{"id":5983,"date":"2024-12-13T08:36:37","date_gmt":"2024-12-13T07:36:37","guid":{"rendered":"https:\/\/kosmos-os.de\/?p=5983"},"modified":"2025-02-03T19:47:19","modified_gmt":"2025-02-03T18:47:19","slug":"kugelsternhaufen-faszinierende-uralte-giganten","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/kosmos-os.de\/en\/kugelsternhaufen-faszinierende-uralte-giganten\/","title":{"rendered":"Globular clusters \u2013 fascinating and ancient giants"},"content":{"rendered":"\n

Ein Beitrag von Werner W\u00f6hrmann, Olaf Homeier, Frederik Gerdes, Thomas Grunge,<\/p>\n\n\n\n

Dr. Gerold Holtkamp und Dr. Achim Tegeler im Dezember 2024 <\/p>\n\n\n\n


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Wer schon einmal an einer Sternwarte oder z.B. bei unseren Sternstunden den Blick durch ein Teleskop genie\u00dfen konnte, der hat sicher auch schon einen Kugelsternhaufen bewundern k\u00f6nnen.  <\/p>\n\n\n\n

Diese mit blo\u00dfem Auge kaum wahrnehmbaren Objekte entpuppen sich bei entsprechender Vergr\u00f6\u00dferung als wahre Schmuckk\u00e4stchen am Nachthimmel. Hunderttausende oder sogar Millionen Sterne, die dort an einem Fleck in einer kugelf\u00f6rmigen Struktur zusammenstehen \u2013 oft bis zu \u00fcber 30.000 Lichtjahre von uns entfernt. Doch was genau sind Kugelsternhaufen und sind sie alle gleich?<\/p>\n\n\n\n

Im Folgenden wollen wir uns diese geheimnisvollen Objekte genauer anschauen und den aktuellen Stand der Wissenschaft zu Kugelsternhaufen aufzeigen.<\/p>\n\n\n\n


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Was also sind Kugelsternhaufen?<\/strong><\/p>\n\n\n\n

Kugelsternhaufen (KSH) sind gewaltige Sternansammlungen mit bis zu mehreren Millionen Sternen, die gravitativ aneinander gebunden sind. Als typische Vertreter dieser Objekte werden M13 (ca. 300.000 Sterne), M15 (ca. 500.000 Sterne) oder auch (im s\u00fcdlichen Sternenhimmel) Omega Centauri mit \u00fcber 10.000.000 Sternen betrachtet.    <\/p>\n\n\n\n

Dabei zeigen KSH eine extrem dichte Verteilung von Sternen im Zentrum des Haufens: Die Sterndichte im Zentrum eines KSH liegt bis zu eine Million mal h\u00f6her als in der Umgebung unserer Sonne.<\/p>\n\n\n\n

Die allermeisten Kugelsternhaufen, die wir von der Erde aus sehen k\u00f6nnen, liegen im sog. Halo [1] der Milchstra\u00dfe. Dieser Halo ist ein riesiger, kugelf\u00f6rmiger Bereich von interstellarer Materie und Sternstr\u00f6men, in dem die eher abgeflachte Galaxie eingebettet liegt. Der Halo der Milchstra\u00dfe hat einen Durchmesser von 1 Mio. Lichtjahren \u2013 die noch gr\u00f6\u00dfere Andromedagalaxie umgibt ein entsprechend noch gr\u00f6\u00dferer Halo, sodass die beiden 2,5 Mio. Lichtjahre voneinander entfernten Galaxien sich mit ihren Halos praktisch ber\u00fchren oder sogar \u00fcberlappen [2].<\/p>\n\n\n\n


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Der galaktische Halo der Milchstra\u00dfe. Bildrechte: NASA<\/a>, ESA<\/a> u. A. Feild (STScI<\/a>)<\/em><\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n

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Bereits 1979 hat Cecilia Payne Gaposchkin [3] die Kugelsternhaufen in der Milchstra\u00dfe kartiert und die Positionen mit denen offener Sternhaufen verglichen [4] und dabei festgestellt, dass offene Sternhaufen in der galaktischen Ebene positioniert sind, w\u00e4hrend Kugelsternhaufen vor allem im Halo au\u00dferhalb der galaktischen Ebene anzutreffen sind.<\/p>\n\n\n\n

Auch in anderen Galaxien sind Kugelsternhaufen bekannt und k\u00f6nnen auch von Amateurastronomen beobachtet und fotografiert werden.<\/p>\n\n\n\n


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Bekannte Kugelsternhaufen in M33 – Markierung bei Mouseover. Foto Olaf Homeier <\/em><\/p>\n\n\n\n


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Das Alter von Kugelsternhaufen<\/strong><\/p>\n\n\n\n

Kugelsternhaufen sind sehr alte Strukturen, die ein Alter zwischen 10 und 13 Mrd. Jahren aufweisen. Sie sind somit neben Galaxien die \u00e4ltesten sichtbaren Strukturen des Universums. Das Alter der Haufen l\u00e4sst sich u.a. durch den sog. Abknickpunkt im Hertzsprung-Russel Diagramm ableiten. Das Hertzsprung-Russel Diagramm [5] zeigt die \u00fcbliche Verteilung aller sichtbaren Sterne nach Spektralklasse und Helligkeit aufgetragen.<\/p>\n\n\n\n


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Hertzsprung Russell Diagramm
Quelle: User:Sch, CC BY-SA 3.0 via Wikimedia Commons<\/sup><\/em><\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n

Dabei liegen ca. 90% der Sterne in der sog. Hauptreihe, die sich von oben links (sehr hei\u00dfe und sehr helle Sterne d. Spektralklasse O) nach unten rechts (k\u00fchlere und weniger helle Sterne d. Spektralklasse M) zieht. Diese Hauptreihe repr\u00e4sentiert die Sterne, die ihre Energie aus der Fusion von Wasserstoff zu Helium beziehen. Die sehr gro\u00dfen, hei\u00dfen Sterne verbrauchen ihren Vorrat an Wasserstoff jedoch extrem viel schneller als die k\u00fchleren Vertreter der Hauptreihe, und so l\u00e4sst sich die Position eines Sterns auf der Hauptreihe auch mit einem max. \u201eLebensalter\u201c des Sterns korrelieren \u2013 helle und hei\u00dfe Sterne existieren nur wenige Millionen Jahre, w\u00e4hrend k\u00fchle M-Sterne theoretisch \u00fcber 100 Milliarden Jahre von ihrem Wasserstoffvorrat zehren k\u00f6nnen.<\/p>\n\n\n\n

Tr\u00e4gt man die Sterne eines Kugelsternhaufens in ein solches (Farben-Helligkeits-) Diagramm ein, so f\u00e4llt auf, dass Sterne von einem bestimmten Punkt der Hauptreihe an nicht vorhanden sind. Von diesem Abknickpunkt an sind die Sterne nach rechts in Richtung der Roten Riesensterne abgewandert. Aus der Lage dieses Abknickpunkts l\u00e4sst sich nun das Alter der abgewanderten Sterne berechnen. Die Spektren dieser Sterne zeigen auch eine sehr geringe Metallizit\u00e4t, was auf Population II Sterne schlie\u00dfen l\u00e4sst, eine Generation von Sternen, die aus der sehr fr\u00fchen Phase des Universums stammt, als noch kaum gr\u00f6\u00dfere Elemente als Wasserstoff und Helium existierten.<\/p>\n\n\n\n


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Abknickpunkt im Farben-Helligkeits-Diagramm von M55
Quelle:<\/em> https:\/\/apod.nasa.gov\/apod\/ap010223.html<\/a> B.J. Mochejska<\/a>, J. Kaluzny<\/a> (CAMK<\/a>), 1m Swope Telescope<\/a><\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n

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Die Entfernung von Kugelsternhaufen<\/strong><\/p>\n\n\n\n

Entfernungsmessungen an astronomischen Objekten sind immer recht aufw\u00e4ndig, weil ja nur das Licht des Objekts f\u00fcr eine Analyse zur Verf\u00fcgung steht. Die Parallaxen-Methode [6], die Entfernungen bis zu 1 kPc oder im Extrem auch 5 kPc (etwa 16.000 Lichtjahre) erm\u00f6glicht, reicht f\u00fcr die Bestimmung der Entfernungen von Kugelsternhaufen nicht aus. Doch kann man, \u00e4hnlich wie bei den von Henrietta Swan Leavitt [7] charakterisierten Cepheiden [8], auch bei Kugelsternhaufen periodisch ver\u00e4nderliche Sterne (siehe auch hier<\/a>) finden \u2013 die RR Lyrae Sterne<\/strong> [9]. Auch diese ver\u00e4nderlichen Sterne lassen \u00fcber die Perioden-Leuchtkraft-Beziehung [10] eine Bestimmung der absoluten Leuchtkraft und damit eine Entfernungsmessung zu. Dar\u00fcber hinaus charakterisieren die Periodendauern der RR-Lyrae Sterne den betreffenden KSH noch n\u00e4her.<\/p>\n\n\n\n


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Die Oosterhoff Typisierung<\/strong><\/p>\n\n\n\n

Der niederl\u00e4ndische Astronom Pieter Theodorus Oosterhoff [11] entdeckte, dass sich die Kugelsternhaufen in zwei Gruppen aufteilen lassen, n\u00e4mlich in solche, die RR-Lyrae-Sterne mit einer k\u00fcrzeren Periode von 0,56 Tagen (Oosterhoff Typ I) enthalten, und solche, die RR-Lyrae-Sterne mit einer l\u00e4ngeren Periode von 0,66 Tagen (Oosterhoff Typ II) enthalten \u2013 die Oosterhoff Dichotomie [12]. Die KSH des Typ I werden als \u201emetallreich\u201c beschrieben und befinden sich eher im Bulge (rund um das Zentrum) der Milchstra\u00dfe, w\u00e4hrend Typ II KSH als \u201emetallarm\u201c bezeichnet werden und sich im Halo der Milchstra\u00dfe befinden. Offenbar lagen die Entstehungsorte der KSH unterschiedlicher Oosterhoff-Typen urspr\u00fcnglich an verschiedenen Orten, denn sie haben unterschiedliche chemische Zusammensetzungen. Die Oosterhoff Typisierung wird jedoch nach j\u00fcngsten Spektralanalysen infrage gestellt, da auch Zwischentypen gefunden werden (Oosterhoff-gap) [13], die von dem klassischen Modell nicht erfasst werden und die weitere Aspekte zur Klassifizierung der KSH nahelegen [14].<\/p>\n\n\n\n


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Die Shapley-Sawyer Einteilung<\/strong><\/p>\n\n\n\n

Im Jahr 1927 hat Harlow Shapley und Helen Sawyer Hogg eine optische Unterscheidung der bis dahin beobachteten Kugelsternhaufen unternommen. Dabei teilten sie die KSH nach dem auf den damaligen Fotos erkennbaren Grad der Konzentrationsverteilung der Sterne innerhalb des KSH in 12 unterschiedliche Konzentrationsklassen ein [15]. Diese Klassifizierung ist auch heute noch vor allem f\u00fcr Amateurastronomen interessant, weil sie den optischen Eindruck widerspiegelt, den ein KSH im Teleskop erwarten l\u00e4sst. Interessanterweise gibt auch die von vielen genutzte Software Stellarium die Shapley-Sawyer-Konzentrationsklasse [16] von KSH in der Detailbeschreibung mit an.<\/p>\n\n\n\n


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Abbildung aus Stellarium mit den Infos zum KSH M5 und der dazu angegebenen Shapley-Sawyer Klasse V.<\/em><\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n

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Unterschiedliche Herkunft von Kugelsternhaufen?<\/strong><\/p>\n\n\n\n

Die unterschiedlichen Erscheinungsformen in Alter und Zusammensetzung und unterschiedliche Aufenthaltsorte von Kugelsternhaufen in Bezug zur galaktischen Scheibe legen den Schluss nahe, dass die Haufen unterschiedlichen Ursprungs sein k\u00f6nnten. Es wird daher diskutiert, ob Kugelsternhaufen Reste von Zwerg-Galaxien sein k\u00f6nnten, die mit unserer Galaxis kollidiert sind (Merger) und dabei ihren Kern in Form der KSH behalten haben. Solche Kollisionen hat es offenbar mehrfach gegeben (Kraken (v. 11 Mrd. J.), Gaia-Enceladus (v. 9 Mrd. J.), Helmi, Sequoia, Sagittarius (v. 7 Mrd. J. \u2013 noch nicht abgeschlossen)),<\/ins> und die aus diesen Kollisionen stammenden Sternstr\u00f6me werden aktuell untersucht und mit Simulationen (E-MOSAICS simulations) an Gro\u00dfrechnern nachgestellt [17]. Zumindest f\u00fcr M54 wurde nachgewiesen, dass dieser KSH den Rest aus dem Merger zwischen der Milchstra\u00dfe und der Sagittarius Zwerggalaxie darstellt [18]. Der KSH M56 [19] z.B. l\u00e4uft retrograd zur Rotationsrichtung der Milchstra\u00dfe und l\u00e4sst daher kaum einen anderen Schluss zu, als dass dieser KSH (in Form einer Zwerggalaxie?) von au\u00dfen in die Galaxis eingedrungen ist. Auch die gut nachweisbaren Sternstr\u00f6me im Halo der Galaxis legen dieses Mergerszenario nahe [20].<\/p>\n\n\n\n


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Im Innern eines Kugelsternhaufens<\/strong><\/p>\n\n\n\n

Aufgrund des hohen Alters von KSH kann man davon ausgehen, dass ein gro\u00dfer Anteil der darin enthaltenen Sterne die Hauptreihe verlassen haben und als rote Riesen im letzten Abschnitt ihres Daseins unterwegs sind. Aufgrund der Sternwinde so vieler Sterne sollte es auch kaum noch interstellares Medium geben, aus dem sich neue Sterne bilden k\u00f6nnten. Nichts desto trotz finden sich auch blaue, junge Sterne des Spektraltyps A in KSH. Diese als Blaue Nachz\u00fcgler (Blue Stragglers)<\/strong> [21] bezeichneten Sterne sind jedoch nicht aus Molek\u00fclwolken entstanden, sondern sind aus Sternkollisionen von mind. zwei ann\u00e4hernd gleich massereichen Sternen hervorgegangen, die bei so hoher Sterndichte wie im Zentrum eines KSH offenbar von Zeit zu Zeit vorkommen. Aus solchen Kollisionen und nahen Begegnungen zwischen den Sternen im KSH werden auch Gelbe und Rote Nachz\u00fcgler beschrieben, die je nach Masseverteilung der beteiligten Sterne aus dem Transfer von Materie von einem zum anderen Stern entstehen.<\/p>\n\n\n\n

Interessanterweise liegt die h\u00f6chste Dichte von Blauen Nachz\u00fcglern zwar im Zentrum des KSH, es gibt aber eine weitere Konzentration der Nachz\u00fcgler in den Randbereichen der KSH. Offenbar wandern die Blauen Riesen im Verlauf der Zeit durch Abgabe von Energie an kleinere Sterne immer weiter in Richtung Zentrum des KSH.  Eventuell sind auch Schwarze L\u00f6cher an dieser Bewegung nicht unbeteiligt.<\/p>\n\n\n\n


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Schwarze L\u00f6cher in Kugelsternhaufen<\/strong><\/p>\n\n\n\n

Bereits in den 1990er Jahren wurde intensiv dar\u00fcber diskutiert, ob Schwarze L\u00f6cher in Kugelsternhaufen entstehen und sich dort auch \u00fcber lange Zeit halten k\u00f6nnen [22]. 2007 wurde dann das erste Schwarze Loch in einem Kugelsternhaufen au\u00dferhalb unserer Milchstra\u00dfe in der Galaxie NGC 4472 (M49, 4952 Mio. Lichtjahre entfernt) [23] durch Messung von R\u00f6ntgenstrahlung entdeckt, deren Charakteristika auf ein akkretierendes Schwarzes Lochs hinwiesen [24]. In den folgenden Jahren wurden weitere Schwarze L\u00f6cher identifiziert und schlie\u00dflich in 2019 auch mehrere im Kugelsternhaufen NGC 3201 [25].<\/p>\n\n\n\n

Mittlerweile wird allgemein angenommen, dass grob gesch\u00e4tzt die Entstehung von 100 bis 1000 Schwarzen L\u00f6chern in Kugelsternhaufen sehr h\u00e4ufig der Fall war und dass sie im langen Leben der Kugelsternhaufen eine besondere Rolle spielen. Die Schwarzen L\u00f6cher entstehen aus den massereichsten Sternen, die innerhalb weniger 10 Millionen Jahren ihr \u201eLebensende\u201c erreichen und zu Schwarzen L\u00f6chern werden k\u00f6nnen. Durch ihre im Vergleich zu anderen Sternen enorme Masse bedingt, wandern sie ins Zentrum des Kugelsternhaufens und bilden dort eine Art Subsystem.<\/p>\n\n\n\n

Sp\u00e4ter entstehen dann aus den etwas weniger massereichen Sternen Neutronensterne und sehr viel sp\u00e4ter werden auch die sonnen\u00e4hnlichen Sterne zu Wei\u00dfen Zwergen. Diese Entwicklung hat Dr. Kyle Kremer 2023 in einem Vortrag sehr anschaulich dargestellt [26]:<\/p>\n\n\n\n


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Ein Kugelsternhaufen mit unterschiedlich massereichen Sternen<\/em><\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n
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Die massereichsten Sterne werden innerhalb der ersten 30 Mio. Jahre zu stellaren schwarzen L\u00f6chern<\/em><\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n
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Die schwarzen L\u00f6cher wandern in den Kern des KSH<\/em><\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n
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Die weniger massereichen Sterne k\u00f6nnen zu Neutronensternen kollabieren<\/em><\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n
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Erst nach mehr als 100 Mio. Jahren entstehen auch wei\u00dfe Zwerge<\/em> <\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n

Alle Abbildungen mit freundlicher Genehmigung von Dr. Kyle Kremer, UC San Diego<\/em><\/p>\n\n\n\n


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Sterne, die in die N\u00e4he eines dieser Schwarzen L\u00f6cher im Zentrum kommen, erhalten von diesem sehr viel schwereren K\u00f6rper durch den sog. Swing-By-Effekt zus\u00e4tzlich Energie. Als Resultat \u201eheizt\u201c das Subsystem der Schwarzen L\u00f6cher den zentrumnahen Bereich des Kugelsternhaufens auf, so dass sich dort viele Sterne aufhalten. Man beobachtet bei diesen Kugelsternhaufen, dass die Fl\u00e4chenhelligkeit von au\u00dfen kommend ab einer gewissen Entfernung von Zentrum (etwa 1 bis 2 Parsec) nicht mehr zunimmt. Diese Eigenschaft zeigen etwa 80% aller beobachteten Kugelsternhaufen. Bei den restlichen 20 % nimmt die Fl\u00e4chenhelligkeit bis zum Zentrum stetig zu – es gibt also keinen definierten Kern. Sie werden deswegen als kernkollabierte (Core-collapsed) Kugelsternhaufen bezeichnet. <\/p>\n\n\n\n


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Helligkeitsverlauf in „normalen“ und kernkollabierten KSH; Mit freundlicher Genehmigung: Dr. Kyle Kremer<\/em>, UC San Diego<\/em><\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n

Man versucht, dies damit zu erkl\u00e4ren, dass in solchen Kugelsternhaufen keine oder kaum noch Schwarze L\u00f6cher im Kern vorhanden sind, die ihn \u201eaufheizen\u201c k\u00f6nnen. Warum hier die Schwarzen L\u00f6cher verloren gegangen sind, ist Gegenstand der aktuellen Diskussion. Vermutet werden auch hier Swing-By-Ereignisse, bei denen sich die Schwarzen L\u00f6cher gegenseitig aus dem KSH herauskatapultieren [27] [28].<\/p>\n\n\n\n


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Fazit<\/strong><\/p>\n\n\n\n

Mit all diesen Informationen zu Kugelsternhaufen im Hinterkopf erscheinen diese so weit entfernten Giganten noch r\u00e4tselhafter und faszinierender als ohnehin schon durch den grandiosen Anblick durch ein Teleskop. Hier einige wundersch\u00f6ne Exemplare:<\/p>\n\n\n\n


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M13 Foto: Olaf Homeier<\/em><\/p>\n\n\n\n


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Omega Centauri Foto: Gerold Holtkamp<\/em><\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n


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M2 Foto: Olaf Homeier<\/em><\/p>\n\n\n\n


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M92 Foto: Olaf Homeier<\/em><\/p>\n\n\n\n


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Allen, die das Thema Kugelsternhaufen lieber audiovisuell betrachten wollen, empfehlen wir diese Beitr\u00e4ge in Youtube:<\/p>\n\n\n\n


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In englischer <\/strong>Sprache:<\/p>\n\n\n\n

The Dynamic Lives of Stars and Black Holes in Globular Clusters<\/a><\/strong> <\/p>\n\n\n\n

2023-04-10 Dr. Kyle Kremer<\/p>\n\n\n\n


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Glorious Globulars<\/a> <\/strong><\/p>\n\n\n\n

2024-10-06 Dr. Rod Pommier<\/p>\n\n\n\n


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In deutscher <\/strong>Sprache:<\/p>\n\n\n\n

Kugelsternhaufen: Vielf\u00e4ltiger als gedacht!<\/strong><\/a><\/p>\n\n\n\n

2022-02-17 Dr. Andreas Koch-Hansen, Haus der Astronomie<\/p>\n\n\n\n


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Quellen:<\/strong><\/p>\n\n\n\n

[1] Galaktischer Halo https:\/\/de.wikipedia.org\/wiki\/Halo_(Astronomie)<\/a><\/p>\n\n\n\n

[2] Nicolas Lehner et al<\/em> 2020 ApJ<\/em> 900 9 https:\/\/iopscience.iop.org\/article\/10.3847\/1538-4357\/aba49c\/pdf<\/a><\/p>\n\n\n\n

[3] Cecilia Payne-Gaposchkin: https:\/\/de.wikipedia.org\/wiki\/Cecilia_Payne-Gaposchkin<\/a><\/p>\n\n\n\n

[4] Cecilia Payne-Gaposchkin \u201eStars and clusters\u201c in: The Harvard Book of Astronomy, Cecilia Helena Payne-Gaposchkin 1979 Ch.12, S. 159<\/p>\n\n\n\n

[5] Hertzsprung-Russel Diagramm https:\/\/de.wikipedia.org\/wiki\/Hertzsprung-Russell-Diagramm<\/a><\/p>\n\n\n\n

<\/p>\n\n\n\n

[6] Parallaxe https:\/\/de.wikipedia.org\/wiki\/Parallaxe<\/a><\/p>\n\n\n\n

<\/p>\n\n\n\n

[7] Henrietta Swan Leavitt https:\/\/de.wikipedia.org\/wiki\/Henrietta_Swan_Leavitt<\/a><\/p>\n\n\n\n

[8] Cepheiden https:\/\/de.wikipedia.org\/wiki\/Cepheiden<\/a><\/p>\n\n\n\n

[9] RR-Lyrae-Sterne https:\/\/de.wikipedia.org\/wiki\/RR-Lyrae-Stern<\/a><\/p>\n\n\n\n

[10] Perioden-Leuchtkraft-Beziehung https:\/\/de.wikipedia.org\/wiki\/Perioden-Leuchtkraft-Beziehung<\/a><\/p>\n\n\n\n

[11] Pieter Oosterhoff https:\/\/nl.wikipedia.org\/wiki\/Pieter_Oosterhoff<\/a><\/p>\n\n\n\n

[12] Oosterhoff Dichotomie; Oosterhoff, P. T. 1939, The Observatory, 62, 104<\/p>\n\n\n\n

[13] Prudil et al. (2024), MNRAS 534, 3654\u20133664 (2024)<\/a><\/p>\n\n\n\n

[14] Mauricio Cruz et al. (2024, A&A, 684, A173 (2024)<\/a><\/p>\n\n\n\n

[15] Shapley, Harlow; Sawyer, Helen B. A Classification of Globular Clusters, Harvard College Observatory Bulletin, August 1927<\/a><\/p>\n\n\n\n

[16] Shapley-Sawyer-Konzentrationsklasse https:\/\/de.wikipedia.org\/wiki\/Shapley-Sawyer-Konzentrationsklasse<\/a><\/p>\n\n\n\n

[17] Kruissen et al. 2020, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society<\/em>, Volume 498, Issue 2, October 2020, Pages 2472\u20132491<\/a><\/p>\n\n\n\n

[18] Dissertation Mayte Alfaro Cuello, 2019; The Nucleus of the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy: M54<\/a><\/p>\n\n\n\n

[19] Messier 56 https:\/\/en.wikipedia.org\/wiki\/Messier_56<\/a><\/p>\n\n\n\n

[20] Rod Pommier, 08.2024 Survivors from the Milky Way\u2019s birth<\/a><\/p>\n\n\n\n

[21] Blaue Nachz\u00fcgler https:\/\/de.wikipedia.org\/wiki\/Blauer_Nachz%C3%BCgler<\/a><\/p>\n\n\n\n

[22] R Kulkarni et al. 1993; Stellar black holes in globular clusters, Nature volume 364, pages 421\u2013423 (1993), https:\/\/www.n<\/a>a<\/a>ture.com\/articles\/364421a0<\/a> )<\/p>\n\n\n\n

[23] Messier 49 https:\/\/de.wikipedia.org\/wiki\/Messier_49<\/a><\/p>\n\n\n\n

[24] Thomas J. Maccarone et al. 2007; A black hole in a globular cluster, Nature volume 445, pages 183\u2013185 (2007), https:\/\/www.nature.com\/articles\/nature05434<\/a> )<\/p>\n\n\n\n

[25] Benjamin Giesers et al. 2019; A stellar census in globular clusters with MUSE: Binaries in NGC 3201, Astronomy & Astrophysics 632, A3 (2019), https:\/\/www.aanda.org\/articles\/aa\/pdf\/2019\/12\/aa36203-19.pdf<\/a><\/p>\n\n\n\n

[26] Vortrag: The Dynamic Lives of Stars and Black Holes in Globular Clusters, Dr. Kyle Kremer 10.04.2023 https:\/\/www.youtube.com\/live\/BeXS9BlHUP8<\/a><\/p>\n\n\n\n

[27] Kyle Kremer et al. 2020; Modeling Dense Star Clusters in the Milky Way and Beyond with the CMC Cluster Catalog, The Astrophysical Journal Supplement Series, 247:48 (44pp), 2020 April, https:\/\/iopscience.iop.org\/article\/10.3847\/1538-4365\/ab7919\/pdf<\/a><\/p>\n\n\n\n

[28] Kyle Kremer et al. 2021; White Dwarf Subsystems in Core-Collapsed Globular Clusters, The Astrophysical Journal, 917:28 (19pp), 2021 August 10, https:\/\/iopscience.iop.org\/article\/10.3847\/1538-4357\/ac06d4\/pdf<\/a><\/p>\n\n\n\n

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Globular clusters turn out to be true jewel boxes in the night sky when magnified appropriately in the telescope. Hundreds of thousands or even millions of stars standing together in a spherical structure in one spot \u2013 often up to over 30,000 light-years away from us. But what exactly are globular clusters and are they all the same?<\/p>","protected":false},"author":1,"featured_media":6086,"comment_status":"closed","ping_status":"closed","sticky":false,"template":"","format":"standard","meta":{"_eb_attr":"","footnotes":""},"categories":[66,319,320],"tags":[328,327,326,329,317,240],"class_list":["post-5983","post","type-post","status-publish","format-standard","has-post-thumbnail","hentry","category-deep_sky","category-kugelsternhaufen","category-sternhaufen","tag-black-hole","tag-globular-clusters","tag-kugelsternhaufen","tag-schwarze-loecher","tag-star-formation","tag-sternentstehung"],"_links":{"self":[{"href":"https:\/\/kosmos-os.de\/en\/wp-json\/wp\/v2\/posts\/5983","targetHints":{"allow":["GET"]}}],"collection":[{"href":"https:\/\/kosmos-os.de\/en\/wp-json\/wp\/v2\/posts"}],"about":[{"href":"https:\/\/kosmos-os.de\/en\/wp-json\/wp\/v2\/types\/post"}],"author":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/kosmos-os.de\/en\/wp-json\/wp\/v2\/users\/1"}],"replies":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/kosmos-os.de\/en\/wp-json\/wp\/v2\/comments?post=5983"}],"version-history":[{"count":10,"href":"https:\/\/kosmos-os.de\/en\/wp-json\/wp\/v2\/posts\/5983\/revisions"}],"predecessor-version":[{"id":6140,"href":"https:\/\/kosmos-os.de\/en\/wp-json\/wp\/v2\/posts\/5983\/revisions\/6140"}],"wp:featuredmedia":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/kosmos-os.de\/en\/wp-json\/wp\/v2\/media\/6086"}],"wp:attachment":[{"href":"https:\/\/kosmos-os.de\/en\/wp-json\/wp\/v2\/media?parent=5983"}],"wp:term":[{"taxonomy":"category","embeddable":true,"href":"https:\/\/kosmos-os.de\/en\/wp-json\/wp\/v2\/categories?post=5983"},{"taxonomy":"post_tag","embeddable":true,"href":"https:\/\/kosmos-os.de\/en\/wp-json\/wp\/v2\/tags?post=5983"}],"curies":[{"name":"wp","href":"https:\/\/api.w.org\/{rel}","templated":true}]}}