Erklärung Kugelsternhaufen
Ein Kugelsternhaufen ist eine kugelförmige Ansammlung von Sternen, die das galaktische Zentrum als Satellit umkreist. Die Sterne in ihm sind gravitativ stark gebunden, woraus seine Kugelgestalt und relativ hohe Sternendichte in seinem Zentrum resultiert. Kugelsternhaufen, welche man im Halo einer Galaxie vorfindet, enthalten wesentlich mehr Sterne und sind wesentlich älter als die offenen Sternenhaufen, welche man in der Galaxienscheibe vorfindet.

Kugelsternhaufen kommen sehr häufig vor. Man hat bereits rund 150 Kugelsternhaufen in der Milchstraße gefunden und schätzt, dass noch 10-20 weitere unentdeckt sind. Große Galaxien können wesentlich mehr haben. So besitzt beispielsweise die Andromedagalaxie rund 500. Einige gigantische elliptische Galaxien wie M87[4] können 10.000 enthalten. Diese Kugelsternhaufen umkreisen die Galaxie in einer Entfernung von 40 kiloparsec (rund 131.000 Lichtjahre) oder mehr.

Jede Galaxie der Lokalen Gruppe, die ausreichend Masse besitzt, enthält Kugelsternhaufen. Jede größere Galaxie, die bisher beobachtet wurde, besitzt ein System von Kugelsternhaufen. Die Sagittarius-Zwerggalaxie und die Canis-Major-Zwerggalaxie scheinen gerade ihre Kugelsternhaufen (Wie Palomar 12) der Milchstraße zu übergeben. Dies zeigt wie Galaxien ihre Kugelsternhaufen erhalten haben können.

Die Sterne eines Kugelsternhaufens sind alle ungefähr gleich alt und zeigen keine Spektrallinien von schwereren Elementen in ihren Spektren (so genannte extreme Population-II-Sterne). Aus solchen Messungen wird auch ihr hohes Alter abgeleitet, da sich die schweren Elemente erst im Laufe der Jahrmilliarden entwickeln. Alte Sterne, die zu entsprechend früher Zeit im Universum entstanden sind, als noch kaum schwere Elemente z.B. durch Supernovae erzeugt waren, können in ihren Hüllen kaum solche Elemente enthalten. Junge Sterne, insbesondere Population-I-Sterne, sind dagegen „recycelt“, d.h. sie wurden aus Material geformt, das z.T. bereits in älteren Sternen zu schweren Elementen geschmolzen wurde (s.a. Abschnitt Metallvorkommen).

Obwohl die Sterne in Kugelsternhaufen zu den ersten gehörten, die sich in Galaxien bildeten, sind ihre Ursprünge und ihre Rolle in der galaktischen Evolution immer noch unklar. Inzwischen geht man davon aus, dass sich Kugelsternhaufen signifikant von elliptischen Zwerggalaxien unterscheiden und sich eher als Teil einer Galaxie gebildet haben statt als einzelne separate Galaxie.

In einigen elliptischen Galaxien können auch sehr junge Kugelsternhaufen beobachtet werden. Von diesen Galaxien nimmt man an, dass sie aus der Verschmelzung von zwei oder mehr Ursprungsgalaxien entstanden. Solche Kollisionen lösen eine Welle der Sternentstehung aus (starburst), bei der nach neuesten Erkenntnissen auch wieder Kugelsternhaufen gebildet werden können, so dass mehrere Generationen von Kugelsternhaufen in einer derartigen Galaxie zu finden sind.
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Der erste Kugelsternhaufen, M22, wurde 1665 von Johann Abraham Ihle, einem deutschen Amateurastronomen, entdeckt. Jedoch war wegen der kleinen Blende der frühen Teleskope die Auflösung so gering, dass keine einzelnen Sterne im Haufen beobachtet werden konnten. Dies änderte sich erst, als Charles Messier M4 beobachtete. Später erwähnte Nicolas Louis de Lacaille NGC 104, NGC 4833, M55, M69 und NGC 6397 in seinem 1751–52 erschienenen Katalog. Das M vor einer Nummer steht für den Katalog von Charles Messier, während NGC auf den New General Catalogue von Johan Dreyer verweist.

William Herschel begann 1782 in einem Programm eine neue Übersicht anzufertigen. Mit leistungsstärkeren Teleskopen konnte er in allen 33 damals bekannten Kugelsternhaufen Einzelsterne nachweisen und fand 37 weitere Sternhaufen. In seinem zweiten Katalog mit Deep Sky Objekten, welcher 1789 erschien, verwendete er erstmals zur Beschreibung den Namen Kugelsternhaufen.

Die Anzahl entdeckter Kugelsternhaufen vergrößerte sich kontinuierlich, mit 83 im Jahre 1915, 93 im Jahre 1930 und 97 im Jahre 1947. Heute sind in der Milchstraße 151 Kugelsternhaufen gefunden worden und man vermutet, dass insgesamt 180± 20 existieren. Diese unentdeckten Kugelsternhaufen befinden sich vermutlich hinter dem Gas und Staub der Milchstraße.

1914 begann Harlow Shapley mit Studien über Kugelsternhaufen, die er in 40 Arbeiten veröffentlichte. Er untersuchte die Cepheiden in den Sternhaufen und verwendete ihre periodischen Helligkeitsschwankungen zur Entfernungsbestimmung.
Der Kugelsternhaufen M75 ist ein sehr dichter Klasse I Kugelsternhaufen.
Der Kugelsternhaufen M75 ist ein sehr dichter Klasse I Kugelsternhaufen.

Die meisten Kugelsternhaufen befinden sich in der Nähe des galaktischen Kerns, wobei die meisten davon nur auf der südlichen Himmelshalbkugel zu sehen sind. 1918 machte sich Harlow Shapley die stark asymmetrische Verteilung zu nutze, um die Ausdehnung unserer Galaxie zu bestimmen. Er ging von einer ungefähr gleichmäßig kugelförmigen Verteilung der Kugelsternhaufen um das galaktische Zentrum aus und benutzte die Position der Sternhaufen, um die Position der Sonne relativ zum galaktischen Zentrum auszumachen.[9] Da seine Ergebnisse mit den damaligen Vorstellungen im Widerspruch standen, schloss er, dass die Ausdehnung der Galaxie wesentlich größer war als bisher angenommen. Sharpleys Schätzung liegt immerhin in der gleichen Größenordnung wie der heute akzeptierte Wert.

Sharpley fand dadurch ebenfalls heraus, dass sich die Sonne sehr weit vom Zentrum der Milchstraße befindet. Das widersprach der damaligen Auffassung, da man am Nachthimmel in jede Richtung ungefähr gleich viele Sterne wahrnimmt. Sterne liegen jedoch in der galaktischen Scheibe, einem Gebiet mit viel Gas und Staub, welches das meiste Licht absorbiert, während sich Kugelsternhaufen außerhalb der galaktischen Scheibe im galaktischen Halo befinden und so auch in größeren Entfernungen gesehen werden können.

Henrietta Swope und Helen Battles Sawyer untersuchten ebenfalls Sternhaufen. 1927-29 begannen Harlow Shapley und Helen Battles Sawyer die Sternhaufen nach der Konzentration im Zentrum des Sternhaufens zu kategorisieren. Die Sternhaufen mit der größten Konzentration wurden der Klasse I zugeordnet, dies wurde mit abnehmender Konzentration bis Klasse XII weitergeführt. Diese Kategorisierung wurde bekannt als die Shapley-Sawyer Concentration Class. (Manchmal werden auch arabische statt römische Zahlen verwendet).[10]

Zusammensetzung
Kugelsternhaufen bestehen im Allgemeinen aus hunderttausenden metallarmen Sternen. Solche Sterne findet man auch im Bulge von Spiralgalaxien aber nicht in der Menge in einem Volumen von nur ein paar Kubikparsecs. Kugelsternhaufen enthalten außerdem kein Gas und Staub, da dies bereits zuvor zu Sternen geworden ist.

Obwohl Kugelsternhaufen viele Sterne enthalten können, sind sie kein geeigneter Ort für ein Planetensystem. Die Planetenbahnen sind instabil, da im dichten Kern vorbeiziehende Sterne die Bahn stören. Ein Planet, der im Abstand von einer Astronomischen Einheit einen Stern umkreisen würde, würde in einem Kugelsternhaufen wie 47 Tucanae im Durchschnitt nur 108 Jahre überleben.[11] Jedoch hat man bis jetzt ein Planetensystem gefunden, welches den Pulsar (PSR B 1620-26) umkreist, welcher zum Kugelsternhaufen M4 gehört.

Mit ein paar Ausnahmen kann man jedem Kugelsternhaufen ein genaues Alter zuordnen. Da die Sterne im Haufen meist alle in der gleichen Phase der Sternevolution sind, liegt die Vermutung nahe, dass sie sich zur selben Zeit gebildet haben. In allen bekannten Kugelsternhaufen findet keine Sternentstehung mehr statt. Folglich handelt es sich bei den Kugelsternhaufen um die ältesten Objekte in der Milchstraße, die entstanden, als sich die ersten Sterne bildeten.

Einige Kugelsternhaufen wie Omega Centauri in unserer Milchstraße und G1 in M31 sind mit vielen Millionen Sonnenmassen besonders schwer und enthalten mehrere Sternpopulationen. Bei beiden geht man davon aus, dass sie die Kerne von Zwerggalaxien waren und von einer größeren Galaxie eingefangen wurden. Man vermutet, dass viele Kugelsternhaufen mit schweren Kernen (wie M15) Schwarze Löcher enthalten.

 

Zwischenformen
Es gibt zwischen beiden Sternenhaufentypen, den Kugelsternhaufen und den offenen Sternenhaufen keine klare Trennlinie. Zum Beispiel befindet sich im südlichen Teil der Milchstraße der Sternhaufen BH 176 der beides ist.

2005 fanden Astronomen einen völlig neuen Typ von Sternenhaufen in der Andromedagalaxie. Dieses Objekt gleicht Kugelsternhaufen in der Anzahl der Sterne dem Alter und der Metallizität. Der Unterschied liegt jedoch in der wesentlich größeren Ausdehnung von vielen hundert Lichtjahren, so dass diese ausgedehnten Sternhaufen eine wesentlich geringere Dichte besitzt. Sie liegen mit ihrer Größe zwischen den Kugelsternhaufen und den kugelförmigen Zwerggalaxien.

Wie sich diese Sternhaufen gebildet haben ist nicht bekannt. Sie könnten jedoch auf ähnliche Weise entstanden sein wie die Kugelsternhaufen. Ebenfalls unbekannt ist, warum M31 so ein Sternhaufen besitzt, während die Milchstraße so etwas nicht hat und ob es noch andere Galaxien mit diesen ausgedehnten Sternhaufen gibt.

(Qu. Wikipedia)