Ein Sternhaufen ist eine Gruppe von Sternen, die einen gemeinsamen Ursprung haben und für eine gewisse Zeit gravitativ gebunden sind. Sie sind für Astronomen besonders nützlich, da sie eine Möglichkeit bieten, die Sternentwicklung und das Alter von Sternen zu untersuchen und zu modellieren. Die beiden grundlegenden Kategorien von Sternhaufen sind offene Haufen, auch galaktische Haufen genannt, und Kugelsternhaufen.
- Offene oder galaktische Haufen
- Globulare Haufen
- Haufenalter und Nullzeit-Hauptreihenfolge
Offene (galaktische) Haufen
Offene Haufen werden so genannt, weil die einzelnen Bestandteile durch ein Teleskop leicht aufzulösen sind. Einige Beispiele, wie die Hyaden und Plejaden, liegen so dicht beieinander, dass die einzelnen Sterne mit bloßem Auge deutlich zu erkennen sind. Aufgrund ihrer Lage auf den staubigen Spiralarmen in der Ebene von Spiralgalaxien werden sie manchmal als galaktische Haufen bezeichnet. Die Sterne in einem offenen Haufen haben einen gemeinsamen Ursprung – sie haben sich aus derselben anfänglichen riesigen Molekülwolke gebildet. Sternhaufen enthalten typischerweise einige hundert Sterne, wobei die Zahl von einigen Dutzend bis zu einigen Tausend variieren kann.
Sterne innerhalb eines offenen Sternhaufens sind nur lose durch die Schwerkraft gebunden. Wenn der Haufen um die Galaxie rotiert, löst er sich schließlich aufgrund von Gravitationsstörungen mit anderen Objekten in der Galaxie auf. Während sich unsere Sonne wahrscheinlich ursprünglich in einem offenen Sternhaufen gebildet hat, ist jetzt keine erkennbare Anhäufung von Sternen in der Nähe zu erkennen. Offene Sternhaufen sind daher in der Regel relativ junge Objekte. Einige, wie z. B. die Plejaden, zeigen immer noch Anzeichen von Nebel, was auf ihre jüngste Entstehung schließen lässt. Sterne in offenen Haufen gehören zur Population I, sie sind jung und haben eine hohe Metallizität. Die Sternhaufen reichen von ein paar bis zu 20 Parsec Durchmesser.
Kugelsternhaufen
Kugelsternhaufen enthalten mehrere tausend bis eine Million Sterne in einem kugelförmigen, gravitationsgebundenen System. Sie befinden sich meist im Halo, der die galaktische Ebene umgibt, und umfassen die ältesten Sterne in der Galaxie. Diese Sterne der Population II sind hoch entwickelt, haben aber eine geringe Metallizität. Die Sternhaufen sind so alt, dass jeder Stern, der höher als eine G- oder F-Klasse ist, sich bereits aus der Hauptreihe entwickelt hat. In Kugelsternhaufen gibt es nur wenig freien Staub oder Gas, so dass in ihnen keine neue Sternentstehung stattfindet. Die Sterndichten in den inneren Regionen eines Kugelsternhaufens sind sehr hoch, verglichen mit Regionen wie denen um die Sonne.
Wie bei offenen Haufen haben die Sterne in Kugelsternhaufen wahrscheinlich einen gemeinsamen Ursprung. Im Gegensatz zu offenen Haufen bleiben Kugelsternhaufen normalerweise während ihrer gesamten Lebensdauer gravitativ kohärent. Die Sterne in ihnen werden nicht aus dem Haufen herausgelöst. In unserer Milchstraße gibt es etwa 200 Kugelsternhaufen. Prominente Beispiele sind 47 Tuc, M4 und Omega Centauri, wobei umstritten ist, ob es sich dabei um eine eingefangene sphäroidische Zwerggalaxie handelt.
Haufenalter und alterslose Hauptreihe
Sternhaufen sind besonders wichtig, weil sie es den Astronomen ermöglichen, Modelle der Sternentwicklung und das Alter der Sterne zu überprüfen. Betrachten wir zunächst die offenen Sternhaufen, um zu verstehen, warum das so ist.
Sterne in einem offenen Sternhaufen haben einen gemeinsamen Ursprung aus einem bestimmten Nebel. Sie haben daher die gleiche anfängliche Metallizität, so dass die Auswirkungen dieser Metallizität auf die Sternentwicklung für alle Mitglieder des Haufens gleich sind. Ein weiterer wichtiger Punkt ist, dass alle Sterne innerhalb eines Sternhaufens von einem Beobachter auf der Erde aus gesehen gleich weit entfernt sind. Auch wenn ein Sternhaufen einige Parsec groß ist, ist diese Größe unbedeutend im Vergleich zu der viel größeren Entfernung des Haufens von der Erde. Wenn man die Sterne des Haufens photometrisch misst, kann man aus der scheinbaren Helligkeit jedes einzelnen Sterns auch auf die relative absolute Helligkeit der Haufenmitglieder schließen. Die Sterne, die in einem Sternhaufen am hellsten erscheinen, sind von Natur aus leuchtstärker als die schwächeren Mitglieder.
Astronomen nutzen diese Tatsache, um ein Farb-Magnituden-Diagramm für einen Sternhaufen zu erstellen. Dabei handelt es sich einfach um ein HR-Diagramm, in dem die scheinbare Helligkeit, normalerweise V (oder mV), auf der vertikalen Achse gegen den Farbindex, B – V, auf der horizontalen Achse aufgetragen ist. Mit Hilfe der spektroskopischen Parallaxe kann das Diagramm dann kalibriert werden, um Werte für die absolute Helligkeit, M oder MV, zu erhalten. Wenn wir dies für mehrere offene Sternhaufen tun, erhalten wir ein interessantes Ergebnis. Die folgenden Bilder zeigen einige offene Sternhaufen. Links ist h + χ Persei zu sehen, ein offener Doppelsternhaufen, bei dem die beiden Haufen, die 2.200 Parsec entfernt sind, nur etwa 30 Parsec voneinander entfernt sind. Das rechte Bild zeigt M67. Fallen Ihnen Unterschiede zwischen den beiden Bildern auf?
Wenn man diese und andere offene Sternhaufen in ein HR-Diagramm einträgt, erhält man das folgende Diagramm. Da sich die Sternhaufen in unterschiedlichen Entfernungen befinden, wurde das Diagramm auf die absolute Helligkeit geeicht.
Wenn Sie dieses Diagramm genau betrachten, werden Sie eine neue Skala auf der rechten vertikalen Achse feststellen. Die „Jahre“ beziehen sich hier auf das Alter des Haufens. Ein Sternhaufen wie h + χ Persei ist so jung, dass sich die meisten seiner Sterne noch auf der Hauptreihe befinden – sie haben sich noch nicht abgeschaltet. Bei den Plejaden, die etwas älter sind, gibt es keine Sterne mehr auf der Hauptreihe, die heißer als Farbindex 0 (Spektralklasse A0) sind. Die massereicheren Mitglieder des Haufens haben sich bereits von der Hauptreihe zu den Riesenästen entwickelt. M67, ein sehr alter offener Sternhaufen, hat keinen Stern mehr auf der Hauptreihe, der heißer als Farbindex +0,4 ist. Von entscheidender Bedeutung ist der Wendepunkt im Diagramm, an dem der Haufen von der Hauptreihe abbiegt. Je weiter unten in der Hauptreihe der Abbiegepunkt liegt, desto älter ist der Haufen.
Wenn ein Stern zum ersten Mal eine Wasserstofffusion im Kern erreicht und auf der Hauptreihe erscheint, wird er als nulljährig bezeichnet. Die Nullzeit-Hauptreihe (ZAMS) ist die Hauptreihe aller Sterne, wenn sie sich in einem Haufen erstmals bilden. Je weiter oben auf der Hauptreihe, desto massereicher ist der Stern.
Da Kugelsternhaufen im Allgemeinen viel älter sind als offene Sternhaufen, zeigen ihre Farb-Magnituden-Diagramme mehr entwickelte Sterne. Außerdem haben sie keine massereichen Sterne mehr auf der Hauptreihe. Das nachstehende Farb-Magnituden-Diagramm für M55 veranschaulicht dies.
Interessanterweise sieht man bei der Betrachtung des obigen Diagramms eine Gruppe heißer Sterne, die oberhalb des Abzweigungspunkts auf der Hauptreihe zu sein scheinen. Diese sind in der Tat als blaue Nachzügler bekannt. Aufgrund der hohen Sterndichten in Kugelsternhaufen gehen Astronomen davon aus, dass einige Sterne zusammenwachsen und miteinander verschmelzen können. Durch die kombinierte Masse wird der neue Stern heißer (blauer) und heller als der Großteil der Sterne.
