Sternhaufen

Man kann leicht erkennen, daß die allgemein als Sternhaufen bezeichneten Ansammlungen von Sternen recht unterschiedliche Gebilde sind. Man unterscheidet:

– Assoziationen

– offenene oder galaktische Sternhaufen

– kugelförmige oder Kugelsternhaufen.

Der am meisten auffallende Unterschied zwischen offenen und kugelförmigen Sternhaufen liegt in der Anzahl der Haufensterne. In offenen Haufen sieht man meist 20 bis 300 Sterne, in Kugelhaufen bis über 100 000. Außerdem ist die Dichte der Sterne in den Kugelhaufen so groß, daß man im Zentrum des Haufens die Sterne erst seit kurzer Zeit mit den modernsten Beobachtungstechniken einzeln unterscheiden kann. Wegen ihrer großen Sternanzahl und der großen Entfernung tritt die Symmetrie der kugelförmigen Sternhaufen sehr stark in Erscheinung, was zu dem Namen Kugelhaufen Anlaß gab. Die offenen Haufen haben bedeutend weniger Sterne und stehen uns relativ näher; sie wirken aufgelockert und werden deshalb als offen bezeichnet.

Zwischen offenen Haufen und Assoziationen bestehen nicht so deutliche Unterschiede. Assoziationen sind aber weit offener; ihr mittlerer linearer Durchmesser beträgt etwa 100 pc, während die offenen Haufen im Mittel nur 4 pc groß sind. Die Grenze zwischen beiden Arten von Haufen wird meist, etwas willkürlich, auf 10 pc festgelegt. Da somit die Assoziationen weit größer sind als die offenen Haufen, aber doch nicht mehr Sterne enthalten, kann man sie gegen das allgemeine Feld überhaupt nur dann sehen, wenn sie eine genügende Anzahl extrem heller Sterne enthalten (meist O-Sterne). Das aber heißt, daß man nur extrem junge Assoziationen beobachten kann, da die O-Sterne durch ihre schnelle Entwicklung nur eine sehr kurze Lebensdauer haben.

Offene Haufen und Assoziationen sind stets dicht zur Ebene des Milchstraßensystems konzentriert; weitaus die meisten liegen in einer etwa 200 pc dicken Schicht, und sie nehmen an der allgemeinen Rotation des Systems teil. Die Kugelhaufen dagegen streuen über den weiten Bereich des Halos, mit einer vom Zentrum des Milchstraßensystems nach außen gleichmäßig abfallenden Dichte. An der galaktischen Rotation nehmen sie wenig oder gar nicht teil; ihre Geschwindigkeiten sind unregelmäßig verteilt, sind aber kleiner als die Entweichgeschwindigkeit, so daß die Kugelhaufen bei unserer Galaxis verbleiben und sie umkreisen oder durchpendeln. Je weiter sie vom Zentrum des Milchstraßensystems entfernt sind, um so langgestreckter sind ihre Bahnen.

Die unterschiedlichen Parameter der Sternhaufen (Mittelwerte):

Parameter — OB-Assoziationen —Offene Haufen — Kugelhaufen

Ort im Milchstraßensystem — Ebene (Spiralarme) — Ebene — Halo

Teilnahme an galaktischer Rotation — ja — ja — nein

Bekannte Anzahl — 100 — 1000 —130

Geschätzte Anzahl im Milchstraßensystem — 700 — 20 000 — 300

Gegenseitiger Abstand — 1000 pc — 100 pc — 2000 pc

Linearer Durchmesser — 100 pc — 4 pc — 13 pc

Anzahl der Sterne heller als M=0 — 25 — 14 — 25

Gesamtmasse in Sonnenmassen — 2000 — 1000 — 10 hoch 6

Alter in Millionen Jahren — 4 — 300 — 12 000

Assoziationen

Während offene und kugelförmige Sternhaufen schon früh als besondere Objekte erkannt wurden – die hellsten Sternhaufen sind im Messier-Katalog vertreten – hat man Assoziationen erst in der Mitte des 20. Jahrhunderts als selbstständige Gebilde erkannt und im allgemeinen Sternfeld lokalisiert. V. A. Ambarzumjan hat wohl als erster darauf hingewiesen, daß Sterne vom Typ T Tauri in zwei nicht sehr großen Gebieten des Himmels gehäuft auftreten. T Tauri-Sterne sind Protosterne in der Vor-Hauptreihen-Entwicklung, die durch ihre Veränderlichkeit, aber auch durch die Emissionslinien von H, CaII, FeII u.a. im Spektrum auffallen. T-Assoziationen wurden diese Anhäufungen von T Tauri-Sternen genannt, die stets mit Wolken von interstellarem Gas und Staub verbunden sind. Andere Assoziationen, aus Sternen der Spektralklassen O und B, wurden lokalisiert; sie werden als OB-Sternassoziationen bezeichnet. Auch der Begriff R-Assoziation wurde von Ambarzumjan geprägt für die in Verbindung auftretenden OB- und frühen A-Sterne mit Reflexionsnebel.

Die Assoziationen werden mit dem abgekürzten Sternbildnamen, der Art der Assoziation und einer fortlaufenden Nummer benannt; z.B.: Per OB2 oder CMa R1.

Charakteristische Daten einer OB-Sternassoziation

Sco OB1 =16h47m, =-41°38´; l=343°.5, b=+1°.2.

Verbunden mit dem offenen Sternhaufen NGC 6231 als Kern

Geschätzte Anzahl der O-Stern-Mitglieder — 70

Entfernung von der Sonne — 1.9 kpc

Winkeldurchmesser — 1°.4 und 2°.0

Linearer Durchmesser — 50 und 70 pc

Örtliche O-Sterndichte — 0.08/10hoch3pchoch3

Alter — 5x10hoch6 Jahre

Bei OB-Sternassoziationen schwanken die Anzahl der Mitglieder, der lineare Durchmesser und die Sterndichte unter den einzelnen Assoziationen sehr; die Mitgliederzahl etwa zwischen 10 und 100, die linearen Durchmesser zwischen 40 und 200 pc und die Gesamtmasse zwischen einige hundert und einige tausend Sonnenmassen. OB-Sternassoziationen sind öfter verbunden mit jungen offenen Sternhaufen, die dann quasi als Kern der Assoziation auftreten;

z.B.: Sgr OB1 mit NGC 6530, Mon OB1 mit NGC 2264, Sco OB1 mit NGC 6231.

Auch ein Zusammenhang zwischen OB-, T- und R-Assoziationen kommt vor;

z.B.: Per OB2 – Per T2 – Per R1.

Assoziationen sind junge Objekte in unserem Milchstraßensystem, sie sind die Orte der Sternentstehung. Da sie dynamisch instabile Gebilde sind, lösen sie sich in wenigen Millionen Jahren auf, d.h. sie vermischen sich mit früher gebildeten Sternen und heben sich nicht mehr vom Hintergrund der „Feldsterne“ ab. Wegen ihres geringen Alters befinden sich die Assoziationen noch am Ort ihrer Entstehung, sie sind deshalb gute „Spiralarm-Indikatoren“.

In Assoziationen werden auffallend viele Doppelstern- und Mehrfachsysteme beobachtet. Jedoch scheinen hier Systeme vom „Trapez-Typ“ (wie z.B. in der Orion-OB-Assoziation) gegenüber den „Mobile-Typen“ zu überwiegen. Auch dieser Befund deutet auf die Jugend und die Kurzlebigkeit der Sternassoziationen hin, da solche Trapez-Mehrfachsysteme ebenfalls nicht stabil sind, wie die Himmelsmechanik zeigen kann. Das Alter der Sterne in Assoziationen kann durch zwei Methoden unabhängig voneinander bestimmt werden.

Offene Sternhaufen

Wie aus der anfänglichen Tabelle hervorgeht, sind offene Sternhaufen wesentlich konzentrierter als etwa Assoziationen. Die Tatsache, daß einige offene Haufen als Kerne von Assoziationen anzusehen sind, bedeutet, daß wesentliche Merkmale für beide Arten von Objekten gemeinsam gegeben sein müssen. Zu ihnen gehört die starke Konzentration zur Milchstraßenebene, wie dies ja auch aus der Tabelle hervorgeht. Die Ausrichtung zur Ebene ist umso stärker, je jünger die Haufen sind. So können denn auch die offenen Sternhaufen – man nennt sie auch galaktische Haufen – wie die Assoziationen als Indikatoren für die nähere Spiralstruktur unseres Sternsystems benutzt werden.

Räumliche Verteilung der offenen Haufen

Abstand von der galaktischen Ebene (Parsec)— 0 — 100 — 200 — 300 — 400 — 500 Dichte (Haufen pro kpc hoch 3) — 400 — 120 — 30 — 15 — 8 — 4

Die Hertzsprung-Russel-Diagramme offener Sternhaufen können sehr unterschiedlich aussehen, je nach dem Alter des Haufens und Anzahl der Sterne. Die Alter streuen zwischen wenige Millionen und fünf Milliarden Jahre, im Mittel betragen sie etwa 300 Millionen Jahre. Vom Alter des Haufens hängt es ab, wo das linke obere „Knie“ der Hauptreihe liegt, oberhalb dessen sich die Sterne bereits merklich von der Hauptreihe wegentwickelt haben. Jedoch hängt es von der Anzahl der Haufensterne ab, ob die Hauptreihe überhaupt so hoch hinauf mit Sternen besetzt ist. Ist die Umgebung des Knies noch sehr stark mit Sternen besetzt, so sind auch meist einige Rote Riesen zu beobachten. In einigen nahen offenen Haufen sind auch Weiße Zwerge entdeckt worden. Zwischen dem Knie und den Roten Riesen befindet sich die sogenannte Hertzsprung-Lücke, in der fast keine Sterne anzutreffen sind. Das bedeutet, daß die dazwischenliegende Phase der Sternentwicklung relativ schnell durchlaufen wird. Variable Sterne werden fast nie in offenen Haufen beobachtet; einige wenige Cepheiden sind Haufenmitglieder.

Auswahl einiger offener Sternhaufen und Bewegungshaufen

M11 – M16 – M21 – M34 – M36 – M37 – M38 – M39 – M67 – M103 – h Persei – chi Persei – Plejaden – Hyaden – Praesepe – Ursa Major – S Mon.

Offene Haufen, vor allem, wenn sie sehr jung sind, stehen oft in Verbindung mit leuchtenden Gasnebeln. Ein Beispiel dafür sind die Plejaden, deren hellste Sterne von feinen, zirrusartigen Nebeln umgeben sind. Offene Sternhaufen sind wegen ihrer Konzentration, d.h. wegen ihres geringen linearen Durchmessers, leichter im allgemeinen Sternfeld zu finden als Assoziationen. Ihre Entdeckungswahrscheinlichkeit hängt von zweierlei ab: vom Alter des Haufens und von seiner Entfernung. Ein älterer Haufen, der z.B. 2700 Millionen Jahre alt ist, ist längs seiner Hauptreihe nur bis herauf zum Spektraltyp F0 besetzt. Liegt er innerhalb der Ebene des Milchstraßensystems und in 100 pc Entfernung, so ist die Flächendichte seiner hellsten Sterne gerade 10mal so groß wie die der gleichhellen Feldsterne; er ist somit noch recht auffällig. Seine Hauptreihe dürfte sich noch bis herab zu etwa G7 verfolgen lassen, von da ab überwiegt die Flächendichte der Feldsterne. Liegt der gleiche Haufen jedoch in 1000 pc Entfernung, so ist die Flächendichte seiner hellsten Sterne nur 2.3mal größer als die der gleichhellen Feldsterne, und der Haufen würde nur als eine zufällige Verdichtung des Felds betrachtet werden. Ein jüngerer Haufen dagegen würde sich auch in 1000 pc Entfernung noch deutlich vom Feld abheben, und seine Hauptreihe wäre etwa bis F9 zu verfolgen. Offene Sternhaufen haben nur eine begrenzte Lebensdauer, da sie sich im Lauf der Zeit auflösen. Da die Haufenmitglieder innerhalb eines Haufens durch die Gravitationskräfte nur relativ schwach aneinander gebunden sind (sehr viel schwächer als z.B. die Mitglieder eines Kugelhaufens) und anderseits die einzelnen Mitglieder sich relativ zueinander bewegen, tritt vergleichsweise oft der Fall auf, daß ein Mitglied die Fluchgeschwindigkeit überschreitet und so den Haufen verläßt.

Einige offene Sternhaufen stehen so dicht bei uns, daß ihre Sterne sich über einen weiten Bereich der Sphäre verteilen und daher schwer von den Feldsternen zu unterscheiden sind. Sie fallen dann nur dadurch auf, daß alle Mitglieder des Haufens untereinander etwa die gleiche räumliche Geschwindigkeit besitzen, während die Geschwindigkeiten der Feldsterne über einen weiten Bereich streuen. Meist kennt man nicht die räumlichen Geschwindigkeiten, sondern nur die Eigenbewegungen der Sterne an der Sphäre. Die Zusammengehörigkeit des Haufens äußert sich dann dadurch, daß alle Eigenbewegungen seiner Mitglieder auf ein und denselben Punkt der Sphäre zeigen.

Sternhaufen, deren Mitglieder man weniger durch ihre auffällige räumliche Konzentration zu einem Haufenzentrum findet, als durch die Gleichartigkeit ihrer Bewegungen, nennt man Bewegungshaufen. Aus größerem Abstand betrachtet, würden die meisten Bewegungshaufen als ganz normale offene Sternhaufen erscheinen. Eine Ausnahme bildet der Ursa Major-Haufen, der kein dichteres Zentrum erkennen läßt und der, aus der Entfernung betrachtet, überhaupt nicht als Haufen auffallen würde. (Die meisten hellen Sterne des Großen Bären sind Mitglieder dieses Bewegungshaufens.). Er scheint sich im Stadium fortgeschrittener Auflösung zu befinden. Beispiele mit gut sichtbarem Zentrum sind die Plejaden (das Siebengestirn) und die Hyaden (Sterngruppe um Aldebaran im Stier), deren hellste Sterne auch mit bloßem Auge gut zu sehen sind. Weitere Beispiele sind die Bewegungshaufen um Praesepe und im Perseus. Die Spalte „Sterndichte“ in den Tabellen bezieht sich auf das Zentrum des Haufens. Zum Vergleich: Die Dichte in Sonnenumgebung beträgt 0.09 Sonnenmasse/pc hoch 3. Die aufgeführten Werte für Dichte und Anzahl sind nur untere Grenzen; die meisten der Haufen dürften eine noch sehr viel größere Anzahl an masseärmeren, lichtschwächeren Sternen enthalten.

Kugelförmige Sternhaufen

Im Hertzsprung-Russel-Diagramm der Kugelhaufen ist die Hauptreihe nur noch bis zur absoluten Helligkeit M=+3.5 mit Sternen besetzt. Alle helleren Sterne, d.h. Sterne mit mehr als 1.3 Sonnenmassen, haben die Hauptreihe bereits infolge ihrer Entwicklung verlassen. Die Kugelhaufen sind somit die ältesten Objekte, die wir kennen. Ihr Alter beträgt nach neueren Abschätzungen über 10 Milliarden Jahre. Die Metallhäufigkeiten in den Kugelhaufen sind sehr niedrig; im Extremfall betragen sie nur etwa 0.004% der solaren Häufigkeiten. Die Kugelhaufen gehören deshalb zur (metallarmen) Halopopulation II. Vermutlich sind sie in einem Frühstadium des Milchstraßensystems entstanden, als dieses noch eine etwa runde, turbulente Gasmasse war. Hierfür sprechen Alter, räumliche Verteilung und Geschwindigkeiten der Kugelhaufen.

Daten über kugelförmige Sternhaufen

Anzahl der Sterne in Kugelhaufen – 100 000 … 5 000 000

Mittlere integrale Spektralklasse – F8

Mittlerer integraler Farbindex Korr. wegen Raumrötung – B-V = + 0.7

Mittlere visuelle absolute Helligkeit – Mvis = – 7.3

Geschätzte Anzahl der Kugelhaufen des Milchstraßensystems – 300

Die Riesensterne der Kugelhaufen haben alle etwa 1.3 Sonnenmassen oder nur wenig mehr. Sie gliedern sich in zwei Äste: einen aufsteigenden rechten Ast und einen waagrechten Ast, der in seiner linken Hälfte (bei allen Kugelhaufen etwa an der gleichen Stelle) ein schmales Gebiet hat, in dem nur Veränderliche liegen. Gelegentlich werden auch an der obersten Spitze des aufsteigenden Asts einige Veränderliche beobachtet. Die Riesen und Veränderlichen befinden sich in fortgeschrittlichen Stadien der Entwicklung. – Die Hertzsprung-Russel-Diagramme der verschiedenen Kugelhaufen zeigen nur geringfügige Abweichungen voneinander. Die Kugelhaufen enthalten nur Sterne, keine nachweisbaren Mengen von Gas. Man darf annehmen, daß alles Gas, das in ihnen anfangs bei der Sternentstehung noch vorhanden war oder das im Lauf der fortgeschrittenen Entwicklung von Sternen wieder abgegestoßen wurde, bei jedem Durchpendeln des Haufens durch die Ebene des Milchstraßensystems aus dem Haufen (durch die Gasmassen) „herausgefegt“ worden ist. Die Kugelhaufen sind über den Halo des Milchstraßensystems verteilt. Ihre Häufigkeit nimmt vom Zentrum des Milchstraßensystems nach außen schnell, aber gleichmäßig ab. Auch in sehr großer Entfernung sind noch einige Kugelhaufen zu sehen. Im Innern der Kugelhaufen stehen die Sterne relativ dicht beieinander. Die Dichte im Zentrum von M3 dürfte etwa 1000mal größer sein, als die Dichte der Feldsterne in Sonnenumgebung. Die Massen der Kugelhaufen sind nur selten und nicht sehr genau bekannt und liegen zwischen einige zehntausend und ein bis zwei Millionen Sonnenmassen.

Nicht nur unser Milchstraßensystem, auch andere Sternsysteme sind von einem Halo von Kugelhaufen umgeben. Beim Andromeda-Nebel sind etwa 200 Kugelhaufen beobachtet worden. Kugelhaufen werden inzwischen zur Entfernungsbestimmung von Galaxien benützt.

Leuchtkraftfunktion und Masse von Sternhaufen

Die Leuchtkraftfunktion gibt die Verteilung der absoluten Helligkeiten an. Sie ist definiert als die Anzahl von Sternen pro Größenklasse. Für die Sterne der Sonnenumgebung z.B. kennt man die Leuchtkraftfunktion bis herunter zu den Sternen 14. Größe, einige Abschätzungen gehen auch bis zu noch schwächeren Sternen. Soweit die Leuchtkraftfunktion gut bekannt ist, steigt sie immer weiter an in Richtung der schwachen Sterne. Das heißt, die Häufigkeit der Sterne ist um so größer, je weniger hell sie sind, und die hellsten Sterne sind am seltensten.

Betrachtet man nur die Sterne der Hauptreihe im HRD, so besteht ein eindeutiger Zusammenhang zwischen der absoluten Helligkeit und der Masse. Die Leuchtkraftfunktion gibt also zugleich auch die Verteilung der Masse der Sterne an. Kennt man die Leuchtkraftfunktion einer Gruppe von Sternen, so läßt sich damit auch die Gesamtmasse des Systems aufsummieren.

Die Sternhaufen sind meist sehr weit entfernt, so daß ihre schwächeren Sterne nicht mehr sichtbar sind:

Leuchtkraftfunktion von: nur bekannt bis höchstens:

offene Haufen				Mv=+13
Assoziationen				Mv=-1
Kugelhaufen				Mv=+8

Nur selten reichen die Messungen so weit wie hier aufgeführt, aber auch dann genügen sie nicht, um die Gesamtmasse eines Sternhaufens zu bestimmen. Nimmt man versuchsweise an, daß die Leuchtkraftfunktion zu den schwächeren Sternen in den Sternhaufen hin genauso verläuft wie bei den Feldsternen der Sonnenumgebung, so ergeben sich als Mittelwerte etwa für:

offene Haufen				1 000 Sonnenmassen,
Assoziationen				2 000 Sonnenmassen,
Kugelhaufen				100 000 Sonnenmassen.

Es gibt noch eine zweite Methode, die Masse eines Haufens zu bestimmen. Kennt man die mittlere Geschwindigkeit der Sterne, die sie in bezug auf den Haufen besitzen, so läßt sich unter der Annahme, daß sich der Haufen in einem stationären Zustand befindet, die Anziehungskraft des Haufens berechnen, die gerade nötig ist, um die Sterne im Haufen zu halten. Aus dieser Kraft errechnet sich die Masse des Haufens. Diese Methode ist nicht anwendbar auf Assoziationen, weil diese sich mit Sicherheit nicht in einem stationären Zustand befinden. Ihre Anwendung ist schwierig bei offenen Haufen, weil deren Sterne nur sehr kleine Relativgeschwindigkeiten besitzen (höchstens bis 1 km/s), aber sie ist auch schwierig bei Kugelhaufen wegen deren großen Entfernungen, trotz Geschwindigkeiten von etwa 10 km/s. Die folgende Tabelle zeigt einige Ergebnisse, zusammen mit Abschätzungen aus der Leuchtkraftfunktion. Aus der guten Übereinstimmung darf man schließen, daß in den Sternhaufen, ähnlich wie in der Sonnenumgebung, noch eine große Anzahl lichtschwacher Sterne vorhanden ist.

Massenbestimmung nach zwei Methoden

Haufen nach Leuchtkraftfunktion nach Geschwindigkeiten sowie Anzahl der sichtbaren Sterne

Plejaden – 550 Sonnenmassen – 480 Sonnenmassen – 120 Sterne

Praesepe – 690 Sonnenmassen – 850 Sonnenmassen – 100 Sterne

M 92 – 200 000 Sonnenmassen – 140 000 Sonnenmassen – 10 000 Sterne