Erklärung offener Sternhaufen
Als offene Sternenhaufen (oder galaktische Haufen) werden Ansammlungen von zwanzig bis einigen tausend Sternen bezeichnet, die sich aus derselben Riesenmolekülwolke gebildet haben. Ihre Konzentration im Haufenzentrum ist relativ gering. Dennoch heben sie sich deutlich vom Sternhintergrund ab. Konzentriertere Ansammlungen werden als Kugelsternhaufen bezeichnet. Offene Sternenhaufen findet man nur in Spiral- oder Irregulären Galaxien, in denen Sterne entstehen. Sie sind selten älter als ein paar hundert Millionen Jahre, denn sie werden durch Zusammenstöße mit anderen Sternenhaufen oder Gaswolken zerstört. Weiterhin können sie durch innere Faktoren auch einzelne Sterne verlieren.
Junge offene Sternenhaufen können sich immer noch in der Molekülwolke befinden, aus der sie entstanden sind. Diese wird dadurch aufgehellt und es entsteht ein H-II-Gebiet. Jedoch führt der Strahlungsdruck der Sterne dazu, dass die Molekülwolke zerstreut wird. Für gewöhnlich werden 10 % der Masse der Gaswolke für die Sternenentstehung benutzt, bevor der Strahlungsdruck den Rest zerstreut.
Für die Untersuchung der Sternentstehung sind offene Sternenhaufen sehr wichtige Objekte. Der Grund hierfür liegt darin, dass die Sterne alle ungefähr das gleiche Alter und dieselbe chemische Zusammensetzung haben. So fallen kleine Unterschiede der Eigenschaften viel schneller auf, als wenn man nur isolierte Sterne beobachtet.
Beobachtungsgeschichte Die bekanntesten offenen Sternenhaufen wie die Plejaden werden seit dem Altertum als Gruppe von Sternen aufgefasst. Andere wurden als Lichtflecken beobachtet, konnten aber erst mit der Entdeckung des Teleskops als Sternenhaufen identifiziert werden. Nach weiteren Beobachtungen wurden die Sternenhaufen in zwei verschiedene Arten unterteilt. Die einen bestanden aus tausenden von Sternen in einer regelmäßigen, kugelförmigen Gestalt und wurden hauptsächlich im Zentrum der Milchstraße gefunden. Die andere Gruppe hatte weniger Sterne, eine unregelmäßigere Form und man findet sie überall am Himmel. Der ersten Gruppe gab man den Namen Kugelsternhaufen und die zweite bezeichnete man als offnen Sternenhaufen. Offene Sternenhaufen werden manchmal auch galaktische Haufen genannt, da sie sich fast ausschließlich in der galaktischen Ebene der Milchstraße befinden.
Es wurde festgestellt, dass die Sterne in einem offenen Sternenhaufen ähnliche Eigenschaften haben. Der Geistliche John Michel berechnete 1767 die Wahrscheinlichkeit, dass eine Sternengruppe wie den Plejaden lediglich eine zufällige Anordnung am Sternenhimmel sei, auf 1 zu 496.000. Als die Astrometrie genauer wurde, fand man heraus, dass sich die Sterne im Haufen mit der gleichen Eigenbewegung durch den Nachthimmel bewegen. Durch spektroskopische Beobachtungen ermittelte man auch die gleiche Radialgeschwindigkeit. Daraus wurde geschlussfolgert, dass die Sterne zur selben Zeit entstanden sind und als Gruppe miteinander verbunden sind.
Obwohl Kugelsternhaufen und offene Sternhaufen klar voneinander getrennte Gruppen bilden, können die Unterschiede zwischen spärlichen Kugelsternhaufen und sehr reichen offenen Sternenhaufen gering sein. Einige Astronomen glauben, dass beiden Typen von Sternhaufen die gleichen Mechanismen zu Grunde liegen mit dem Unterschied, dass die Ursachen, die zur Bildung von großen Kugelsternhaufen führen, in unserer Galaxie nicht mehr gegeben sind.
Entstehung Alle Sterne entstehen aus Mehrfachsternensystemen, denn nur eine Gaswolke mit einer vielfachen Sonnenmasse ist schwer genug um unter ihrer eigenen Schwerkraft zu kollabieren, jedoch kann so eine schwere Wolke nicht zu einem einzelnen Stern kollabieren.
Die Entstehung eines offenen Sternenhaufens beginnt mit dem Kollaps eines Teils einer Riesenmolekülwolke, eine Gaswolke mit dem Gewicht von mehreren tausend Sonnenmassen. Viele Faktoren können der Auslöser dafür sein. Sobald die Riesenmolekülwolke anfängt zu kollabieren, beginnt die Sternenentstehung durch die Bildung immer kleinerer Fragmente, aus denen am Ende vielleicht mehrere tausend Sterne werden. In unserer Galaxie bilden sich offene Sternenhaufen alle paar tausend Jahre.
Sobald die ersten Sterne entstanden sind, stoßen die größten und heißesten Sterne eine enorme Menge ultravioletter Strahlung aus. Diese Strahlung ionisiert das umliegende Gas der Riesenmolekülwolke, wodurch sich ein H-II-Gebiet bildet. Sternenwinde der schweren Sterne und der Strahlungsdruck verdrängen das umliegende Gas. Nach ein paar Millionen Jahren kommt es zur ersten Supernova eines Sternes, wodurch weiteres Gas aus dem System hinausgeschleudert wird. Nach einigen Zehnmillionen Jahren ist nur noch so viel Gas übrig geblieben, dass es nicht mehr zu einer Sternenentstehung kommen kann. Meistens werden vom anfänglich vorhandenen Gas nur 10 % zur Sternenbildung genutzt. Der Rest wird weggeblasen.
Es ist üblich, dass sich aus einer Molekülwolke zwei oder mehrere offene Sternenhaufen bilden. In der großen Magellanschen Wolke sind beide, Hodge 301 und R136, aus Gasen des Tarantelnebels hervorgegangen. Ein Beispiel aus unserer Galaxie wären Hyaden und Praesepe. Durch Zurückverfolgung ihrer Bewegung nimmt man an, dass sie sich aus derselben Wolke vor 600 Millionen Jahren gebildet haben.
Manchmal formen sich zwei Sternenhaufen, die in der gleichen Zeit entstanden sind und bilden sogenannte Doppelsternhaufen. Das bekannteste Beispiel in der Milchstraße ist der Doppelsternhaufen h Persei und Chi Persei, man kennt jedoch noch zehn weitere. Man hat viele in der kleinen und großen Magellanschen Wolke gefunden. Sie sind in anderen Galaxien einfacher aufzuspüren, da Projektionseffekte in der Milchstraße dazu führen können, dass nicht zusammengehörige Sterne so wirken, als würden sie sich dicht nebeneinander befinden.
Offene Sternenhaufen werden meist nach einem von Robert Trumpler entwickelten Schema von 1930 klassifiziert. Dazu sind drei Angaben nötig. Die Römischen Zahlen von I-IV geben die Konzentration und Loslösung vom Umliegenden Sternenfeld an (von stark bis schwach Konzentriert). Die Arabischen Ziffern von 1-3 geben an, wie stark sich die einzelnen Sterne in ihren Helligkeiten unterscheiden (von gering zu stark). Die Buchstaben p, m, oder r geben an ob das Kluster wenig (poor), durchschnittlich (medium) oder viele (rich) Sterne hat. Ein 'n' bedeutet, dass sich das Kluster in einem Nebel befindet. Nach diesem Schema sind die Plejaden beispielsweise als I3rn klassifiziert (stark konzentriert mit reicher Population in einem Nebel), die Hyaden sind klassifiziert als II3m (mehr zerstreut und weniger Sterne)
Anzahl und Verteilung
Rechts unten im Bild ist der ein paar Millionen Jahre alte Sternenhaufen Hodge 301 zu sehen. Er erhellt Teile des Tarantelnebels der Großen Magellanschen Wolke.Es sind über 1.000 offene Sternenhaufen in unserer Galaxie bekannt, aber die wirkliche Anzahl dürfte bis zu zehn Mal höher sein. In Spiralgalaxien findet man sie fast ausschließlich in den Spiralarmen. Der Grund ist, dass hier wegen der höheren Gasdichte die meisten Sterne entstehen und die Sternenhaufen wieder vergehen, bevor sie jenseits der Spiralarme gelangen können. Sie sind in unserer Galaxie in der galaktischen Ebene konzentriert mit einer Ausdehnung der Höhe von rund 180 Lichtjahren (verglichen mit dem Radius der Milchstraße von rund 100.000 Lichtjahren)
Der der Erde am nächsten gelegene offene Sternenhaufen sind die Hyaden. Sie sind jedoch eher ein Bewegungssternhaufen als ein offener Sternenhaufen. Der am weitesten entfernte offene Sternenhaufen in der Milchstraße ist der Berkeley 29 mit einer Entfernung von rund 15,000 Parsec. Offene Sternenhaufen findet man in vielen Galaxien der Lokalen Gruppe.
(Qu. Wikipedia)
