Ein Beitrag von Werner Wöhrmann, Olaf Homeier, Frederik Gerdes, Thomas Grunge,

Dr. Gerold Holtkamp und Dr. Achim Tegeler im Dezember 2024

Wer schon einmal an einer Sternwarte oder z.B. bei unseren Sternstunden den Blick durch ein Teleskop genießen konnte, der hat sicher auch schon einen Kugelsternhaufen bewundern können.  

Diese mit bloßem Auge kaum wahrnehmbaren Objekte entpuppen sich bei entsprechender Vergrößerung als wahre Schmuckkästchen am Nachthimmel. Hunderttausende oder sogar Millionen Sterne, die dort an einem Fleck in einer kugelförmigen Struktur zusammenstehen – oft bis zu über 30.000 Lichtjahre von uns entfernt. Doch was genau sind Kugelsternhaufen und sind sie alle gleich?

Im Folgenden wollen wir uns diese geheimnisvollen Objekte genauer anschauen und den aktuellen Stand der Wissenschaft zu Kugelsternhaufen aufzeigen.

Was also sind Kugelsternhaufen?

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 südlichen Sternenhimmel) Omega Centauri mit über 10.000.000 Sternen betrachtet.    

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 höher als in der Umgebung unserer Sonne.

Die allermeisten Kugelsternhaufen, die wir von der Erde aus sehen können, liegen im sog. Halo [1] der Milchstraße. Dieser Halo ist ein riesiger, kugelförmiger Bereich von interstellarer Materie und Sternströmen, in dem die eher abgeflachte Galaxie eingebettet liegt. Der Halo der Milchstraße hat einen Durchmesser von 1 Mio. Lichtjahren – die noch größere Andromedagalaxie umgibt ein entsprechend noch größerer Halo, sodass die beiden 2,5 Mio. Lichtjahre voneinander entfernten Galaxien sich mit ihren Halos praktisch berühren oder sogar überlappen [2].

Bereits 1979 hat Cecilia Payne Gaposchkin [3] die Kugelsternhaufen in der Milchstraße kartiert und die Positionen mit denen offener Sternhaufen verglichen [4] und dabei festgestellt, dass offene Sternhaufen in der galaktischen Ebene positioniert sind, während Kugelsternhaufen vor allem im Halo außerhalb der galaktischen Ebene anzutreffen sind.

Auch in anderen Galaxien sind Kugelsternhaufen bekannt und können auch von Amateurastronomen beobachtet und fotografiert werden.

Bekannte Kugelsternhaufen in M33 – Markierung bei Mouseover. Foto Olaf Homeier

Das Alter von Kugelsternhaufen

Kugelsternhaufen sind sehr alte Strukturen, die ein Alter zwischen 10 und 13 Mrd. Jahren aufweisen. Sie sind somit neben Galaxien die ältesten sichtbaren Strukturen des Universums. Das Alter der Haufen lässt sich u.a. durch den sog. Abknickpunkt im Hertzsprung-Russel Diagramm ableiten. Das Hertzsprung-Russel Diagramm [5] zeigt die übliche Verteilung aller sichtbaren Sterne nach Spektralklasse und Helligkeit aufgetragen.

Dabei liegen ca. 90% der Sterne in der sog. Hauptreihe, die sich von oben links (sehr heiße und sehr helle Sterne d. Spektralklasse O) nach unten rechts (kühlere und weniger helle Sterne d. Spektralklasse M) zieht. Diese Hauptreihe repräsentiert die Sterne, die ihre Energie aus der Fusion von Wasserstoff zu Helium beziehen. Die sehr großen, heißen Sterne verbrauchen ihren Vorrat an Wasserstoff jedoch extrem viel schneller als die kühleren Vertreter der Hauptreihe, und so lässt sich die Position eines Sterns auf der Hauptreihe auch mit einem max. „Lebensalter“ des Sterns korrelieren – helle und heiße Sterne existieren nur wenige Millionen Jahre, während kühle M-Sterne theoretisch über 100 Milliarden Jahre von ihrem Wasserstoffvorrat zehren können.

Trägt man die Sterne eines Kugelsternhaufens in ein solches (Farben-Helligkeits-) Diagramm ein, so fällt 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 lässt sich nun das Alter der abgewanderten Sterne berechnen. Die Spektren dieser Sterne zeigen auch eine sehr geringe Metallizität, was auf Population II Sterne schließen lässt, eine Generation von Sternen, die aus der sehr frühen Phase des Universums stammt, als noch kaum größere Elemente als Wasserstoff und Helium existierten.

Die Entfernung von Kugelsternhaufen

Entfernungsmessungen an astronomischen Objekten sind immer recht aufwändig, weil ja nur das Licht des Objekts für eine Analyse zur Verfügung steht. Die Parallaxen-Methode [6], die Entfernungen bis zu 1 kPc oder im Extrem auch 5 kPc (etwa 16.000 Lichtjahre) ermöglicht, reicht für die Bestimmung der Entfernungen von Kugelsternhaufen nicht aus. Doch kann man, ähnlich wie bei den von Henrietta Swan Leavitt [7] charakterisierten Cepheiden [8], auch bei Kugelsternhaufen periodisch veränderliche Sterne (siehe auch hier) finden – die RR Lyrae Sterne [9]. Auch diese veränderlichen Sterne lassen über die Perioden-Leuchtkraft-Beziehung [10] eine Bestimmung der absoluten Leuchtkraft und damit eine Entfernungsmessung zu. Darüber hinaus charakterisieren die Periodendauern der RR-Lyrae Sterne den betreffenden KSH noch näher.

Die Oosterhoff Typisierung

Der niederländische Astronom Pieter Theodorus Oosterhoff [11] entdeckte, dass sich die Kugelsternhaufen in zwei Gruppen aufteilen lassen, nämlich in solche, die RR-Lyrae-Sterne mit einer kürzeren Periode von 0,56 Tagen (Oosterhoff Typ I) enthalten, und solche, die RR-Lyrae-Sterne mit einer längeren Periode von 0,66 Tagen (Oosterhoff Typ II) enthalten – die Oosterhoff Dichotomie [12]. Die KSH des Typ I werden als „metallreich“ beschrieben und befinden sich eher im Bulge (rund um das Zentrum) der Milchstraße, während Typ II KSH als „metallarm“ bezeichnet werden und sich im Halo der Milchstraße befinden. Offenbar lagen die Entstehungsorte der KSH unterschiedlicher Oosterhoff-Typen ursprünglich an verschiedenen Orten, denn sie haben unterschiedliche chemische Zusammensetzungen. Die Oosterhoff Typisierung wird jedoch nach jüngsten 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].

Die Shapley-Sawyer Einteilung

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 für Amateurastronomen interessant, weil sie den optischen Eindruck widerspiegelt, den ein KSH im Teleskop erwarten lässt. Interessanterweise gibt auch die von vielen genutzte Software Stellarium die Shapley-Sawyer-Konzentrationsklasse [16] von KSH in der Detailbeschreibung mit an.

Unterschiedliche Herkunft von Kugelsternhaufen?

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 könnten. Es wird daher diskutiert, ob Kugelsternhaufen Reste von Zwerg-Galaxien sein könnten, 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. – noch nicht abgeschlossen)), und die aus diesen Kollisionen stammenden Sternströme werden aktuell untersucht und mit Simulationen (E-MOSAICS simulations) an Großrechnern nachgestellt [17]. Zumindest für M54 wurde nachgewiesen, dass dieser KSH den Rest aus dem Merger zwischen der Milchstraße und der Sagittarius Zwerggalaxie darstellt [18]. Der KSH M56 [19] z.B. läuft retrograd zur Rotationsrichtung der Milchstraße und lässt daher kaum einen anderen Schluss zu, als dass dieser KSH (in Form einer Zwerggalaxie?) von außen in die Galaxis eingedrungen ist. Auch die gut nachweisbaren Sternströme im Halo der Galaxis legen dieses Mergerszenario nahe [20].

Im Innern eines Kugelsternhaufens

Aufgrund des hohen Alters von KSH kann man davon ausgehen, dass ein großer 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 könnten. Nichts desto trotz finden sich auch blaue, junge Sterne des Spektraltyps A in KSH. Diese als Blaue Nachzügler (Blue Stragglers) [21] bezeichneten Sterne sind jedoch nicht aus Molekülwolken entstanden, sondern sind aus Sternkollisionen von mind. zwei annähernd 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 Nachzügler beschrieben, die je nach Masseverteilung der beteiligten Sterne aus dem Transfer von Materie von einem zum anderen Stern entstehen.

Interessanterweise liegt die höchste Dichte von Blauen Nachzüglern zwar im Zentrum des KSH, es gibt aber eine weitere Konzentration der Nachzügler 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 Löcher an dieser Bewegung nicht unbeteiligt.

Schwarze Löcher in Kugelsternhaufen

Bereits in den 1990er Jahren wurde intensiv darüber diskutiert, ob Schwarze Löcher in Kugelsternhaufen entstehen und sich dort auch über lange Zeit halten können [22]. 2007 wurde dann das erste Schwarze Loch in einem Kugelsternhaufen außerhalb unserer Milchstraße in der Galaxie NGC 4472 (M49, 4952 Mio. Lichtjahre entfernt) [23] durch Messung von Röntgenstrahlung entdeckt, deren Charakteristika auf ein akkretierendes Schwarzes Lochs hinwiesen [24]. In den folgenden Jahren wurden weitere Schwarze Löcher identifiziert und schließlich in 2019 auch mehrere im Kugelsternhaufen NGC 3201 [25].

Mittlerweile wird allgemein angenommen, dass grob geschätzt die Entstehung von 100 bis 1000 Schwarzen Löchern in Kugelsternhaufen sehr häufig der Fall war und dass sie im langen Leben der Kugelsternhaufen eine besondere Rolle spielen. Die Schwarzen Löcher entstehen aus den massereichsten Sternen, die innerhalb weniger 10 Millionen Jahren ihr „Lebensende“ erreichen und zu Schwarzen Löchern werden können. Durch ihre im Vergleich zu anderen Sternen enorme Masse bedingt, wandern sie ins Zentrum des Kugelsternhaufens und bilden dort eine Art Subsystem.

Später entstehen dann aus den etwas weniger massereichen Sternen Neutronensterne und sehr viel später werden auch die sonnenähnlichen Sterne zu Weißen Zwergen. Diese Entwicklung hat Dr. Kyle Kremer 2023 in einem Vortrag sehr anschaulich dargestellt [26]:

Alle Abbildungen mit freundlicher Genehmigung von Dr. Kyle Kremer, UC San Diego

Sterne, die in die Nähe eines dieser Schwarzen Löcher im Zentrum kommen, erhalten von diesem sehr viel schwereren Körper durch den sog. Swing-By-Effekt zusätzlich Energie. Als Resultat „heizt“ das Subsystem der Schwarzen Löcher den zentrumnahen Bereich des Kugelsternhaufens auf, so dass sich dort viele Sterne aufhalten. Man beobachtet bei diesen Kugelsternhaufen, dass die Flächenhelligkeit von außen 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 Flächenhelligkeit bis zum Zentrum stetig zu – es gibt also keinen definierten Kern. Sie werden deswegen als kernkollabierte (Core-collapsed) Kugelsternhaufen bezeichnet.

Man versucht, dies damit zu erklären, dass in solchen Kugelsternhaufen keine oder kaum noch Schwarze Löcher im Kern vorhanden sind, die ihn „aufheizen“ können. Warum hier die Schwarzen Löcher verloren gegangen sind, ist Gegenstand der aktuellen Diskussion. Vermutet werden auch hier Swing-By-Ereignisse, bei denen sich die Schwarzen Löcher gegenseitig aus dem KSH herauskatapultieren [27] [28].

Fazit

Mit all diesen Informationen zu Kugelsternhaufen im Hinterkopf erscheinen diese so weit entfernten Giganten noch rätselhafter und faszinierender als ohnehin schon durch den grandiosen Anblick durch ein Teleskop. Hier einige wunderschöne Exemplare:

M13 Foto: Olaf Homeier

M2 Foto: Olaf Homeier

M92 Foto: Olaf Homeier

Allen, die das Thema Kugelsternhaufen lieber audiovisuell betrachten wollen, empfehlen wir diese Beiträge in Youtube:

In englischer Sprache:

The Dynamic Lives of Stars and Black Holes in Globular Clusters

2023-04-10 Dr. Kyle Kremer

Glorious Globulars

2024-10-06 Dr. Rod Pommier

In deutscher Sprache:

Kugelsternhaufen: Vielfältiger als gedacht!

2022-02-17 Dr. Andreas Koch-Hansen, Haus der Astronomie

Quellen:

[1] Galaktischer Halo https://de.wikipedia.org/wiki/Halo_(Astronomie)

[2] Nicolas Lehner et al 2020 ApJ 900 9 https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/aba49c/pdf

[3] Cecilia Payne-Gaposchkin: https://de.wikipedia.org/wiki/Cecilia_Payne-Gaposchkin

[4] Cecilia Payne-Gaposchkin „Stars and clusters“ in: The Harvard Book of Astronomy, Cecilia Helena Payne-Gaposchkin 1979 Ch.12, S. 159

[5] Hertzsprung-Russel Diagramm https://de.wikipedia.org/wiki/Hertzsprung-Russell-Diagramm

[6] Parallaxe https://de.wikipedia.org/wiki/Parallaxe

[7] Henrietta Swan Leavitt https://de.wikipedia.org/wiki/Henrietta_Swan_Leavitt

[8] Cepheiden https://de.wikipedia.org/wiki/Cepheiden

[9] RR-Lyrae-Sterne https://de.wikipedia.org/wiki/RR-Lyrae-Stern

[10] Perioden-Leuchtkraft-Beziehung https://de.wikipedia.org/wiki/Perioden-Leuchtkraft-Beziehung

[11] Pieter Oosterhoff https://nl.wikipedia.org/wiki/Pieter_Oosterhoff

[12] Oosterhoff Dichotomie; Oosterhoff, P. T. 1939, The Observatory, 62, 104

[13] Prudil et al. (2024), MNRAS 534, 3654–3664 (2024)

[14] Mauricio Cruz et al. (2024, A&A, 684, A173 (2024)

[15] Shapley, Harlow; Sawyer, Helen B. A Classification of Globular Clusters, Harvard College Observatory Bulletin, August 1927

[16] Shapley-Sawyer-Konzentrationsklasse https://de.wikipedia.org/wiki/Shapley-Sawyer-Konzentrationsklasse

[17] Kruissen et al. 2020, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 498, Issue 2, October 2020, Pages 2472–2491

[18] Dissertation Mayte Alfaro Cuello, 2019; The Nucleus of the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy: M54

[19] Messier 56 https://en.wikipedia.org/wiki/Messier_56

[20] Rod Pommier, 08.2024 Survivors from the Milky Way’s birth

[21] Blaue Nachzügler https://de.wikipedia.org/wiki/Blauer_Nachz%C3%BCgler

[22] R Kulkarni et al. 1993; Stellar black holes in globular clusters, Nature volume 364, pages 421–423 (1993), https://www.nature.com/articles/364421a0 )

[23] Messier 49 https://de.wikipedia.org/wiki/Messier_49

[24] Thomas J. Maccarone et al. 2007; A black hole in a globular cluster, Nature volume 445, pages 183–185 (2007), https://www.nature.com/articles/nature05434 )

[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

[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

[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

[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