Das Weltall

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Offene Sternhaufen

Die Plejaden - ein offener Sternhaufen im Sternbild Stier - sind ca. 400 Lichtjahre entfernt und enthalten in einem Raumgebiet von 30 Lichtjahren etwa 300 bis 500 Sterne. Mit einem Alter von 50 Millionen Jahren sind sie nach astronomischen Masstäben noch recht jung.

Wer sich ein wenig mit dem gestirnten Himmel beschäftigt, wird bald erkennen, dass es sternreichere und sternärmere Gebiete gibt. Davon gibt es zwei Arten, die sich nach Größe und Aufbau grundlegend unterscheiden: einmal die offenen Sternhaufen, dann die Kugelsternhaufen. Offene Haufen sind in der Milchstrassenebene konzentriert und werden deshalb auch als galaktische Haufen bezeichnet.

Im Feldstecher oder im Fernrohr erscheinen offene Sternhaufen als lockere Ansammlung von Sternen. Die Tendenz der Sterne in Gruppen aufzutreten, setzt sich von den Doppel- und Mehrfachsystemen über die Assoziationen zu den Sternhaufen fort. Alle offenen Sternhaufen sind Mitglieder unseres Milchstrassensystems, dabei treten sie in der galaktischen Ebene häufiger auf. In unseren Milchstrassensystem schätzt man die Zahl der offenen Sternhaufen auf über 10000. Davon sind aber wegen der vielen Dunkelwolken in der galaktischen Scheibe nur etwa 1000 zu sehen. Ihre Ausdehnung im Weltraum liegt bei einigen parsec bis etwa 50 parsec. Entfernt sind die offenen Sternaufen zwischen 100 und 10000 parsec. Zu den bekanntesten gehören die Plejaden, die Hyaden, die Praesepe und der Doppelsternhaufen h und Chi Persei. Eine Trennung der Mitgliedsterne eines Haufens von Vordergrund- oder Hintergrundsternen ist nicht immer ohne weiteres möglich. Gemeinsame Eigenbewegungen oder Radialgeschwindigekeiten können den Aufschluss geben. Je näher ein offener Sternhaufen ist, um so mehr sind seine Sterne verteilt. Die Zuordnung zur gleichen Familie lässt sich dann nur noch auf Grund der Geschwindigkeiten und Bewegungsrichtung bestimmen. Bei den entfernten sternreichen Haufen kann man auch statistische Mittel anwenden.

Offene Sternhaufen werden nach ihren Erscheinungsbild oder nach dem Aussehen ihres Hertzsprung-Russell-Diagramms klassifiziert. Hierfür gibt es drei Kriterien:

1. Konzentration der Sterne gegen das Haufenzentrum und Kontrast des Haufens gegen den Hintergrund: I (stark)...IV (zufällige Anhäufung);
2. Helligkeitsbereich: (1) alle Sterne sind ungefähr gleich hell, (2) relativ gleichmäßige Streuung über einen großen Bereich, (3) neben einigen hellen eine größere Anzahl schwächerer Sterne;
3. Sternreichtum: p (poor = arm) weniger als 50 Sterne, m (moderate = mäßig) zwischen 50 und 100 Sternen, r (rich = reich) mehr als 100 Sterne.

Hiernach würden z.B. die Plejaden als II 3r, die Hyaden als II 3m und die Praesepe als I 2r klassifiziert. Dabei ist zu beachten, dass diese Kriterien zum Teil von der Entfernung abhängen.

Die zweite Möglichkeit der Klassifikation geht vom Aussehen des Hertzsprung- Russell-Diagramms (HDR) des Sternhaufens aus:

(1) alle Sterne liegen auf der Hauptreihe;

(2) wenige Riesen, meistens Hauptreihensterne;

(3) die meisten hellen Sterne sind Gelbe und Rote Riesen. Ergänzt wird die entsprechende Ziffer durch die Bezeichnung des frühsten vorkommenden Spektraltyps: O, B, A, F,...

Farben-Helligkeits-Diagramm für einige offene Sternhaufen. Man beachte, daß der Riesenast bei verschiedenen Haufen an verschiedenen Stellen von der Hauptreihe abzweigt. Farben- Helligkeits- Diagramm für einige offene Sternhaufen. Man beachte, daß der Riesenast bei verschiedenen Haufen an verschiedenen Stellen von der Hauptreihe abzweigt.

Darüber ist das HRD oder - da die Mitglieder eines Haufens meistens zu schwach für eine Spektralklassifikation sind - das äquivalente Farben-Helligkeits-Diagramm (FDH) eines Haufens ein überaus wichtiges Hilfsmittel zur Bestimmung wesentlicher Eigenschaften. Da alle Mitglieder eines Haufens etwa gleich weit von und entfernt und damit keine entfernungsbedingten Helligkeitsunterschiede vorhanden sind, genügen bereits die scheinbaren Helligkeiten (m), um ein FHD zu erstellen. Die Ordinate unterscheiden sich dann von einem "echten" FDH nur um eine Konstante, den Entfernungsmodul m-M (M=absolute Helligkeit). Diese Tatsache kann man sich bei der Bestimmung der Entfernung zunutze machen. Vergleicht man die FDHs zweier offener Haufen, so sind aufgrund der unterschiedlichen Entfernungen die beiden Hauptreihen in der Ordinate verschoben. Bringt man sie zur Deckung, gibt der Betrag der Verschiebung die relative Entfernung beider Haufen an. Ist die absolute Entfernung des einen Haufens aufgrund anderer Messungen (z.B. durch die Sternstrom- Parallaxe) bekannt, kann die Entfernung des anderen über den Entfernungsmodul bestimmt werden. Einen solchen Standart-Haufen zur Entfernungsbestimmung stellen die Hyaden dar.

Die Hauptreihen von offenen Haufen sind gewöhnlich sehr genau definiert. Dies ist auch zu erwarten, da man davon ausgehen kann, dass sich alle Sterne eines Haufens zur gleichen Zeit aus der gleichen Materie gebildet haben. Aus diesen Grunde bietet auch das FHD auch die Möglichkeit, das Alter eines Sternhaufens zu bestimmen. Um das Alter eines Sternhaufens zu bestimmen, benötigt man die Lage des Abknickpunktes, auch "Knie" genannt, danach kann man im Vergleich mit theoretischen Rechnungen zur Sternentwicklung das Alter des Haufens berechnen - je älter ein Sternhaufen ist, desto mehr Sterne sind bereits von der Hauptreihe in Richtung Rote Riesen "abgebogen". Dabei weiß man, dass die massenreichsten Sterne die Hauptreihe als erstes verlassen und sich zu Roten Riesen entwickeln. Es zeigt sich, dass die bei den meisten offenen Haufen die Mehrzahl der Mitglieder noch die Hauptreihe bevölkern. Einige Riesensterne sind durch die Hertzsprung-Lücke von ihnen getrennt. Je älter ein Haufen, desto kleiner wird diese Lücke. Die Doppelsternhaufen h und Chi Persei haben ein Alter von nur einigen 10⁶, die Plejaden von einigen 10⁷, die Hyaden von einigen 10⁸ Jahren. Die ältesten offenen Haufen wie NGC 188 oder M 67 sind mit einem Alter von einigen 10⁹ Jahren als Übergangsformen zu den deutlich älteren Kugelsternhaufen anzusehen. Ihre FHDs zeigen bereits ausgedehnte, an die stark verkürtzen Hauptreihen direkt anschließende Riesenäste.

Offene Sternhaufen sind meistens jüngere Objekte, was ja auch mit ihrer Lage in der Milchstrassenebene übereinstimmt. Je jünger ein Haufen, desto stärker ist ihre Konzentration zur galaktischen Ebene. Einige Haufen, wie z.B. die Plejaden oder Praesepe, haben zwar hohe galaktische Breiten, doch da sie uns sehr nahe sind, ist ihr Abstand von der galaktischen Ebene trotzdem sehr gering. Aufgrund ihrer Lage ist die Wahrscheinlichkeit, mit interstellarer Materie zusammenzustoßen, für offene Haufen recht groß. Dies führt dazu, dass immer einige Sterne eine größere Geschwindigkeit als die Entweichgeschwindigkeit erreichen und den Haufen verlassen. Die Auflösungszeit eines Haufens, d.h. sein maximales Alter, hängt von seiner Sterndichte ab. Die liniaren Durchmesser offener Sternhaufen liegen zwischen etwa 1 und 20 pc. Daraus ergeben sich mittlere Sterndichten, die etwa zwei- bis fünfzigmal höher sind als in der Sonnenumgebung, wo sie etwa 0,1 Sterne/pc pro Kubikmeter beträgt. Für die meisten offenen Haufen dürfte das maximale Alter zwischen 10⁸ und 10⁹ liegen. Nur sehr dichte Haufen wie M 67 leben länger.

Das systematische Erforschen offener Sternhaufen hat zu manchen neuen Kenntnissen über den Aufbau unserer Milchstrasse und das Vorhandensein der interstellaren Materie beigetragen.

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