeckte er, dass es sich nicht um einzelne Sterne, sondern um Gruppen einer großen Anzahl von Sternen handelte. So zeichnete er in der Krippe mehr als 40 Sterne aus. Während seine Vorgänger 6-7 Sterne auf den Plejaden unterschieden, entdeckte Galileo fast 50. In seiner Abhandlung Sidereus Nuncius von 1610 schreibt er: "... Galaxia ist nichts anderes als eine Ansammlung zahlreicher Sterne, die in Gruppen angeordnet sind". Inspiriert von der Arbeit von Galileo war der sizilianische Astronom Giovanni Hodierna vielleicht der erste Astronom, der zuvor unbekannte offene Sternhaufen mit einem Teleskop entdeckte. 1654 entdeckte er die Objekte, die jetzt Messier 41, Messier 47, NGC 2362 und NGC 2451 heißen.

1767 berechnete der englische Naturforscher Rev. John Michell, dass selbst für eine einzelne Gruppe wie die Plejaden die Wahrscheinlichkeit, dass ihre Bestandteile für einen irdischen Beobachter zufällig aufgereiht waren, 1 zu 496.000 betrug; Es wurde deutlich, dass die Sterne in Haufen physikalisch miteinander verbunden sind. In den Jahren 1774-1781 veröffentlichte der französische Astronom Charles Messier einen Katalog von Himmelsobjekten, die ein kometenartiges, verschwommenes Aussehen hatten. Dieser Katalog enthält 26 offene Cluster. In den 1790er Jahren begann der englische Astronom William Herschel mit einer umfassenden Untersuchung nebulöser Himmelsobjekte. Er fand heraus, dass viele dieser Formationen in Gruppen einzelner Sterne zerlegt werden konnten. Herschel schlug vor, dass die Sterne zunächst im Weltraum verstreut waren und dann infolge der Gravitationskräfte Sternensysteme bildeten. Er teilte Nebel in 8 Kategorien ein und ordnete die Klassen VI bis VIII zu, um Sternhaufen zu klassifizieren.

Durch die Bemühungen der Astronomen begann die Zahl der bekannten Haufen zuzunehmen. Hunderte von offenen Sternhaufen wurden im New General Catalogue (NGC), der erstmals 1888 von dem dänisch-irischen Astronomen J. L. E. Dreyer veröffentlicht wurde, sowie in zwei zusätzlichen Indexkatalogen, die 1896 und 1905 veröffentlicht wurden, aufgelistet. identifizieren zwei verschiedene Arten von Sternhaufen. Die erste bestand aus Tausenden von Sternen, die gemäß einer regelmäßigen sphärischen Verteilung angeordnet waren; Sie trafen sich am ganzen Himmel, aber am dichtesten - in Richtung des Zentrums der Milchstraße. Die Sternpopulation der letzteren war dünner und die Form unregelmäßiger. Solche Haufen befanden sich normalerweise innerhalb oder in der Nähe der galaktischen Ebene. Astronomen nannten die erste Kugelsternhaufen, und der zweite - offene Sternhaufen. Aufgrund ihrer Lage werden offene Cluster manchmal als bezeichnet Galaxienhaufen, der Begriff wurde 1925 vom schweizerisch-amerikanischen Astronomen Robert Julius Trumpler vorgeschlagen.

Mikrometrische Messungen der Positionen von Sternen in Haufen wurden zuerst 1877 von dem deutschen Astronomen E. Schoenfeld und dann von dem amerikanischen Astronomen E. E. Barnard in den Jahren 1898-1921 durchgeführt. Diese Versuche haben keine Anzeichen von Sternbewegung ergeben. 1918 gelang es dem niederländisch-amerikanischen Astronomen Adrian van Maanen jedoch, durch Vergleich von Fotoplatten, die zu verschiedenen Zeitpunkten aufgenommen wurden, die Eigenbewegung der Sterne für einen Teil des Plejadenhaufens zu messen. Als die Astrometrie immer präziser wurde, wurde klar, dass Sternhaufen die gleiche Eigenbewegung im Raum teilen. Durch den Vergleich von Fotoplatten der Plejaden aus dem Jahr 1918 mit denen von 1943 war van Maanen in der Lage, Sterne zu isolieren, deren Eigenbewegung dem Durchschnitt des Haufens ähnlich war, und so wahrscheinliche Mitglieder des Haufens zu identifizieren. Spektroskopische Beobachtungen haben gemeinsame Radialgeschwindigkeiten offenbart und damit gezeigt, dass Haufen aus Sternen bestehen, die zu einer Gruppe verbunden sind.

Die ersten Farb-Leuchtkraft-Diagramme für offene Sternhaufen wurden 1911 von Einar Hertzsprung zusammen mit Diagrammen der Plejaden und Hyaden veröffentlicht. In den nächsten 20 Jahren setzte er seine Arbeit an der Untersuchung offener Sternhaufen fort. Aus spektroskopischen Daten konnte er die Obergrenze der internen Bewegung für offene Haufen bestimmen und abschätzen, dass die Gesamtmasse dieser Objekte mehrere hundert Sonnenmassen nicht überschreitet. Er demonstrierte die Beziehung zwischen den Farben der Sterne und ihrer Leuchtkraft und stellte 1929 fest, dass sich die Sternpopulation der Hyaden und Krippen von denen der Plejaden unterschied. Anschließend wurde dies durch den Altersunterschied dieser drei Cluster erklärt.

Bildung

Infrarot zeigt einen dichten Haufen, der im Herzen des Orionnebels entsteht.

Die Bildung eines offenen Haufens beginnt mit dem Zusammenbruch eines Teils einer riesigen Molekülwolke, einer kalten, dichten Gas- und Staubwolke mit einer Masse, die viele tausend Mal größer ist als die Masse der Sonne. Solche Wolken haben eine Dichte von 10 2 bis 10 6 neutralen Wasserstoffmolekülen pro cm 3 , während die Sternentstehung teilweise erst ab einer Dichte von mehr als 10 4 Molekülen/cm 3 beginnt. In der Regel überschreiten nur 1-10 % des Wolkenvolumens diese Dichte. Vor dem Zusammenbruch können solche Wolken aufgrund von Magnetfeldern, Turbulenzen und Rotation ein mechanisches Gleichgewicht aufrechterhalten.

Es gibt viele Faktoren, die das Gleichgewicht einer riesigen Molekülwolke stören können, was zum Kollaps und zum Beginn des Prozesses der aktiven Sternentstehung führen wird, was zu einem offenen Haufen führen kann. Dazu gehören: Stoßwellen von nahen, Kollisionen mit anderen Wolken, gravitative Wechselwirkungen. Aber auch ohne externe Faktoren können einige Teile der Wolke Zustände erreichen, in denen sie instabil werden und zum Kollabieren neigen. Die kollabierende Region der Wolke erfährt eine hierarchische Fragmentierung in kleinere Regionen (einschließlich relativ dichter Regionen, die als Infrarot-Dunkelwolken bekannt sind), was schließlich zur Geburt einer großen Anzahl (bis zu mehreren Tausend) von Sternen führt. Dieser Prozess der Sternentstehung beginnt in einer Hülle einer zusammenbrechenden Wolke, die sich dem Blick entzieht, obwohl sie Infrarotbeobachtungen ermöglicht. Es wird angenommen, dass sich in der Milchstraße alle paar tausend Jahre ein neuer offener Haufen bildet.

"Säulen der Schöpfung" - eine Region des Adlernebels, in der eine Molekülwolke von einem Sternenwind junger massereicher Sterne weggeblasen wird.

Die heißesten und massereichsten der neu entstandenen Sterne (bekannt als OB-Sterne) strahlen intensiv im ultravioletten Bereich, der das umgebende Molekülwolkengas ständig ionisiert und die H II-Region bildet. Der Sternwind und der Strahlungsdruck massereicher Sterne beginnen, das heiße ionisierte Gas mit Geschwindigkeiten zu beschleunigen, die mit der Schallgeschwindigkeit im Gas vergleichbar sind. Einige Millionen Jahre später ereignet sich die erste Supernova-Explosion im Cluster ( Kernkollaps-Supernovae), der auch Gas aus seiner Umgebung drückt. In den meisten Fällen beschleunigen diese Prozesse das gesamte Gas innerhalb von 10 Millionen Jahren, und die Sternentstehung stoppt. Aber etwa die Hälfte der gebildeten Protosterne wird von zirkumstellaren Scheiben umgeben sein, von denen viele Akkretionsscheiben sein werden.

Da nur 30 bis 40 % des Gases aus dem Zentrum der Wolke Sterne bilden, behindert die Ausbreitung des Gases den Prozess der Sternentstehung stark. Folglich erfahren alle Cluster im Anfangsstadium einen starken Massenverlust, und ein ziemlich großer Teil löst sich in diesem Stadium vollständig auf. Aus dieser Sicht hängt die Bildung eines offenen Sternhaufens davon ab, ob die gravitativ geborenen Sterne gebunden sind; ist dies nicht der Fall, so entsteht statt eines Haufens eine unabhängige Sternassoziation. Wenn sich jedoch ein Cluster wie die Plejaden bildet, kann er nur 1/3 seiner ursprünglichen Anzahl von Sternen aufnehmen, und der Rest wird nicht mehr gebunden, sobald sich das Gas auflöst. Junge Sterne, die nicht mehr zum Heimathaufen gehören, werden Teil der allgemeinen Bevölkerung der Milchstraße.

Da fast alle Sterne in Haufen entstehen, gelten letztere als die Grundbausteine ​​von Galaxien. Intensive Prozesse der Gasstreuung, die viele Sternhaufen bei der Geburt sowohl bilden als auch zerstören, hinterlassen ihre Spuren in den morphologischen und kinematischen Strukturen von Galaxien. Die meisten neu gebildeten offenen Sternhaufen haben eine Population von 100 oder mehr Sternen und eine Masse von 50 oder mehr Sonnenmassen. Die größten Haufen können Massen von bis zu 10 4 Sonnenmassen haben (die Masse des Westerlund 1-Haufens wird auf 5 × 10 4 Sonnenmassen geschätzt), was den Massen von Kugelsternhaufen sehr nahe kommt. Während offene und Kugelsternhaufen völlig unterschiedliche Formationen sind, ist das Aussehen der seltensten Kugelsternhaufen und der reichsten offenen Sternhaufen möglicherweise nicht so unterschiedlich. Einige Astronomen glauben, dass die Bildung dieser beiden Arten von Haufen auf demselben Mechanismus basiert, mit dem Unterschied, dass die Bedingungen, die für die Bildung sehr reicher Kugelsternhaufen - Hunderttausende von Sternen - notwendig sind, in unserer Galaxie nicht mehr existieren.

Die Bildung von mehr als einem offenen Cluster aus einer Molekülwolke ist ein typisches Phänomen. So bildeten sich in der Großen Magellanschen Wolke die Haufen Hodge 301 und R136 aus dem Gas des Tarantelnebels; Die Verfolgung der Bahnen der Hyaden und der Krippe, zwei prominente und nahe gelegene Haufen der Milchstraße, führt zu dem Schluss, dass sie sich vor etwa 600 Millionen Jahren ebenfalls aus derselben Wolke gebildet haben. Manchmal bilden gleichzeitig geborene Cluster einen Doppelcluster. Ein Paradebeispiel dafür in unserer Galaxie ist der Perseus-Doppelhaufen, bestehend aus NGC 869 und NGC 884 (manchmal fälschlicherweise „χ und h Persei“ genannt ( "Hallo und Asche Perseus"), obwohl h bezieht sich auf den Nachbarstern, und χ - zu beiden Haufen), daneben sind aber noch mindestens 10 ähnliche Haufen bekannt, von denen noch mehr in der Kleinen und Großen Magellanschen Wolke entdeckt wurden: Diese Objekte sind in externen Systemen leichter zu entdecken als in unserer Galaxie, weil aufgrund Durch den Projektionseffekt können entfernte Freundescluster miteinander verwandt aussehen.

Morphologie und Klassifikation

Offene Sternhaufen können sowohl spärliche Gruppen mehrerer Sterne als auch große Ansammlungen mit Tausenden von Mitgliedern darstellen. Sie bestehen in der Regel aus einem gut definierten, dichten Kern, der von einer diffuseren "Krone" aus Sternen umgeben ist. Der Kerndurchmesser beträgt in der Regel 3-4 St. B. und die Krone - 40 St. l. Die Standard-Sterndichte im Zentrum des Haufens beträgt 1,5 Sterne/Licht. B. 3 (zum Vergleich: in Sonnennähe beträgt diese Zahl ~0,003 sv./St. g. 3).

Offene Sternhaufen werden oft nach dem 1930 von Robert Trumpler entwickelten Schema klassifiziert. Der Klassenname nach diesem Schema besteht aus 3 Teilen. Der erste Teil wird mit den römischen Ziffern I-IV bezeichnet und bedeutet die Konzentration des Haufens und seine Unterscheidbarkeit vom umgebenden Sternfeld (von stark bis schwach). Der zweite Teil ist eine arabische Ziffer von 1 bis 3, die die Streuung in der Helligkeit der Mitglieder bedeutet (von kleiner bis großer Streuung). Der dritte Teil ist ein Brief p, m oder r, was jeweils eine geringe, mittlere oder große Anzahl von Sternen in einem Haufen bezeichnet. Wenn sich der Cluster in einem Nebel befindet, wird am Ende ein Buchstabe hinzugefügt n.

Zum Beispiel werden die Plejaden nach dem Trumpler-Schema als I3rn (hoch konzentriert, reich an Sternen, es gibt einen Nebel) und die näheren Hyaden als II3m (mehr fragmentiert und mit weniger Fülle) klassifiziert.

Anzahl und Verbreitung

NGC 346, ein offener Sternhaufen in der Kleinen Magellanschen Wolke.

In unserer Galaxie wurden mehr als 1000 offene Sternhaufen entdeckt, aber ihre Gesamtzahl kann bis zu 10-mal höher sein. In Spiralgalaxien befinden sich offene Sternhaufen hauptsächlich entlang Spiralarmen, wo die Gasdichte am höchsten und damit die Sternentstehungsprozesse am aktivsten sind; Solche Cluster lösen sich normalerweise auf, bevor sie Zeit haben, den Arm zu verlassen. Offene Haufen haben eine starke Tendenz, sich in der Nähe der galaktischen Ebene zu befinden.

In irregulären Galaxien können offene Haufen überall sein, obwohl ihre Konzentration dort höher ist, wo die Gasdichte größer ist. Offene Haufen werden in elliptischen Galaxien nicht beobachtet, da die Prozesse der Sternentstehung in letzteren vor vielen Millionen Jahren aufgehört haben und die letzten der gebildeten Haufen längst zerstreut sind.

Die Verteilung offener Sternhaufen in unserer Galaxie hängt vom Alter ab: Ältere Sternhaufen befinden sich hauptsächlich in größerer Entfernung vom galaktischen Zentrum und in beträchtlicher Entfernung von der galaktischen Ebene. Dies liegt daran, dass die Gezeitenkräfte, die zur Zerstörung von Haufen beitragen, in der Nähe des Zentrums der Galaxie höher sind; Andererseits konzentrieren sich die riesigen Molekülwolken, die auch die Ursache der Zerstörung sind, auf die inneren Regionen der Scheibe der Galaxie; Daher werden Cluster aus den inneren Regionen früher zerstört als ihre "Kollegen" aus den äußeren Regionen.

Prominente Besetzung

Ein mehrere Millionen Jahre alter Sternhaufen (untere rechte Ecke) beleuchtet den Tarantelnebel in der Großen Magellanschen Wolke.

Aufgrund der Tatsache, dass offene Sternhaufen normalerweise zerfallen, bevor die meisten ihrer Sterne ihren Lebenszyklus abgeschlossen haben, ist der größte Teil der Strahlung von Sternhaufen Licht von jungen heißen blauen Sternen. Solche Sterne haben die größte Masse und die kürzeste Lebensdauer – in der Größenordnung von mehreren zehn Millionen Jahren. Ältere Sternhaufen enthalten mehr gelbe Sterne.

Einige Sternhaufen enthalten heiße blaue Sterne, die viel jünger erscheinen als der Rest des Haufens. Diese blauen Streusterne werden auch in Kugelsternhaufen beobachtet; Es wird angenommen, dass sie in den dichtesten Kernen von Kugelsternhaufen während der Kollision von Sternen und der Bildung heißerer und massereicherer Sterne gebildet werden. Allerdings ist die Sterndichte in offenen Sternhaufen viel geringer als in Kugelsternhaufen, und die Zahl der beobachteten jungen Sterne lässt sich nicht durch solche Kollisionen erklären. Es wird angenommen, dass die meisten von ihnen entstehen, wenn ein Doppelsternsystem aufgrund dynamischer Wechselwirkungen mit anderen Mitgliedern zu einem Stern verschmilzt.

Sobald massearme und mittelmassereiche Sterne im Prozess der Kernfusion ihren Wasserstoffvorrat aufbrauchen, werfen sie ihre äußeren Hüllen ab und bilden einen planetarischen Nebel mit der Bildung eines Weißen Zwergs. Obwohl die meisten offenen Sternhaufen zerfallen, bevor die meisten ihrer Mitglieder das Stadium der Weißen Zwerge erreichen, ist die Anzahl der Weißen Zwerge in den Haufen normalerweise immer noch viel kleiner als aufgrund des Alters des Haufens und der geschätzten anfänglichen stellaren Massenverteilung zu erwarten wäre. Eine mögliche Erklärung für das Fehlen von Weißen Zwergen ist, dass, wenn ein Roter Riese seine Hülle abwirft und einen planetarischen Nebel bildet, eine leichte Asymmetrie in der Masse des ausgestoßenen Materials dem Stern eine Geschwindigkeit von mehreren Kilometern pro Sekunde verleihen kann – genug dafür den Cluster verlassen.

Aufgrund der hohen Sterndichte sind enge Sterndurchgänge in offenen Haufen keine Seltenheit. Bei einem typischen Haufen von 1.000 Sternen und einem Halbmassenradius von 0,5 pc nähert sich jeder Stern im Durchschnitt alle 10 Millionen Jahre einem anderen. In dichteren Haufen ist diese Zeit noch kürzer. Solche Passagen können die ausgedehnten zirkumstellaren Materiescheiben um viele junge Sterne stark beeinflussen. Gezeitenstörungen für große Scheiben können die Bildung von massiven Planeten und verursachen, die sich in Entfernungen von 100 AE befinden. B. oder mehr vom Hauptstern.

Das Schicksal

NGC 604 in der Dreiecksgalaxie ist ein extrem massiver offener Haufen, der von einer Region aus ionisiertem Wasserstoff umgeben ist.

Viele offene Sternhaufen sind von Natur aus instabil: Aufgrund ihrer geringen Masse ist die Fluchtgeschwindigkeit aus dem System geringer als die Durchschnittsgeschwindigkeit seiner Bestandteile. Solche Haufen zerfallen sehr schnell über mehrere Millionen Jahre. In vielen Fällen reduziert das Herausdrücken des Gases, aus dem das gesamte System durch Strahlung junger Sterne entstanden ist, die Masse des Haufens so sehr, dass er sehr schnell zerfällt.

Haufen, die nach Auflösung des umgebenden Nebels genug Masse haben, um gravitativ gebunden zu werden, können ihre Form viele zehn Millionen Jahre lang beibehalten, aber im Laufe der Zeit führen interne und externe Prozesse auch zu ihrem Zerfall. Der enge Durchgang eines Sterns neben einem anderen kann die Geschwindigkeit eines der Sterne so stark erhöhen, dass er die Fluchtgeschwindigkeit aus dem Haufen übersteigt. Solche Prozesse führen zur allmählichen „Verdunstung“ von Clustermitgliedern.

Sternhaufen erfahren im Durchschnitt alle eine halbe Million Jahre den Einfluss äußerer Faktoren, beispielsweise wenn sie neben oder durch eine Molekülwolke ziehen. Gravitations-Gezeitenkräfte aus solch unmittelbarer Nähe neigen dazu, Sternhaufen zu zerstören. Schließlich wird es Sternenstrom: Aufgrund der großen Entfernungen zwischen den Sternen kann eine solche Gruppe nicht als Cluster bezeichnet werden, obwohl ihre Bestandteile miteinander verbunden sind und sich mit derselben Geschwindigkeit in dieselbe Richtung bewegen. Die Zeitspanne, nach der der Haufen aufbricht, hängt von der anfänglichen Sterndichte des letzteren ab: nähere leben länger. Die geschätzte Halbwertszeit des Haufens (nach der die Hälfte der ursprünglichen Sterne verloren gehen wird) variiert je nach anfänglicher Dichte zwischen 150 und 800 Millionen Jahren.

Nachdem der Haufen nicht mehr durch die Schwerkraft gebunden ist, behalten viele seiner Bestandteile immer noch ihre Geschwindigkeit und Bewegungsrichtung im Weltraum bei; die sogenannte Sternenverein(oder sich bewegende Gruppe von Sternen). So sind mehrere helle Sterne des "Eimers" des Großen Wagens ehemalige Mitglieder des offenen Clusters, der sich in eine solche Vereinigung namens "sich bewegende Gruppe von Sternen des Großen Wagens" verwandelt hat. Schließlich werden sie sich aufgrund kleiner Unterschiede in ihrer Geschwindigkeit in der gesamten Galaxie verteilen. Größere Ansammlungen werden zu Strömen, vorausgesetzt, dass die Gleichheit ihrer Geschwindigkeiten und ihres Alters festgestellt werden kann; andernfalls werden die Sterne als nicht verbunden betrachtet.

Stellare Evolutionsforschung

Hertzsprung-Russell-Diagramme für zwei offene Sternhaufen. Der Haufen NGC 188 ist älter und weist eine geringere Abweichung von der Hauptreihe auf als M 67.

Im Hertzsprung-Russell-Diagramm für einen offenen Sternhaufen gehören die meisten Sterne zur Hauptreihe (MS). An einem bestimmten Punkt, Wendepunkt genannt, verlassen die massereichsten Sterne die MS und werden zu Roten Riesen; Die „Entfernung“ solcher Sterne von der MS ermöglicht es, das Alter des Haufens zu bestimmen.

Aufgrund der Tatsache, dass die Sterne im Haufen fast gleich weit von derselben Wolke entfernt sind und ungefähr zur gleichen Zeit aus derselben Wolke entstanden sind, sind alle Unterschiede in der scheinbaren Helligkeit der Sterne im Haufen auf ihre unterschiedliche Masse zurückzuführen. Dies macht offene Sternhaufen zu sehr nützlichen Objekten für die Untersuchung der Sternentwicklung, da beim Vergleich von Sternen viele variable Eigenschaften für einen Haufen als fest angenommen werden können.

Beispielsweise kann die Untersuchung des Gehalts an Lithium und Beryllium in Sternen aus offenen Sternhaufen ernsthaft dazu beitragen, die Geheimnisse der Entwicklung von Sternen und ihrer inneren Struktur zu lüften. Wasserstoffatome können bei Temperaturen unter 10 Millionen K keine Heliumatome bilden, aber Lithium- und Berylliumkerne werden bei Temperaturen von 2,5 Millionen bzw. 3,5 Millionen K zerstört. Ihre Häufigkeit hängt also direkt davon ab, wie stark die Materie im Inneren des Sterns durchmischt ist. Bei der Untersuchung ihrer Häufigkeit in Haufensternen werden Variablen wie Alter und chemische Zusammensetzung festgelegt.

Studien haben gezeigt, dass die Häufigkeit dieser leichten Elemente viel geringer ist, als Modelle der Sternentwicklung vorhersagen. Die Gründe dafür sind nicht ganz klar; Eine der Erklärungen ist, dass es im Inneren des Sterns zu Auswürfen von Materie aus der Konvektionszone in die stabile Zone des Strahlungstransfers kommt ( Konvektionsüberschreitung).

Astronomische Entfernungsskala

Die Wildente (M 11) ist ein sehr reicher Haufen, der sich im Zentrum der Milchstraße befindet.

Die Bestimmung der Entfernungen zu astronomischen Objekten ist der Schlüssel zu deren Verständnis, aber die überwiegende Mehrheit dieser Objekte ist zu weit entfernt, um direkt gemessen zu werden. Die Abstufung der astronomischen Entfernungsskala hängt von einer Reihe indirekter und manchmal unbestimmter Messungen ab, zunächst in Bezug auf die nächsten Objekte, deren Entfernungen direkt gemessen werden können, und dann auf immer weiter entfernte. Offene Sternhaufen sind die wichtigste Sprosse auf dieser Leiter.

Entfernungen zu Clustern, die uns am nächsten sind, können auf zwei Arten direkt gemessen werden. Zunächst kann für die Sterne nahegelegener Haufen die Parallaxe bestimmt werden (eine geringfügige Verschiebung der scheinbaren Position eines Objekts im Laufe des Jahres aufgrund der Bewegung der Erde in der Umlaufbahn der Sonne), wie dies normalerweise für einzelne Sterne erfolgt. Plejaden, Hyaden und einige andere Haufen in der Nähe von 500 St. Die Jahre sind nah genug, um mit einer solchen Methode zuverlässige Ergebnisse zu liefern, und die Daten des Hipparchus-Satelliten ermöglichten es, genaue Entfernungen für eine Reihe von Clustern zu ermitteln.

Eine weitere direkte Methode ist die sog Moving-Cluster-Methode. Es basiert auf der Tatsache, dass die Sterne im Haufen die gleichen Bewegungsparameter im Weltraum haben. Durch Messen der Eigenbewegungen der Mitglieder des Haufens und Auftragen ihrer scheinbaren Bewegung über den Himmel auf einer Karte lässt sich feststellen, dass sie an einem Punkt zusammenlaufen. Die Radialgeschwindigkeiten von Haufensternen können aus Messungen der Dopplerverschiebungen in ihren Spektren bestimmt werden; Wenn alle drei Parameter - Radialgeschwindigkeit, Eigenbewegung und Winkelabstand vom Cluster zu seinem Fluchtpunkt - bekannt sind, können einfache trigonometrische Berechnungen den Abstand zum Cluster berechnen. Der bekannteste Fall der Anwendung dieser Methode betraf die Hyaden und ermöglichte die Bestimmung der Entfernung zu ihnen mit 46,3 Parsec.

Sobald die Entfernungen zu nahegelegenen Clustern ermittelt wurden, können andere Verfahren die Entfernungsskala für weiter entfernte Cluster erweitern. Durch Vergleich der Hauptreihensterne im Hertzsprung-Russell-Diagramm eines Haufens, dessen Entfernung bekannt ist, mit den entsprechenden Sternen eines weiter entfernten Haufens kann man die Entfernung zu letzterem bestimmen. Der nächste bekannte Haufen sind die Hyaden: Obwohl die Ursa-Major-Sternengruppe etwa doppelt so nah ist, handelt es sich dennoch um eine Sternenvereinigung, nicht um einen Haufen, da die Sterne darin nicht gravitativ aneinander gebunden sind. Der am weitesten entfernte bekannte offene Haufen in unserer Galaxie ist Berkeley 29 mit etwa 15.000 Parsec. Darüber hinaus lassen sich offene Haufen in vielen Galaxien der Lokalen Gruppe leicht erkennen.

Die genaue Kenntnis der Entfernungen zu offenen Sternhaufen ist entscheidend für die Kalibrierung der Abhängigkeit von "Periode - Leuchtkraft", die für variable Sterne wie Cepheiden und RR-Lyrae-Sterne existiert, wodurch sie als "Standardkerzen" verwendet werden können. Diese mächtigen Sterne sind in großen Entfernungen zu sehen und können verwendet werden, um die Skala weiter zu erweitern – bis zu den nächsten Galaxien der Lokalen Gruppe.

Sternenverein

Sternverbände sind Gruppen von gravitativ ungebundenen Sternen oder schwach gebundenen jungen (bis zu mehreren zehn Millionen Jahre alten) Sternen, die durch einen gemeinsamen Ursprung vereint sind.

Sternverbände wurden 1948 von V. A. Ambartsumyan entdeckt und sagten ihren Zerfall voraus. Spätere Messungen von A. Blaauw, W. Morgan, V. E. Markaryan, I. M. Kopylov und anderen bestätigten die Ausdehnung der Sternassoziationen.

Im Gegensatz zu jungen offenen Sternhaufen haben Sternassoziationen eine größere Größe (zig Parsec für die Kerne offener Sternhaufen - einige Parsec) und eine geringere Dichte: Die Anzahl der Sterne in einer Assoziation liegt zwischen zehn und Hunderten (in offenen Sternhaufen Cluster - von Hunderten bis Tausenden). Der Ursprung stellarer Assoziationen ist auf die Regionen der Sternentstehung von Molekülwolkenkomplexen zurückzuführen.

Es gibt folgende Arten von Sternverbänden:

• OB-Assoziationen, die hauptsächlich massereiche Sterne von Spektraltypen enthalten Ö und B
• T-Assoziationen, die hauptsächlich Variablen mit geringer Masse enthalten
• R-Assoziationen (von R - Reflexion), in denen die Sterne von Spektraltypen Ö - A2 umgeben von reflektierenden Gas- und Staubnebeln.