Sternhaufen - Star cluster

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Sternhaufen sind große Gruppen von Sternen . Zwei Arten von Sternhaufen können unterschieden werden: Kugelsternhaufen sind enge Gruppen von Hunderten bis Millionen alter Sterne, die durch Gravitation gebunden sind, während offene Sternhaufen lose gebündelte Sterngruppen sind, die im Allgemeinen weniger als einige hundert Mitglieder enthalten und häufig sehr stark sind jung. Offene Cluster werden im Laufe der Zeit durch den Gravitationseinfluss riesiger Molekülwolken unterbrochen, wenn sie sich durch die Galaxie bewegen. Clustermitglieder bewegen sich jedoch weiterhin in weitgehend derselben Richtung durch den Raum, obwohl sie nicht mehr an die Gravitation gebunden sind. Sie werden dann als Sternassoziation bezeichnet , manchmal auch als sich bewegende Gruppe bezeichnet .

Mit bloßem Auge sichtbare Sternhaufen sind die Plejaden , Hyaden und 47 Tucanae .

Kugelsternhaufen

Der von HST fotografierte Kugelsternhaufen Messier 15

Kugelhaufen sind grob kugelförmige Gruppierungen von 10.000 bis mehreren Millionen Sternen, die in Regionen mit einem Durchmesser von 10 bis 30 Lichtjahren gepackt sind . Sie bestehen gewöhnlich aus sehr alten Population-II- Sternen - nur einige hundert Millionen Jahre jünger als das Universum selbst -, die meist gelb und rot sind und eine Masse von weniger als zwei Sonnenmassen aufweisen . Solche Sterne dominieren innerhalb von Clustern, weil heißere und massereichere Sterne als Supernovae explodiert sind oder sich durch planetare Nebelphasen entwickelt haben , um als weiße Zwerge zu enden . Dennoch existieren einige seltene blaue Sterne in Globulars, von denen angenommen wird, dass sie durch Sternfusionen in ihren dichten inneren Regionen gebildet werden. Diese Sterne sind als blaue Nachzügler bekannt .

In unserer Galaxie sind Kugelhaufen im galaktischen Lichthof um das Galaktische Zentrum herum ungefähr sphärisch verteilt und umkreisen das Zentrum in stark elliptischen Bahnen . 1917 machte der Astronom Harlow Shapley die erste zuverlässige Schätzung der Entfernung der Sonne vom galaktischen Zentrum basierend auf der Verteilung der Kugelhaufen.

Bis Mitte der neunziger Jahre waren Kugelhaufen die Ursache eines großen Rätsels in der Astronomie, da Theorien der Sternentwicklung den ältesten Mitgliedern von Kugelhaufen Alter gaben, das größer war als das geschätzte Alter des Universums. Durch stark verbesserte Entfernungsmessungen zu Kugelsternhaufen mit dem Hipparcos- Satelliten und zunehmend genauere Messungen der Hubble-Konstante wurde das Paradoxon jedoch aufgelöst und ein Alter für das Universum von etwa 13 Milliarden Jahren und ein Alter für die ältesten Sterne von einigen hundert Millionen Jahren angegeben .

Unsere Galaxie hat ungefähr 150 Kugelsternhaufen, von denen einige möglicherweise von kleinen Galaxien erfasst wurden, die durch die Milchstraße zerstört wurden, wie dies für den Kugelsternhaufen M79 der Fall zu sein scheint . Einige Galaxien sind viel kugelförmiger: Die riesige elliptische Galaxie M87 enthält über tausend.

Einige der hellsten Kugelsternhaufen sind mit bloßem Auge sichtbar , wobei der hellste Omega Centauri seit der Antike bekannt ist und vor dem Teleskopzeitalter als Stern katalogisiert wurde. Der hellste Kugelsternhaufen der nördlichen Hemisphäre ist Messier 13 im Sternbild Herkules .

Cluster öffnen

Die Plejaden , ein offener Haufen, der von heißen blauen Sternen dominiert wird, die von Reflexionsnebeln umgeben sind

Offene Cluster unterscheiden sich stark von Kugelclustern. Im Gegensatz zu den sphärisch verteilten Globulars sind sie auf die galaktische Ebene beschränkt und befinden sich fast immer in Spiralarmen . Es handelt sich im Allgemeinen um junge Objekte, die bis zu einigen zehn Millionen Jahre alt sind, mit wenigen seltenen Ausnahmen, die einige Milliarden Jahre alt sind, wie beispielsweise Messier 67 (der nächstgelegene und am häufigsten beobachtete alte offene Cluster). Sie bilden H II -Regionen wie den Orionnebel .

Offene Cluster bestehen normalerweise aus bis zu einigen hundert Mitgliedern in einer Region mit einem Durchmesser von bis zu 30 Lichtjahren. Da sie viel weniger dicht besiedelt sind als Kugelsternhaufen, sind sie viel weniger eng an die Schwerkraft gebunden und werden im Laufe der Zeit durch die Schwerkraft riesiger Molekülwolken und anderer Cluster gestört . Enge Begegnungen zwischen Clustermitgliedern können auch zum Auswerfen von Sternen führen, ein Prozess, der als "Verdunstung" bezeichnet wird.

Die bekanntesten offenen Cluster sind die Plejaden und Hyaden im Stier . Der Doppelcluster von h + Chi Persei kann auch bei dunklem Himmel eine herausragende Rolle spielen. Offene Cluster werden oft von heißen jungen blauen Sternen dominiert, denn obwohl solche Sterne stellar kurzlebig sind und nur einige zehn Millionen Jahre dauern, neigen offene Cluster dazu, sich zu zerstreuen, bevor diese Sterne sterben.

Das Festlegen präziser Abstände zu offenen Clustern ermöglicht die Kalibrierung der Perioden-Leuchtkraft-Beziehung, die von variablen Sternen der Cepheiden gezeigt wird , die dann als Standardkerzen verwendet werden . Cepheiden sind leuchtend und können verwendet werden, um sowohl die Entfernungen zu entfernten Galaxien als auch die Expansionsrate des Universums ( Hubble-Konstante ) zu bestimmen . In der Tat beherbergt der offene Cluster NGC 7790 drei klassische Cepheiden, die für solche Bemühungen von entscheidender Bedeutung sind.

Eingebetteter Cluster

Der eingebettete Trapezcluster ist im Röntgenlicht zu sehen, das die Wolke durchdringt.
Sternhaufen NGC 3572 und Umgebung

Eingebettete Cluster sind Gruppen sehr junger Sterne, die teilweise oder vollständig von einem interstellaren Staub oder Gas umgeben sind, das für optische Beobachtungen häufig undurchlässig ist. Eingebettete Cluster bilden sich in Molekülwolken , wenn die Wolken zusammenbrechen und Sterne bilden . In diesen Clustern findet häufig eine Sternentstehung statt, sodass in eingebetteten Clustern verschiedene Arten junger Sternobjekte wie Protosterne und Sterne vor der Hauptsequenz beheimatet sein können . Ein Beispiel für einen eingebetteten Cluster ist der Trapezcluster im Orionnebel . In der Kernregion der ρ Ophiuchi-Wolke (L1688) befindet sich ein eingebetteter Cluster.

Die eingebettete Clusterphase kann mehrere Millionen Jahre dauern. Danach wird das Gas in der Wolke durch Sternentstehung erschöpft oder durch Strahlungsdruck , Sternwinde und -abflüsse oder Supernovaexplosionen verteilt . Im Allgemeinen werden weniger als 30% der Wolkenmasse in Sterne umgewandelt, bevor sich die Wolke verteilt, aber dieser Anteil kann in besonders dichten Teilen der Wolke höher sein. Mit dem Massenverlust in der Wolke ändert sich die Energie des Systems, was häufig zur Zerstörung eines Sternhaufens führt. Die meisten jungen eingebetteten Cluster zerstreuen sich kurz nach dem Ende der Sternentstehung.

Die offenen Cluster in der Galaxie sind ehemalige eingebettete Cluster, die die frühe Clusterentwicklung überleben konnten. Fast alle frei schwebenden Sterne, einschließlich der Sonne , wurden ursprünglich in eingebetteten Clustern geboren, die sich auflösten.

Super Star Cluster

Supersternhaufen sind sehr große Regionen der jüngsten Sternentstehung und gelten als Vorläufer von Kugelhaufen. Beispiele sind Westerlund 1 in der Milchstraße.

Zwischenformen

In Messier 68 überspannen seine konstituierenden Sterne ein Raumvolumen mit einem Durchmesser von mehr als hundert Lichtjahren.

Im Jahr 2005 entdeckten Astronomen in der Andromeda-Galaxie einen neuen Typ von Sternhaufen, der Kugelhaufen in mehrfacher Hinsicht sehr ähnlich ist, obwohl er weniger dicht ist. In der Milchstraße sind keine derartigen Cluster (die auch als erweiterte Kugelsternhaufen bezeichnet werden ) bekannt. Die drei in Andromeda Galaxy entdeckten sind M31WFS C1, M31WFS C2 und M31WFS C3 .

Diese neu gefundenen Sternhaufen enthalten Hunderttausende von Sternen, eine ähnliche Anzahl wie Kugelhaufen. Die Cluster teilen auch andere Eigenschaften mit Kugelhaufen, z. B. die Sternpopulationen und die Metallizität. Was sie von den Kugelsternhaufen unterscheidet, ist, dass sie viel größer sind - mehrere hundert Lichtjahre im Durchmesser - und hunderte Male weniger dicht. Die Abstände zwischen den Sternen sind somit viel größer. Die Cluster haben Eigenschaften zwischen Kugelhaufen und sphäroidalen Zwerggalaxien .

Wie diese Cluster gebildet werden, ist noch nicht bekannt, aber ihre Bildung könnte durchaus mit der von Kugelclustern zusammenhängen. Warum M31 solche Cluster hat, während die Milchstraße dies nicht getan hat, ist noch nicht bekannt. Es ist auch nicht bekannt, ob eine andere Galaxie diese Art von Clustern enthält, aber es ist sehr unwahrscheinlich, dass M31 die einzige Galaxie mit ausgedehnten Clustern ist.

Eine andere Art von Cluster sind schwache Fuzzies, die bisher nur in linsenförmigen Galaxien wie NGC 1023 und NGC 3384 gefunden wurden . Sie zeichnen sich durch ihre Größe im Vergleich zu Kugelhaufen und eine ringförmige Verteilung um die Zentren ihrer Wirtsgalaxien aus. Als letztere scheinen sie alte Objekte zu sein.

Astronomische Bedeutung

Künstlerische Darstellung eines Exoplaneten, der einen Stern im Cluster
Messier 67 umkreist

Sternhaufen sind in vielen Bereichen der Astronomie wichtig. Da die Sterne alle ungefähr zur gleichen Zeit geboren wurden, sind die unterschiedlichen Eigenschaften aller Sterne in einem Cluster nur eine Funktion der Masse. Daher beruhen Sternentwicklungstheorien auf Beobachtungen offener und globulärer Cluster.

Cluster sind auch ein entscheidender Schritt bei der Bestimmung der Entfernungsskala des Universums . Einige der nächstgelegenen Cluster sind nahe genug, um ihre Entfernungen mithilfe der Parallaxe messen zu können . Für diese Cluster kann ein Hertzsprung-Russell-Diagramm aufgezeichnet werden, dessen Absolutwerte auf der Leuchtkraftachse bekannt sind . Wenn dann ein ähnliches Diagramm für einen Cluster aufgezeichnet wird, dessen Entfernung nicht bekannt ist, kann die Position der Hauptsequenz mit der des ersten Clusters verglichen und die Entfernung geschätzt werden. Dieser Vorgang wird als Hauptsequenzanpassung bezeichnet. Bei dieser Methode müssen Rötungen und Sternpopulationen berücksichtigt werden.

Fast alle Sterne im galaktischen Feld, einschließlich der Sonne, wurden ursprünglich in Regionen mit eingebetteten Clustern geboren, die sich auflösten. Dies bedeutet, dass die Eigenschaften von Sternen und Planetensystemen möglicherweise durch frühe Clusterumgebungen beeinflusst wurden. Dies scheint für unser eigenes Sonnensystem der Fall zu sein , in dem chemische Häufigkeiten auf die Auswirkungen einer Supernova eines nahe gelegenen Sterns zu Beginn der Geschichte unseres Sonnensystems hinweisen.

Sternwolke

Scutum Star Cloud mit Cluster Messier 11 unten links

Technisch gesehen keine Sternhaufen, sind Sternwolken große Gruppen vieler Sterne innerhalb einer Galaxie , die sich über sehr viele Lichtjahre des Weltraums erstrecken. Oft enthalten sie Sternhaufen in sich. Die Sterne erscheinen dicht gepackt, sind aber normalerweise nicht Teil einer Struktur. Innerhalb der Milchstraße zeigen sich Sternwolken durch Lücken zwischen den Staubwolken des Großen Risses und ermöglichen tiefere Einblicke entlang unserer speziellen Sichtlinie. Sternwolken wurden auch in anderen nahe gelegenen Galaxien identifiziert. Beispiele für Sternwolken sind die Große Schütze- Sternwolke , die Kleine Schütze- Sternwolke , die Scutum- Sternwolke , die Cygnus- Sternwolke , die Norma- Sternwolke und NGC 206 in der Andromeda-Galaxie .

Nomenklatur

1979 empfahl die 17. Generalversammlung der Internationalen Astronomischen Union , neu entdeckte Sternhaufen, offen oder kugelförmig, innerhalb der Galaxie nach der Konvention "Chhmm ± ddd" zu bezeichnen, die immer mit dem Präfix C beginnt , wobei h , m und d repräsentiert die ungefähren Koordinaten des Clusterzentrums in Stunden und Minuten des Aufstiegs nach rechts bzw. den Grad der Deklination mit führenden Nullen. Die einmal zugewiesene Bezeichnung darf sich nicht ändern, auch wenn nachfolgende Messungen den Standort des Clusterzentrums verbessern. Die erste dieser Bezeichnungen wurde 1982 von Gosta Lynga vergeben .

Siehe auch

Verweise

Externe Links