Sternhaufen sind, wie der Name schon vermute lässt, Haufen voller Sterne. Man findet sie oft. Die Sterne in einer Galaxie sind nicht gleichmäßig verteilt sondern finden sich manchmal in Gruppen zusammen. Der bekannteste Sternhaufen sind wahrscheinlich die Plejaden, die mit freiem Auge am Nachthimmel sichtbar sind. Sie gehören zu den offenen Sternhaufen, also relativ lockeren Ansammlungen von Sternen die sich im Laufe der Zeit auch wieder auflösen und nicht recht alt werden. Ganz im Gegensatz zu den kompakteren und fest gebundenen Kugelsternhaufen, die enorm alt sind (um die 10 Milliarden Jahre). Die Kugelsternhaufen umgeben Galaxien kugelförmig; einige hundert von ihnen können gravitativ an eine große Galaxie gebunden sein. Sie sind auch die Vororte unserer Milchstraße. Bis jetzt kannten wir 158 von ihnen. Nun sind zwei neue dazu gekommen.

Über das VISTA-Teleskop der Europäischen Südsternwarte (ESO) habe ich ja schon mal berichtet. Es dient zur Himmelsdurchmusterung – und dass man bei solchen Durchmusterungen tolle Dinge entdecken kann ist nicht überraschend. VISTA macht zum Beispiel Bilder wie dieses hier:

i-93dbbf07426b37544bc4a800dea713ce-eso1141a-thumb-500x225.jpg

Jede Menge Sterne! Ganz klar erkennt man aber im rechten Teil des Bildes eine Anhäufung von Sternen. Das ist der Kugelsternhaufen UKS 1. Den kannte man schon vorher. Neu ist Sternhaufen VVV CL001. Er ist schwer zu erkennen, liegt im linken Bereich des Bildes, etwa auf gleicher Höhe wie UKS 1 (ein Stück rechts und ein Stück nach oben vom ganz hell strahlenden Stern am linken Rand des Bildes). Vielleicht sind VVV CL01 und UKS 1 sogar gravitativ aneinander gebunden. Sie wären dann das erste bekannte Beispiel für einen Doppel-Kugelsternhaufen. Um das zu bestätigen braucht man aber noch mehr Daten als man jetzt hat.

Der zweite neu entdeckte Haufen – er heißt natürlich VVV CL002 (und VVV steht für “VISTA Variables in the Via Lactea”) – ist hier in der Bildmitte zu sehen:

i-6a5d17c512440b61c4108418bfc31017-eso1141b-thumb-500x499.jpg

Die beiden neuen Kugelsternhaufen haben sich lange versteckt. Noch schwerer zu finden sind aber die “dunklen Sternhaufen”, eine neue Klasse von Himmelskörpern, deren Existenz Sambaran Banerjee und Pavel Kroupa von der Uni Bonn postuliert haben. In Sternhaufen geht es normalerweise etwas wilder zu als im Rest der Milchstraße (wie es halt so ist in Vororten 😉 ). Die Sterne sind einander viel näher, ihre Bahnen sind im Allgemeinen chaotisch und es gibt immer wieder Kollisionen. Sterne werden dabei hinausgeschleudert und die verbleibenden Objekte rücken noch näher zusammen. Das alles könnte dazu führen, dass sich in den Zentren der Haufen viele “dunkle” Objekte ansammeln die man schwer sehen kann: Neutronensterne und schwarze Löcher beispielsweise, also das, was von großen Sternen übrig bleibt, wenn sie am Ende ihres Lebens in einer Supernova-Explosion vergehen. Wenn diese dunkle Haufen (Die haben nichts mit der dunklen Materie zu tun) immer mehr normale Sterne verlieren, dann werden sie immer schwerer zu beobachten. Aber wenn man sie entdecken würde, dann wären sie äußerst interessante Objekte! Die vielen massereichen schwarzen Löcher die einander umkreisen würden Gravitationswellen abgeben, die prinzipiell detektierbar sind. Auch die Physik schwarzer Löcher würde sich mit solchen dunklen Haufen gut untersuchen lassen. Banerjee und Kroupa haben Computersimulationen erstellt die nahelegen, dass es um unsere Milchstraße viele solcher dunklen Haufen geben könnte. Jetzt muss sie nur noch jemand entdecken…

Kommentare (31)

  1. #1 Bullet
    20. Oktober 2011

    Der zweite neu entdeckte Haufen – er heißt natürlich VVV CL002 (und VVV steht für “VISTA Variables in the Via Lactea”) – ist hier in der Bildmitte zu sehen:

    Öh … ich tu mich da etwas schwer… gehören die hellen Sterne zu dem Haufen dazu oder sind nur die dunkleren Sterne dahinter gemeint? Ich dachte auch immer, diese Kugelhaufen hätten so – in der Größenordnung- 100 000 Sterne. Der Nr. 2 wäre dann ein ziemlich mickeriges Exemplar.

  2. #2 Florian Freistetter
    20. Oktober 2011

    @Bullet: “Der Nr. 2 wäre dann ein ziemlich mickeriges Exemplar. “

    Naja, dort sind auch viele Sterne, die man nicht sehen kann, weil sie so schwach leuchten.

  3. #3 ralfkannenberg
    20. Oktober 2011

    Hallo Bullet,

    ich denke, man sieht die halt nicht alle … – sonst wäre dieser Kugelsternhaufen vermutlich früher entdeckt worden. Selbst im nächstgelegenen Kugelsternhaufen kann man Rote Zwergsterne mit dem HST noch nicht einzeln erkennen (kann Dir die zugehörige Publikation raussuchen, wenn es Dich näher interessiert; ansonsten: google nach “M4” oder dem zweitnächsten “NGC 6397” und suche eine neuere Publikation, in der irgendwie auch “Main Sequence Red Dwarfs” vorkommen).

    Freundliche Grüsse, Ralf

  4. #4 Bullet
    20. Oktober 2011

    Gibt es schon eine Abschätzung über die Entfernung? (Ja, ich gebe zu: ich bin das optische Erlebnis betreffend etwas verwöhnt durch M13. *g*)

  5. #5 klauszwingenberger
    20. Oktober 2011

    @ Bullet:

    Wenn man erwägt, dass der kleine mit UKS 1 gravitativ verbunden ist, wird er auch jedenfalls annähernd so weit entfernt sein, und das wären dann etwa 9,3 kps, und da kommen wir bei etwa 30.000 LJ heraus.

    http://www.mendeley.com/research/distances-of-the-bulge-globular-clusters-terzan-5-liller-1-uks-1-and-terzan-4-based-on-hst-nicmos-photometry/

    Wie immer ist es eine knifflige Sache, die Skala zu kalibrieren. Welches bekannte Objekt mit einigermaßen gesicherter Distanz kann man vergleichen?

  6. #6 Bullet
    20. Oktober 2011

    Hmmm … wie hoch ist denn der Anteil von hellen veränderlichen Sternen in solchen Haufen? (Da die ja alle etwas älter sein sollten, kann das schwierig werden… seh ich ein.)

  7. #7 Bullet
    20. Oktober 2011

    und @RalfK:

    sonst wäre dieser Kugelsternhaufen vermutlich früher entdeckt worden.

    Auf dem Foto sah es für mich so aus, als ob dieser Cluster relativ hinter dem Gewimmel positioniert wär. In einer sternenreichen Umgebung kann das Häufchen dann schonmal einfach überdeckt werden. Selbst ohne rote Zwerge.

  8. #8 Alderamin
    20. Oktober 2011

    @bullet

    wie hoch ist denn der Anteil von hellen veränderlichen Sternen in solchen Haufen? (Da die ja alle etwas älter sein sollten, kann das schwierig werden… seh ich ein.)

    Außer den kurzlebigen Cepheiden gibt’s noch die langlebigeren RR Lyrae-Veränderlichen. Aber die grobe Entfernung von Kugelsternhaufen kann man auch leicht herausbekommen, wenn man ihr Farb-Helligkeits-Diagramm plottet. Aus der Lage der Hauptreihe kann man auf das Entfernungsmodul schließen.

  9. #9 Bjoern
    20. Oktober 2011

    @Alderamin: So wie ich’s verstanden habe, und so wie die Bilder aussehen, sieht man von diesen Kugelsternhaufen ja nicht allzuviele Sterne. Meinst du, das genügt für eine vernünftige Hauptreihe?

  10. #10 Alderamin
    20. Oktober 2011

    Man kann ja auch von offenen Sternhaufen HRDs machen, darüber gab’s vor einer Weile mal einen Sky-&-Telescope-Artikel. Und offene Sternhaufen haben viel weniger Sterne als Kugelhaufen. Da konnte man trotzdem die Hauptreihe erkennen. Wenn man von dem gesamten Himmelsfeld inkl. Vordergrund die visuelle Helligkeit V über der Differenz der Helligkeit in zwei Farben, z.B. U-V, plottet, müsste das rote Ende der Hauptreihe (bei Kugelhaufen ist das blaue Ende schon weggestorben) als Häufung erkennbar sein. Es gibt sicherlich Software, die das automatisiert in Sekunden macht.

  11. #11 frantischek
    20. Oktober 2011

    Wie schaut mit der Theorie aus das die Kugelsternhaufen die Überreste/Kerne von Zwerggalaxien sind die mit der Milchstrasse kollidierten? Kann man heute schon sagen ob es so ist oder nicht?

    Und…
    Ich konnte einmal einen der größeren Kugelsternhaufen (welchen weiss ich nicht mehr) durch ein 50 Zoll Newton beobachten. Das war einer der beeindruckendsten Anblicke die ich je hatte. Noch viel besser als Jupiter und die paar Nebel und Galaxien die an dem Abend angepeilt wurden.
    Wie hunderttausend winzige Diamantsplitter…

  12. #12 Florian Freistetter
    20. Oktober 2011

    @frantischek: “Kann man heute schon sagen ob es so ist oder nicht?”

    Ich bin kein Experte auf dem Gebiet. Aber so weit ich weiß, ist die Entstehung von Kugelsternhaufen immer noch ungeklärt.

  13. #13 Bjoern
    20. Oktober 2011

    @Alderamin:

    Und offene Sternhaufen haben viel weniger Sterne als Kugelhaufen.

    Klar haben die viel weniger Sterne. Aber sind denn nicht die bekannten offenen Sternhaufen alle relativ dicht an uns dran? Also kann man von den wenigen Sternen wenigstens noch die meisten erkennen. Dagegen geht’s da oben um Kugelsternhaufen, die wirklich ziemlich weit weg sind… und gerade am roten Ende der Hauptreihe sind ja die lichtschwächsten Sterne! (siehe auch den Kommentar von Ralf Kannenberg von 10:36 Uhr)

  14. #14 Bullet
    20. Oktober 2011

    @Frantischek:

    Ich konnte einmal einen der größeren Kugelsternhaufen (welchen weiss ich nicht mehr) durch ein 50 Zoll Newton beobachten.

    Mein Neid ist dir sicher.

  15. #15 Alderamin
    20. Oktober 2011

    Bjoern·
    20.10.11 · 17:21 Uhr

    Klar haben die viel weniger Sterne. Aber sind denn nicht die bekannten offenen Sternhaufen alle relativ dicht an uns dran? Also kann man von den wenigen Sternen wenigstens noch die meisten erkennen. Dagegen geht’s da oben um Kugelsternhaufen, die wirklich ziemlich weit weg sind… und gerade am roten Ende der Hauptreihe sind ja die lichtschwächsten Sterne! (siehe auch den Kommentar von Ralf Kannenberg von 10:36 Uhr)

    Ja, aber man sieht doch Einzelsterne auf dem Bild. Man muss ja nicht die komplette Hauptreihe bis zu den kleinsten Zwergen sehen. Wenn Amateure mit ihren kleinen Geräten (Questar! 3,5″!) das HRD von M13 und M3 (7,7 und 10,4 kpc entfernt) aufnehmen können, dann werden Profis das mit großen Teleskopen wohl bei einem Kugelhaufen von 9,3 kpc hinbekommen.

  16. #16 Bjoern
    20. Oktober 2011

    @Alderamin: Mir war nicht bewusst, dass man selbst mit Amateur-Geräten HRDs von Kugelsternhaufen aufnehmen kann… wieder was gelernt. 😉

  17. #17 simul
    20. Oktober 2011

    Interessant. Danke für den Artikel.

  18. #18 simul
    20. Oktober 2011

    Interessant. Danke für den Artikel.

  19. #19 Noblinski
    22. Oktober 2011

    Was passiert eigentlich bei Supernovae in so einem Haufen? Verschluckt der Haufen die Energie wie ein Schalldämpfer oder fliegt er ein Stück auseinander?

  20. #20 awmrkl
    25. Oktober 2011

    > Kugelsternhaufen, die enorm alt sind
    > (um die 10 Milliarden Jahre)

    Was ich bis heute nicht kapiert hab:

    1. Da dürften sich doch nur noch Sterne von der Größenordnung unserer Sonne tummeln, die massereicheren sollten per SN o.ä. sich verabschiedet haben.

    2. Wie ist diese ungefähre Gleichheit des Sternenalters erklärbar? Insbesondere müßten sie ja auch ungefähr gleiche Massen besitzen (HR-Diagramme)

    3. Gab es diese massereichen -> SN – da sollten doch Überreste sichtbar sein?

  21. #21 Alderamin
    25. Oktober 2011

    @awmrkl

    1. Ja, und masseärmer. Teilweise als Rote Riesen. Und einige Blue Stragglers.
    2. Zusammen entstanden. Massenobergrenze durch das Alter gegeben, nach unten offen. Abknickpunkt im HRD lässt auf das Alter schließen.
    3. Nicht, dass ich wüsste, zur SN werden nur Sterne größer 10 Sonnenmassen, und die sind schon lange explodiert, die werden ja nur ein paar zehn oder hundert Millionen Jahre alt. Sichtbare Überreste haben sich aufgelöst. Sternenleichen (Neutronensterne, Schwarze Löcher) müssten noch da sein.

  22. #22 klauszwingenberger
    25. Oktober 2011

    @ Alderamin:

    Für SN Ia sollten doch durchaus noch Kandidaten drin sein, jedenfalls was die Massenbilanzen angeht. Ich bin mir nur nicht sicher, ob die Chemie das bei so alten und metallarmen Sternen erlaubt, oder ob die als einfache Novae weiterexistieren.

  23. #23 Alderamin
    25. Oktober 2011

    @klauszwingenberger

    Stimmt, Ia hatte ich vergessen, also Weißer Zwerg, der Materie von einem begleitenden Roten Riesen abzweigt und beim Überschreiten der Chandrasekhar-Masse explodiert. Auf der anderen Seite stehen die Sterne im Kugelhaufen ziemlich dicht und schwirren wirr durcheinander, ich weiß gar nicht, wie wahrscheinlich dort Doppelsterne sind, da diese bei engen Sternbegegnungen getrennt werden könnten. Wobei Ia-Kandidaten sehr eng sein müssen, die hätten am ehesten eine Chance, lange zu überleben.

    Jedenfalls habe ich noch nie gehört, dass man in einem Kugelhaufen eine gasförmigen Supernova-Überrest gefunden hätte. Die werden vermutlich relativ schnell von den umherschwirrenden Sternen zerzaust und entstehen hinreichend selten.

  24. #24 ralfkannenberg
    25. Oktober 2011

    Hallo zusammen,

    das ist ein ganz aktuelles Forschungsgebiet: arXiv:1106.4069v1

    In “verständlicherer” Form: http://www.g-o.de/wissen-aktuell-13612-2011-06-24.html

    Freundliche Grüsse, Ralf

  25. #25 Alderamin
    25. Oktober 2011

    @ralfkannenberg

    In dem Artikel steht was von “Supernovae aufgrund von Sternenzusammenstößen” und dass diese keine Seltenheit seien. Was wäre denn das für ein Typ? Doch keine klassische Ia oder II? Ist so etwas überhaupt schon einmal beobachtet worden?

  26. #26 klauszwingenberger
    25. Oktober 2011

    Womöglich gibt es gerade im dichten Gedränge Kandidaten: http://www.g-o.de/wissen-aktuell-13612-2011-06-24.html

    …und Supernovae infolge von Sternkollisionen sind in den dichtgedrängten Kugelsternhaufen keine Seltenheit…

    Kollidierende weiße Zwerge etwa sollten als SN Ia aufleuchten. Das sind zwar äußerst seltene Szenarien, in dicht gepackten Kugelsternhaufen sollten aber die günstigsten Ausgangsbedingunen dafür herrschen. Verschmelzende Hauptreihensterne könnten theoretisch auf dem Umweg über den blue straggler sogar SN II erzeugen. Nur kommen die in Kugelsternhaufen verbliebenen Exemplare auch zusammen vermutlich nicht mehr auf die benötigten 9 Sonnenmassen, also jeweils mindestens ein Partner mit mindestens 4,5, so dass ein Paar davon ausreichte. Bei 4,5 Sonnenmassen liegt die Verweildauer auf der Hauptreihe schon weit unter 1 Mrd. Jahren. Und ob mindestens drei davon zusammenkommen, ist schon sehr unwahrscheinlich.

  27. #27 ralfkannenberg
    25. Oktober 2011

    @Alderamin: In dem Artikel ist eher von Vermutungen die Rede, d.h. es “könnte” das sein. Das lässt etwas darauf schliessen, dass es noch nicht direkt beobachtet wurde.

    @klauszwingenberger: Von einem möglicherweise Produkt zweier kollidierter Weisser zwerge habe ich erst kürzlich etwas gelesen, habe aber vergessen, wo. Fündig wird man da möglicherweise beim Stichwort “ultramassive Weisse Zwerge”, es könnte aber auch in einem anderen Zusammenhang gewesen sein. — Ich weiss, ich hasse es auch, wenn die Leute keine besseren Referenzen angeben können, aber ich kann hier leider wirklich nur aus meiner Erinnerung zitieren. Möglicherweise war das bei Kawka et al. oder bei einer Arbeit von Vennes.

    Freundliche Grüsse, Ralf

  28. #28 Alderamin
    25. Oktober 2011

    @klauszwingenberger

    Weiße Zwerge explodieren ja schon als Supernova, wenn sie durch Massenzuwachs auf mehr als 1,457 Sonnenmassen kommen (Chandrasekhar-Grenze), es braucht also hier keine 9 Sonnenmassen. Demzufolge würde ein weißer Zwerg auch dann explodieren, wenn er mit einem Stern von Sonnenmasse kollidierte. Das könnte in Kugelhaufen durchaus passieren.

    Vielleicht benötigen zwei Hauptreihensterne, die kollidieren, auch weniger als 9 Sonnenmassen, da wird ja heftig viel Druck beim Zusammenprall aufgebaut.

    Wie sähe es aus, wenn ein Neutronenstern mit einem normalen Stern kollidierte?

  29. #29 klauszwingenberger
    25. Oktober 2011

    @ ralfkannenberg:

    War es das? – http://www.wissenschaft-aktuell.de/artikel/Wie_Sterne_explodieren1771015586676.html

    @ Alderamin:

    Die 9 Sonnenmassen waren auf SN II bezogen. Verschmelzungsereignisse stelle ich mir auch in Kugelsternhaufen nicht als frontale Volltreffer vor, dazu sollten die Abstände immer noch zu groß sein. Ich denke eher an einen Einfang in ein entstehendes enges Binärsystem mit einem dann einsetzenden allmählichen Massentransfer.

  30. #30 ralfkannenberg
    27. Oktober 2011

    Hallo Klaus,

    ich habe es nun gefunden: es handelt sich um den Weissen Zwerg GD50, allerdings bin ich der Sache nicht weiter nachgegangen. In “Properties of Hot White Dwarfs in Extreme-Ultraviolet/Soft X-Ray Surveys” (Vennes) findet sich im 2.Absatz der Introduction:

    Low-mass white dwarfs (M 0.47 M) and, at the other extreme, ultramassive white dwarfs (M 1.1 M) may be the product of unusual evolutionary processes involving two close degenerate stars. Marsh, Dhillon, & Duck (1995) offered strong evidence that most of the low-mass white dwarfs in Bergeron, Saffer, & Liebert’s (1992) optical survey are members of close double-degenerate stars, with the possible exception of WD 1614+136 and WD 1353+409. Maxted & Marsh (1998) also measured a low projected rotation velocity in these two objects, contradicting main theoretical expectations (Iben, Tutukov, & Yungelson 1997). Therefore, it appears that some low-mass white dwarfs are isolated. It was also suggested by Bergeron et al. (1992) that the ultramassive white dwarf GD 50 (1.2 M) may be the result of the merger of two white dwarfs; a high rotation rate is expected (Segretain, Chabrier, & Mochkovitch 1997).

    Interessant in diesem Zusammenhang könnte auch die Arbeit “Discovery of Photospheric Helium in the Ultramassive DA White Dwarf GD 50” (S.Vennes, S.Bowyer, J.Dupuis) sein, in der zwei weitere Weisse Zwerge zum Vergleich genannt sind, siehe Abschnitt 4 Discussion, vorletzter Absatz:

    These requirements are reasonable, but we have to determine why accretion onto GD 50 is not inhibited while other DA stars like GD 153 and HZ 43 possess no evidence of this process (Dupuis et al. 1995). A final interpretation of the peculiar helium abundance requires high rotational velocity. We note that massive white dwarfs are often considered the product of a stellar merger; a fraction of the initial orbital angular momentum may be preserved in the merger, possibly resulting in a rotational velocity of the order of 1000 km s^-1. Fast rotation may induce a large meridional circulation current, thereby dredging up helium from the envelope if the hydrogen layer is sufficiently thin. The presence of photospheric helium would constitute a first spectroscopic signature of a stellar merger. Although we presented evidence of this phenomenon (Fig. 3), a description of meridional current in white dwarf envelopes does not exist. The helium surface abundance may also, in that context, be a function of the hydrogen layer thickness.

    (Exponent-Zeichen von mir eingefügt).

    Ich bitte um Nachsicht, dass ich mir diese Arbeiten bezüglich dieser Fragestellung nicht im Detail angeschaut habe, ich interessiere mich derzeit für Weisse Zwerge mit rund einer Sonnenmasse oder mehr, die ein geringes Magnetfeld aufweisen, und da sind die ultramassiven Exemplare natürlich eine interessante Datenbasis.

    Man beachte aber bitte, dass diese beiden Arbeiten schon über 10 Jahre alt sind und mittlerweile möglicherweise neue Erkenntnisse vorliegen; Dr.Adela Kawka hat sich im Rahmen seiner Dissertation und einiger Veröffentlichungen auch in jüngerer Zeit mit solchen Fragestellungen beschäftigt; die Arbeit, die ich mir in letzter Zeit etwas näher angeschaut habe, ist diese hier: “Spectropolarimetric Survey of Hydrogen-rich White Dwarf Stars”, (A. Kawka, S. Vennes, G.D. Schmidt, D.T. Wickramasinghe, R. Koch)

    Freundliche Grüsse, Ralf

  31. #31 Alderamin
    27. Oktober 2011

    @ralfkannenberg, klauszwingenberger

    Habt Ihr auch den Artikel gelesen?

    http://www.skyandtelescope.com/news/132443888.html

    Head-on-Kollisionen sind möglich, wenn ein Stern in ein Doppelsternsystem hineingerät und die drei Sterne danach auf chaotischen Bahnen umeinander kreisen, aber Blue Stragglers entstehen offenbar viel häufiger durch Massentransfer. Dürfte dann für SN Ia wohl ähnlich sein.