Sternhaufen

Ein Sternhaufen ist eine Gruppe von Sternen , die einen gemeinsamen Ursprung haben ^{[ 1 ]} , etwa zur gleichen Zeit entstanden sind und durch ihre Eigengravitation zusammengehalten werden . Man unterscheidet zwei Haupttypen von Sternhaufen: Kugelsternhaufen , dichte Ansammlungen von zehntausend bis Millionen alter Sterne, die durch ihre Gravitation zusammengehalten werden; und offene Sternhaufen , weniger dichte Ansammlungen von Sternen, die im Allgemeinen weniger als einige hundert Mitglieder enthalten.

Während sie sich durch ihre Galaxie bewegen, werden offene Sternhaufen im Laufe der Zeit durch den gravitativen Einfluss riesiger Molekülwolken aufgelöst , sodass die beobachteten Haufen oft jung sind. Obwohl sie nicht mehr gravitativ gebunden sind, bewegen sie sich weiterhin in etwa derselben Richtung durch den Raum und werden dann als Sternassoziationen oder auch als bewegliche Gruppen bezeichnet . Kugelsternhaufen mit mehr Mitgliedern und größerer Masse bleiben wesentlich länger intakt, und die beobachteten Kugelsternhaufen sind in der Regel Milliarden von Jahren alt.

Zu den Sternhaufen innerhalb der Milchstraße , die mit bloßem Auge sichtbar sind, gehören die offenen Sternhaufen der Plejaden und Hyaden sowie der Kugelsternhaufen 47 Tucanae .

Offene Sternhaufen sind auf die galaktische Ebene beschränkt und befinden sich fast immer innerhalb von Spiralarmen . Sie sind im Allgemeinen junge Objekte mit einem Alter von bis zu einigen zehn Millionen Jahren, mit wenigen seltenen Ausnahmen von mehreren Milliarden Jahren, wie beispielsweise Messier 67 (der nächstgelegene und am besten beobachtete alte offene Sternhaufen). ^{[ 2 ]} Sie entstehen in H-II-Gebieten wie dem Orionnebel .

Offene Sternhaufen bestehen typischerweise aus einigen hundert Mitgliedern und erstrecken sich über einen Radius von bis zu 30 Lichtjahren. Da sie deutlich weniger dicht besetzt sind als Kugelsternhaufen, sind sie auch viel schwächer gravitativ gebunden und werden im Laufe der Zeit durch die Gravitation von Riesenmolekülwolken und anderen Sternhaufen auseinandergerissen. Nahe Begegnungen zwischen Mitgliedern eines Sternhaufens können zudem zum Ausstoß von Sternen führen, einem Prozess, der als „Verdampfung“ bezeichnet wird.

Die bekanntesten offenen Sternhaufen sind die Plejaden und Hyaden im Sternbild Stier . Auch der Doppelsternhaufen h + Chi Persei kann bei dunklem Himmel gut sichtbar sein. Offene Sternhaufen werden oft von heißen, jungen blauen Sternen dominiert, denn obwohl diese Sterne im stellaren Sinne kurzlebig sind und nur einige zehn Millionen Jahre existieren, lösen sich offene Sternhaufen meist auf, bevor diese Sterne sterben.

Eine Untergruppe offener Sternhaufen bildet einen Doppelstern- oder Gesamtsternhaufen. ^{[ 3 ]} Neuere Forschungsergebnisse deuten darauf hin, dass Messier 25 zusammen mit NGC 6716 und Collinder 394 einen Dreifachsternhaufen bilden könnte. ^{[ 4 ]}

Die präzise Bestimmung der Entfernungen zu offenen Sternhaufen ermöglicht die Kalibrierung der Perioden-Leuchtkraft-Beziehung von Cepheiden , die als Standardkerzen dienen . Cepheiden sind leuchtkräftig und können genutzt werden, um sowohl die Entfernungen zu fernen Galaxien als auch die Expansionsrate des Universums ( Hubble-Konstante ) zu bestimmen. Der offene Sternhaufen NGC 7790 beherbergt drei klassische Cepheiden , die für solche Untersuchungen von entscheidender Bedeutung sind. ^{[ 5 ] [ 6 ]}

Eingebettete Sternhaufen sind Gruppen sehr junger Sterne, die teilweise oder vollständig von interstellarem Staub oder Gas umschlossen sind , welches oft für optische Beobachtungen unzugänglich ist. Sie entstehen in Molekülwolken , wenn diese zu kollabieren beginnen und Sterne bilden . In diesen Haufen findet häufig weiterhin Sternentstehung statt , sodass eingebettete Sternhaufen verschiedene Arten junger Sterne beherbergen können, darunter Protosterne und Sterne vor der Hauptreihe . Ein Beispiel für einen eingebetteten Sternhaufen ist der Trapezhaufen im Orionnebel . Auch im Kernbereich der ρ-Ophiuchi-Wolke (L1688) befindet sich ein eingebetteter Sternhaufen. ^{[ 7 ]}

Die Phase eingebetteter Sternhaufen kann mehrere Millionen Jahre andauern. Danach wird das Gas in der Wolke durch Sternentstehung verbraucht oder durch Strahlungsdruck , Sternwinde und -ausflüsse oder Supernova-Explosionen zerstreut . Im Allgemeinen werden weniger als 30 % der Wolkenmasse in Sterne umgewandelt, bevor sich die Wolke auflöst. Dieser Anteil kann jedoch in besonders dichten Bereichen der Wolke höher sein. Mit dem Massenverlust in der Wolke verändert sich die Energie des Systems, was häufig zur Auflösung eines Sternhaufens führt. Die meisten jungen eingebetteten Sternhaufen zerfallen kurz nach dem Ende der Sternentstehung. ^{[ 8 ]}

Die in der Galaxie gefundenen offenen Sternhaufen sind ehemalige eingebettete Sternhaufen, die die frühe Entwicklung überstanden haben. Fast alle frei schwebenden Sterne, einschließlich der Sonne [ ^{9 ]} , entstanden jedoch ursprünglich in eingebetteten Sternhaufen, die sich auflösten ^{. [ 8 ]}

Kugelsternhaufen sind annähernd kugelförmige Ansammlungen von 10.000 bis mehreren Millionen Sternen, die in Regionen mit einem Durchmesser von 10 bis 30  Lichtjahren dicht gedrängt sind . Sie bestehen üblicherweise aus sehr alten Population-II- Sternen – nur wenige hundert Millionen Jahre jünger als das Universum selbst –, die meist gelb und rot leuchten und weniger als zwei Sonnenmassen besitzen . ^{[ 10 ]} Solche Sterne dominieren in Kugelsternhaufen, weil heißere und massereichere Sterne als Supernovae explodierten oder sich über planetarische Nebelphasen zu Weißen Zwergen entwickelten . Dennoch existieren in Kugelsternhaufen einige seltene blaue Sterne, die vermutlich durch Sternverschmelzungen in ihren dichten inneren Regionen entstanden sind; diese Sterne werden als Blaue Nachzügler bezeichnet .

In der Milchstraße sind Kugelsternhaufen im galaktischen Halo um das galaktische Zentrum annähernd kugelförmig verteilt und umkreisen dieses auf stark elliptischen Bahnen . 1917 lieferte der Astronom Harlow Shapley die erste verlässliche Schätzung der Entfernung der Sonne vom galaktischen Zentrum, basierend auf der Verteilung der Kugelsternhaufen.

Bis Mitte der 1990er-Jahre stellten Kugelsternhaufen ein großes Rätsel in der Astronomie dar, da Theorien der Sternentwicklung für die ältesten Mitglieder von Kugelsternhaufen ein höheres Alter ergaben als das geschätzte Alter des Universums. Deutlich verbesserte Entfernungsmessungen zu Kugelsternhaufen mithilfe des Hipparcos- Satelliten und immer genauere Messungen der Hubble-Konstante lösten dieses Paradoxon jedoch auf. Das Alter des Universums wurde auf etwa 13 Milliarden Jahre geschätzt, das der ältesten Sterne um einige hundert Millionen Jahre.

Unsere Galaxie besitzt etwa 150 Kugelsternhaufen ^{[ 10 ]} , von denen einige möglicherweise eingefangene Kerne kleiner Galaxien sind, denen durch die Gezeitenkräfte der Milchstraße Sterne aus ihren äußeren Bereichen entrissen wurden , wie es beim Kugelsternhaufen M79 der Fall zu sein scheint . Manche Galaxien sind deutlich reicher an Kugelsternhaufen als die Milchstraße: Die riesige elliptische Galaxie M87 enthält über tausend.

Einige der hellsten Kugelsternhaufen sind mit bloßem Auge sichtbar ; der hellste, Omega Centauri , wurde bereits in der Antike beobachtet und vor dem Zeitalter der Teleskope als Stern katalogisiert. Der hellste Kugelsternhaufen der Nordhalbkugel ist M13 im Sternbild Herkules .

Supersternhaufen sind sehr große Gebiete mit junger Sternentstehung und gelten als Vorläufer von Kugelsternhaufen. Ein Beispiel hierfür ist Westerlund 1 in der Milchstraße. ^{[ 11 ]}

Im Jahr 2005 entdeckten Astronomen in der Andromeda-Galaxie einen neuen Sternhaufentyp, der in vielerlei Hinsicht Kugelsternhaufen ähnelt, jedoch weniger dicht ist. Solche Haufen (auch als ausgedehnte Kugelsternhaufen bekannt ) sind in der Milchstraße nicht bekannt. Die drei in der Andromeda-Galaxie entdeckten sind M31WFS C1 ^{[ 12 ]} , M31WFS C2 und M31WFS C3 .

Diese neu entdeckten Sternhaufen enthalten Hunderttausende von Sternen, ähnlich viele wie Kugelsternhaufen. Sie weisen auch andere Gemeinsamkeiten mit Kugelsternhaufen auf, beispielsweise hinsichtlich der Sternpopulationen und der Metallizität. Was sie von Kugelsternhaufen unterscheidet, ist ihre deutlich größere Ausdehnung – mehrere hundert Lichtjahre im Durchmesser – und ihre um Hunderte Male geringere Dichte. Die Abstände zwischen den Sternen sind daher wesentlich größer. Die Eigenschaften dieser Sternhaufen liegen zwischen denen von Kugelsternhaufen und Zwergsphäroidgalaxien . ^{[ 13 ]}

Wie diese Sternhaufen entstehen, ist noch unbekannt, aber ihre Entstehung könnte durchaus mit der von Kugelsternhaufen zusammenhängen. Warum M31 solche Sternhaufen aufweist, die Milchstraße jedoch nicht, ist noch nicht geklärt. Es ist auch unbekannt, ob andere Galaxien diese Art von Sternhaufen enthalten, aber es wäre sehr unwahrscheinlich, dass M31 die einzige Galaxie mit ausgedehnten Sternhaufen ist. ^{[ 13 ]}

Eine weitere Art von Sternhaufen sind schwache, diffuse Objekte , die bisher nur in linsenförmigen Galaxien wie NGC 1023 und NGC 3384 gefunden wurden . Sie zeichnen sich durch ihre im Vergleich zu Kugelsternhaufen große Ausdehnung und eine ringförmige Anordnung um die Zentren ihrer Wirtsgalaxien aus. Wie diese scheinen auch sie alte Objekte zu sein. ^{[ 14 ]}

Sternhaufen sind in vielen Bereichen der Astronomie von Bedeutung. Der Grund dafür liegt darin, dass fast alle Sterne in alten Haufen etwa zur gleichen Zeit entstanden sind. ^{[ 16 ]} Verschiedene Eigenschaften aller Sterne eines Haufens hängen ausschließlich von ihrer Masse ab, weshalb Theorien zur Sternentwicklung auf Beobachtungen von offenen und Kugelsternhaufen basieren. Dies gilt insbesondere für alte Kugelsternhaufen. Bei jungen (Alter < 1 Mrd. Jahre) und mittelalten (1 < Alter < 5 Mrd. Jahre) Sternhaufen können Faktoren wie Alter, Masse und chemische Zusammensetzung ebenfalls eine wichtige Rolle spielen. ^{[ 17 ]} Aufgrund ihres Alters können Sternhaufen viele Informationen über ihre Wirtsgalaxien preisgeben. Beispielsweise liefern Sternhaufen in den Magellanschen Wolken wichtige Erkenntnisse über die Entstehung der Zwerggalaxien in den Magellanschen Wolken. Dies wiederum hilft uns, viele astrophysikalische Prozesse in unserer eigenen Milchstraße zu verstehen. Diese Sternhaufen, insbesondere die jungen, können den Sternentstehungsprozess erklären, der möglicherweise in unserer Milchstraße stattgefunden hat.

Sternhaufen sind ein entscheidender Schritt zur Bestimmung der Entfernungsskala des Universums . Einige der nächstgelegenen Haufen sind so nah, dass ihre Entfernungen mithilfe der Parallaxe gemessen werden können . Für diese Haufen lässt sich ein Hertzsprung-Russell-Diagramm erstellen, dessen Leuchtkraftwerte auf der Achse bekannt sind . Erstellt man nun ein ähnliches Diagramm für einen Haufen unbekannter Entfernung, kann die Position der Hauptreihe mit der des ersten Haufens verglichen und die Entfernung geschätzt werden. Dieses Verfahren wird als Hauptreihenanpassung bezeichnet. Bei dieser Methode müssen die Extinktion und die Sternpopulationen berücksichtigt werden.

Nahezu alle Sterne im galaktischen Feld, einschließlich der Sonne, entstanden ursprünglich in Regionen mit eingebetteten Sternhaufen, die sich später auflösten. Dies bedeutet, dass die Eigenschaften von Sternen und Planetensystemen durch frühe Sternhaufenumgebungen beeinflusst worden sein könnten. ^{[ 18 ]} Dies scheint auch für unser Sonnensystem zuzutreffen , dessen chemische Zusammensetzung auf die Auswirkungen einer Supernova eines nahen Sterns in der Frühzeit unseres Sonnensystems hindeutet.

Sternwolken sind zwar technisch gesehen keine Sternhaufen, aber große Ansammlungen vieler Sterne innerhalb einer Galaxie , die sich über viele Lichtjahre erstrecken. Oft enthalten sie auch Sternhaufen. Die Sterne erscheinen dicht gedrängt, sind aber in der Regel nicht Teil einer bestimmten Struktur. ^{[ 19 ]} In der Milchstraße sind Sternwolken durch die Lücken zwischen den Staubwolken des Großen Grabens sichtbar und ermöglichen so tiefere Einblicke entlang unserer Sichtlinie. ^{[ 20 ]} Sternwolken wurden auch in anderen nahen Galaxien identifiziert. ^{[ 21 ]} Beispiele für Sternwolken sind die Große Sagittarius-Sternwolke , die Kleine Sagittarius-Sternwolke , die Scutum-Sternwolke, die Cygnus-Sternwolke, die Norma-Sternwolke und NGC 206 in der Andromeda-Galaxie .

1979 empfahl die 17. Generalversammlung der Internationalen Astronomischen Union , neu entdeckte Sternhaufen – offene wie kugelförmige – in der Galaxis nach der Konvention „Chhmm±ddd“ zu bezeichnen, beginnend mit dem Präfix C. Dabei stehen h , m und d für die ungefähren Koordinaten des Haufenzentrums in Stunden und Minuten der Rektaszension bzw. Grad der Deklination (mit führenden Nullen). Die einmal vergebene Bezeichnung darf nicht geändert werden, selbst wenn spätere Messungen die Lage des Haufenzentrums genauer bestimmen. ^{[ 22 ]} Die ersten dieser Bezeichnungen wurden 1982 von Gösta Lynga vergeben. ^{[ 23 ] [ 24 ]}

• Hyperkompaktes Sternensystem
• Robuste Assoziationen massereicher baryonischer Objekte (RAMBOs)
• Sternenvorbeiflug

• WEBDA Open Cluster Datenbank
• NGC 2419 - Kugelsternhaufen auf SKY-MAP.ORG
• Sternhaufen , SEDS Messier-Seiten
• RG Research: Eingebettete Cluster (Archiviert am 06.08.2020 in der Wayback Machine)
• Sternhaufen - vollständiger Artikel Encyclopædia Britannica ,
• Supersternhaufen in unserer eigenen Milchstraße entdeckt
• Johnson, Kelsey E. (2005). „Die Entstehung von Supersternhaufen: Implikationen für die massereiche Sternentstehung“. Proceedings of the International Astronomical Union . 1 : 413–422 . arXiv : astro-ph/0506507 . Bibcode : 2005IAUS..227..413J . doi : 10.1017/S1743921305004825 .
• Huxor, AP; Tanvir, NR; Irwin, MJ; Ibata, R; Collett, JL; Ferguson, AMN; Bridges, T; Lewis, GF (2005). „Eine neue Population ausgedehnter, leuchtkräftiger Sternhaufen im Halo von M31“ . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 360 (3): 1007–1012 . arXiv : astro-ph/0412223 . Bibcode : 2005MNRAS.360.1007H . doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09086.x .
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• Vrba, Frederick J.; Henden, Arne A.; Luginbuhl, Christian B.; Guetter, Harry H.; Hartmann, Dieter H.; Klose, Sylvio (2000). „Die Entdeckung eines eingebetteten Clusters massereicher Sterne in der Nähe von SGR 1900+14“. The Astrophysical Journal . 533 (1): L17– L20. arXiv : astro-ph/0002530 . Bibcode : 2000ApJ...533L..17V . doi : 10.1086/312602 . PMID  10727381 .