Kugelsternhaufen

Der Kugelsternhaufen Omega Centauri ist 16000 Lichtjahre entfernt und der grösste Kugelsternhaufen am ganzen Himmel - sein scheinbarer Durchmesser ist grösser als der Vollmond. Er enthält in einem Raumbereich von 170 Lichtjahre mehrere Hunderttausend Sterne.

Kugelhaufen sind nahezu kugelförmige Sternhaufen hohen Alters. Als unsere Galaxie aus der ursprünglichen gigantischen Gaswolke kondensierte, war sie annähernd sphärisch geformt. Mit dem Voranschreiten des Kollapses begann sich die Rotation der Wolke auszuwirken, die sie von einer nahezu kugelsymmetrischen schließlich in eine scheibenförmig-abgeplattete Gestalt überführte. Unabhängig davon bildeten sich in den frühesten Phasen des Kollapses in einigen lokal dichteren Gebieten Sterne. Diese Sterne sind die ältesten in unserer Galaxie und besitzen eine nahezu sphärische Verteilung, die gemeinhin als galaktischer Halo bezeichnet wird. Sie sind nicht sehr zahlreich - ausgenommen einige hundert spezifische Regionen, wo sich aus den Verdichtungen der ursprünglichen Gaswolke immense Mengen von ihnen gebildet haben. Die daraus resultierenden Stern-Konglomerate sind als Kugelsternhaufen bekannt, da jeder von ihnen nahezu kugelförmige Gestalt besitzt. Kugelsternhaufen bieten einen eindrucksvollen Anblick. Schaut man durch ein eher kleines Teleskop, so sieht man einen verwaschenen Fleck. Durch ein großes Fernrohr wird das nebelartige Gebilde in viele Tausende von Einzelsternen aufgelöst, die sich zum Zentrum hin so stark verdichten, daß man sie dort mit einem erdgebundenen Fernrohr herkömmlicher Bauart nicht völlig trennen kann. Neue Maßstäbe setzte hier allerdings das 1990 gestartete Hubble Telescope. Während die Sterndichte in den Randbezirken eines Kugelhaufens die Sterndichte in Sonnenumgebung um etwa das 10fache übertreffen dürfte, erreicht sie im Haufenzentrum vermutlich einen 10.000fachen Wert. Große Kugelsternhaufen enthalten bis zu mehrere Millionen Sterne.

Die elliptische Riesengalaxie M87 ist von mehr als 1000 Kugelsternhaufen umgeben, die auf diesem Bild wie kleine Punkte aussehen. © AAT

Man kann Kugelsternhaufen auch um andere Galaxien herum sehen (z.B. beim Andromeda- Nebel), aber immer nur als sehr schwache Lichtpunkte, die sich lediglich durch sorgfältige Beobachtungen von den Vordergrundsternen unserer eigenen Galaxie unterscheiden lassen. Um elliptische Galaxien finden sich immer weit mehr Kugelsternhaufen als um Spiralgalaxien. Die größten elliptischen Sternsysteme besitzen Tausende von ihnen.

Verteilung der Kugelsternhaufen (grosse, weisse Punkte) um die Milchstrasse

Im Milchstrassensystem kennt man weniger als 150 Kugelsternhaufen. Obwohl sie in einem sphärischen Halo um das galaktische Zentrum angeordnet sind, sind die meisten Kugelsternhaufen nicht weiter von ihm entfernt als unsere Sonne. Folglich kann man sie besonders zahlreich in dem Himmelsareal beobachten, in dem auch das galaktische Zentrum liegt - in der Richtung zu den Sternbildern Sagittarius (Schütze), Ophiuchus (Schlangenträger) und Scorpius (Skorpion). Aus diesem Grunde lassen sich Kugelsternhaufen auch besser von der südlichen Hemisphäre aus untersuchen. Einige jedoch stehen weit genug nördlich für die Beobachtung von unserer Hemisphäre aus, so zum Beispiel der prächtigste Kugelhaufen des nördlichen Sternhimmels, M13 im Hercules. Einige Kugelsternhaufen liegen innerhalb der abgeflachten Scheibe unserer Galaxie. Da die Kugelsternhaufen um das galaktische Zentrum kreisen - die Rotationsperioden dürften mehrere Millionen Jahre betragen -, müssen sie die Scheibe zwangsweise periodisch durchqueren. Wegen der Abschattung durch interstellare Gas- und Staubwolken in der Milchstrassenebene dürften noch einige Kugelsternhaufen auf ihre Entdeckung warten. Das, was die Kugelsternhaufen so bedeutend für die Astrophysik macht, ist ihre Zusammensetzung aus Sternen verschiedener Größe, die alle in der gleichen Entfernung (zwischen ca. 10.000 und 100.000 Lichtjahren) von uns liegen und sämtlich zur gleichen Zeit aus derselben Gaswolke entstanden sind. Aus diesem Grunde haben sie eine wichtige Rolle für unser Verständnis der Sternentwicklung gespielt. Ohne sie hätte es wohl viel Iänger gedauert, bis man das Hertzsprung-Russell-Diagramm und insbesondere die Hauptreihe und die Roten Riesensterne richtig hätte interpretieren können.

Da sich alle Sterne eines Kugelsternhaufens in derselben Entfernung von uns befinden, können wir das Hertzsprung-Russell-Diagramm einfach dadurch erstellen, daß wir ihre Farbe und scheinbare Helligkeit messen - wohlwissend, daß zwischen scheinbarer und absoluter Helligkeit ein konstanter Betrag liegt, der von der Haufenentfernung abhängt. Dann ist es möglich, durch Vergleich mit einem Standard-Hertzsprung-Russell-Diagramm die Entfernung abzuleiten, da die Hauptreihe nur dann im Diagramm an der richtigen Stelle liegt, wenn die Entfernung stimmt. Bei den früheren Versuchen, die Größe unseres Milchstrassensystems zu bestimmen, war diese Methode von eminenter Bedeutung. Gleichwohl kann man aus dem Hertzsprung-Russell-Diagramm eines Kugelsternhaufens mehr als nur die bloße Entfernung ableiten. Im Laufe ihrer Entwicklung verbrauchen die hellsten Sterne eines Kugelsternhaufens ihren Wasserstoff und werden dadurch zu Roten Riesen. Dies trifft mit zunehmenden Zeiten auch für immer schwächere Sterne zu. Im Hertzsprung-Russell-Diagramm zeigt sich deutlich, welche Sterne ihren Übergang ins Rote-Riesen-Stadium begonnen haben, woraus man direkt auf das Alter des ganzen Haufens schließen kann. So datiert, sind Kugelsternhaufen etwa 10 Milliarden Jahre alt, haben sich also gebildet, als das Universum selbst erst sein halbes jetziges Alter besaß. Zu diesen vergangenen Zeiten war die chemische Zusammensetzung des Milchstrassensystems von der heutigen deutlich verschieden. Sterne, insbesondere solche, aus denen Supernovae hervorgehen, bilden aus ihrem Wasserstoff schwerere Elemente, wie Kohlenstoff, Sauerstoff, Silicium und Eisen. Im Laufe der Zeit hat sich in der interstellaren Materie der Anteil dieser Elemente, die Astronomen gewöhnlich als "Metalle" bezeichnen, vergrößert. Man erwartet deshalb in den jüngeren Sternen einen höheren Metallgehalt als in den älteren (Metallgehalt der Sterne). Und dies ist tatsächlich meist der Fall. Erschwerend mußten die Astronomen feststellen, daß es zwei Gruppen von Kugelsternhaufen gibt. Die größere besteht aus metallarmen Sternen der Population II, wie man es erwartet. Die andere besitzt jedoch einen größeren Anteil der schwereren Elemente. Der Ursprung dieser metallreichen Haufen ist zur Zeit noch mysteriös. Nach einer Hypothese sollen die metallreichen Haufen ursprünglich zu einer kleinen Galaxie mit einem höheren Metallgehalt als in unserer eigenen Galaxie gehört haben, die dann irgendwann in der ferneren Vergangenheit durch das Milchstrassensystem "verschluckt" wurde (galaktischer Kannibalismus). Wenn wir über die chemische Zusammensetzung eines Kugelsternhaufens sprechen, ist in Wirklichkeit diejenige seiner Sterne, aus denen er sich zusammensetzt, gemeint, weil ja schließlich sie es sind, die wir messen. Da alle Haufensterne aus derselben Gaswolke entstanden sind, müßten sie auch nahezu gleiche chemische Zusammensetzung aufweisen. Es gibt aber eine Ausnahme von dieser offensichtlichen Regel. In dem großen Kugelsternhaufen Omega Centauri differiert die chemische Zusammensetzung vom Zentrum zu den Außengebieten, wobei die inneren Zonen mehr "Metalle" enthalten. Auch dieser Befund verblieb bislang ohne Erklärung. Ihre vielleicht wichtigste Rolle spielen die Kugelsternhaufen jedoch bei der Bestimmung von Entfernungen. Sie enthalten nämlich einen bestimmten Veränderlichen-Typ, die RR Lyrae-Sterne. Man kann die absolute Helligkeit der RR Lyrae-Sterne in den Kugelsternhaufen ermitteln und sie auch an anderen Orten finden, so daß man die Entfernung für verschiedene Objekte erhält. Gegenwärtig versehen uns die RR Lyrae-Sterne mit einer genaueren Kenntnis der Entfernung zum galaktischen Zentrum, als dies mit Hilfe der Kugelsternhaufen allein möglich war.

Junge Kugelsternhaufen

Auch wenn die Kugelsternhaufen in der Milchstrasse in der Regel alte, rote und metallarme Sterne enthalten, so muss diese Aussage nicht für Kugelsternhaufen in anderen Galaxien zutreffen. So hat man in anderen Galaxien Kugelsternhaufen gefunden, die junge blaue Sterne enthalten. Beispiele dafür sind NGC 1275 im Zentrum des Perseus-Galaxienheufens und die Antennengalaxie NGC 4038/39. Bei diesen Galaxien handelt es sich um wechselwirkende Systeme. Bei einem (beinahe) Zusammenstoß entstehen viele neue Sterne und Sternhaufen (Starburst). In NGC 4038/39 hat man mit dem Hubble Space Teleskop rund 700 kompakte, blaue Sternhaufen mit einem Durchmesser von ca. 60 Lichtjahren nachweisen können, die ca. eine Millionen Sterne enthalten. Diese Haufen sind nur etwa 10 Millionen Jahre alt und gehören damit zu den jüngsten Bewohnern des Kosmos.

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Letzte Änderung: 01.01.2003