Ein Beitrag von Ralph-Mirko Richter. Quelle: ESO, Wikipedia.

Bei einem Kugelsternhaufen handelt es sich um eine Ansammlung von Sternen, welche durch Gravitationskräfte auf engstem Raum aneinander gebunden sind. Diese kugelförmigen Sternansammlungen verfügen über Durchmesser von mehreren Dutzend Lichtjahren und beherbergen teilweise deutlich mehr als 100.000 Sterne. Diese Sternhaufen sind dabei wiederum gravitativ an Galaxien gebunden, in deren Halo sie sich bewegen.

Bisher konnten Astronomen in der Umgebung unserer Heimatgalaxie mehr als 150 solcher Kugelsternhaufen entdecken. Die meisten dieser die Milchstraße umkreisenden Kugelsternhaufen befinden sich von unserem Sonnensystem aus gesehen in Richtung der zentralen Verdickung der Milchstraßenscheibe. Größere und entsprechend massereichere Galaxien können allerdings von noch deutlich mehr Kugelsternhaufen umkreist werden. Aus der Umgebung der Andromedagalaxie – auch bekannt unter der Bezeichnung Messier 31 – sind so zum Beispiel mehr als 500 dieser Sternhaufen bekannt. Die im Sternbild Jungfrau gelegenen Galaxie Messier 87 wird anscheinend sogar von bis zu 12.000 solcher Kugelsternhaufen umkreist.

Die Beobachtungen der Astronomen zeigen, dass sich die in einem Kugelsternhaufen konzentrierten Sterne alle zur gleichen Zeit und aus der gleichen Ansammlung von interstellaren Gaswolken gebildet haben. Allgemein geschah dies bereits vor mehr als 10 Milliarden Jahren. Dies datiert die Entstehungsphase dieser Sterne in ein kosmisches Zeitalter, in dem seit dem Urknall erst wenige Milliarden Jahre vergangen waren.

Dementsprechend setzen sich die in einem Kugelsternhaufen angesammelten Sterne hauptsächlich aus den beiden leichtesten im Universum enthaltenen Elementen – Wasserstoff und Helium – zusammen. Diese geringe Häufigkeit von schweren Elementen ist einer der Hauptunterschiede zwischen den in Kugelsternhaufen enthaltenen Sternen und den Sternen, welche erst zu einem späteren Zeitpunkt entstanden sind, wie zum Beispiel den in offenen Sternhaufen konzentrierten Sternen oder Einzelsternen wie unserer Sonne.

Die Sterne dieser jüngeren Sterngenerationen – die Sonne wurde zum Beispiel erst vor rund 4,6 Milliarden Jahren „geboren“ – entstanden aus interstellaren Materiekonzentrationen, welche bereits mit schwereren Elementen angereichert waren, so dass diese eine höhere Metallizität aufweisen. Durch die Analyse der unterschiedlich alten Sterne können die Astrophysiker viele neue Erkenntnisse über die Entwicklungsgeschichte des Universums, der Entstehung und Evolution der Sterne sowie der dabei ablaufenden Prozesse gewinnen.

Bei einem der erdnächsten Kugelsternhaufen handelt es sich um den im Sternbild Skorpion (lat. Scorpius) gelegenen Sternhaufen Messier 4, welcher alternativ auch als M 4 beziehungsweise NGC 6121 bezeichnet wird. Er befindet sich in einer Entfernung von etwa 7.000 Lichtjahren zur Erde und verfügt bei einer Winkelausdehnung von etwa 36 Bogenminuten über einen Durchmesser von rund 75 Lichtjahren. Dem irdischen Betrachter erscheint er mit einer scheinbaren Helligkeit von 7,12 mag. Interessierte Amateurastronomen können dieses vergleichsweise helle Objekt bereits mit einem Fernglas in der Nähe des hellen, rötlich leuchtenden Sterns Antares betrachten. Einzelne Sterne des Kugelsternhaufens können bereits bei der Verwendung kleinerer Teleskope aufgelöst werden.

Aufgrund der relativ geringen Entfernung zur Erde erregt Messier 4 aber auch immer wieder das Interesse der Berufsastronomen. So richtete ein internationales Astronomenteam im Jahr 2010 den Wide Field Imager (WFI) am MPG-ESO-2,2-Meter-Teleskop am La-Silla-Observatorium der Europäischen Südsternwarte ESO auf M 4 aus, um die Farbspektren der Einzelsterne des Kugelsternhaufens im Rahmen einer Himmelsdurchmusterung zu untersuchen. Durch solche Untersuchungen können die chemische Zusammensetzung und das Alter der Sterne bestimmt werden. Entsprechend der bestehenden Entstehungsmodelle für Kugelsternhaufen zeigte sich dabei, dass die Sterne von M 4 über ein sehr hohes Alter und entsprechend nur über minimale Mengen an schwereren Elementen verfügen.

Einer der Sterne von M 4 fiel trotzdem aus der Reihe. Der betreffende Stern enthält deutlich größere Mengen des Elements Lithium als eigentlich zu erwarten ist. Die Herkunft des Lithiums ist den an der Untersuchung beteiligten Astronomen bisher allerdings noch ein Rätsel. Üblicherweise wird Lithium im Laufe der Milliarden von Jahren eines Sternenlebens nach und nach abgebaut. Dieser Stern scheint dagegen das Geheimnis der „ewigen Jugend“ entdeckt zu haben. Entweder hat er es auf irgendeine bisher nicht bekannte Art und Weise bewerkstelligt, seinen ursprünglichen Vorrat an Lithium zu behalten, oder aber er hat einen effizienten Weg gefunden, sich mit Lithium-Nachschub aus der näheren Umgebung seiner kosmischen Heimat zu versorgen.

Die Forschungsergebnisse der Untersuchung werden demnächst in der Fachzeitschrift „Astronomy & Astrophysics“ publiziert.

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• Kugelsternhaufen
• Sternhaufen

Fachartikel von Monaco et al.:

• Lithium and sodium in the globular cluster M 4 (engl.)

Der Beitrag Der Kugelsternhaufen Messier 4 erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Günther Glatzel. Quelle: ESA.

Dazu wurden mehrere Filter für die Advanced Camera for Surveys verwendet und die Einzelaufnahmen zu einem brillanten Farbbild kombiniert. Verwendet wurden Filter im sichtbaren Bereich um 435 bzw. 625 nm sowie infrarot bei 814 nm. Diese Daten wurden in blau, grün und rot umgerechnet und zusammengesetzt. Die Gesamtbelichtungszeit beträgt 1.717 Sekunden.

Kugelsternhaufen sind kompakte Sternansammlungen, deren Mitglieder gewöhnlich zur selben Zeit entstanden sind. Als Ursache für die astronomisch gesehen gleichzeitige Entstehung vieler Sterne in einer kugelförmigen Region werden gewaltige Ereignisse wie Supernovae vermutet. Während die massereichsten Sterne ihren Wasserstoffvorrat schnell „verbrauchen“ und danach selbst zu Novae werden, leuchten andere Sterne gleichmäßig und extrem lange. In Kugelsternhaufen findet man daher auch Sterne, deren Alter 10 Milliarden Jahre überschreitet.

Messier 5 ist ein von Charles Messier 1764 katalogisiertes Objekt in etwa 24.500 Lichtjahren mittlerer Entfernung im Sternbild Schlange. Die mehr als 100.000 Sterne liegen in einem Gebiet von nur 160 Lichtjahren. Aufgrund dieser ungeheuren Kompaktheit sind die gravitativen Einflüsse der Sterne untereinander sehr stark, Bahnen oft instabil.

Für Amateurastronomen sind Kugelsternhaufen beliebte Beobachtungsobjekte. Bereits mit Teleskopen mittlerer Größe kann man unter guten Beobachtungsbedingungen eine Vielzahl einzelner Sterne erkennen.

Mit dem Hubble Space Telescope wurde anhand der neuesten Aufnahme auch eine Vielzahl neu gebildeter, heißer Sterne nachgewiesen. Diese entstehen aus den Überresten von Supernovae, bei denen große Mengen Gas in die Umgebung ausgestoßen werden.

Der Beitrag Neue Aufnahme von Messier 5 erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Timo Lange und Günther Glatzel. Quelle: NRAO. Vertont von Peter Rittinger.

Das besondere daran: Bisher hat man eine recht gute Proportionalität zwischen den Ausmaßen der Bulge von Galaxien und der Masse ihres zentralen Schwarzen Loches vorgefunden. Dass nun eine so kleine Galaxie ohne Bulge ein solches Schwarzez Loch beherbergt, scheint die Frage in welchem Kausalzusammenhang Bulge und Schwarzes Loch stehen, recht eindeutig zu klären. Offenbar bilden sich die Schwarzen Löcher sehr früh in der Galaxienentwicklung und tragen wesentlich dazu bei, die wachsende Galaxie zu strukturieren.

Zwar wurden auch schon in anderen Zwerggalaxien supermassive Schwarze Löcher gefunden, aber keine davon war so unregelmäßig und aktiv wie die kleine Henize 2-10 mit gerade 3.000 Lichtjahren Durchmesser. In extrem dichten Regionen werden dort intensiv neue Sterne gebildet. So ähnlich stellt man sich Galaxien im ganz jungen Universum vor. Daher ist die Entdeckung so außergewöhnlich.

Bereits vor 2 Jahren fand ein internationales Astronomenteam heraus, dass Schwarze Löcher in jungen Galaxien des frühen Universums massiver waren als die Wachstumsrate vermuten ließ. Dies sei ein starker Hinweis darauf, dass sich Schwarze Löcher vor den Galaxien, die sie später umgaben, bildeten.

Raumcon:

• Aktive galaktische Kerne …

Der Beitrag Supermassives Schwarzes Loch in Zwerggalaxie erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von hanskemm. Quelle: spacedaily.com.

Das Sternsystem NN Serpentis (PG 1550+131), 1.700 Lichtjahre von der Erde entfernt, besteht aus einem heißen aber kleinen Weißen Zwerg und einem größeren und kälteren Stern. Sie haben 0,1 bzw. 0,5 Sonnenmassen und bewegen sich auf einer engen Umlaufbahn.

Beide werden von 2 jupiterähnlichen Gasplaneten umkreist. Der äußere Planet mit etwa 6 Jupitermassen befindet sich in einer Entfernung von 6 AE (Astronomischen Einheiten) und umrundet das Doppelsternsystem in 15,5 Jahren. Der innere Planet besitzt nur 1,6 Jupitermassen und braucht für einen Umlauf 7,75 Jahre.

Für Wissenschaftler ist NN Serpentis interessant, weil unklar ist, wie dieses System entstanden sein kann, denn es steht nicht fest, ob die Gasplaneten die Bildung des weißen Zwerges überlebt haben oder, ob sie erst durch den Vorablauf entstanden sind. Möglich ist, dass beide Planeten erst in der Phase des Sternentods gebildet wurden, als der Rote Riese große Mengen Materie bei der Nova an die Umgebung abgegeben hat. Diese könnte dann eine protoplanetarische Scheibe gebildet haben, aus der dann die jetzt sichtbaren Exoplanten entstanden sind. 

Falls die beiden Exoplaneten jedoch schon vorher vorhanden waren, dann muss das komplette System eine gewaltige Änderung des Gravitationverhältnisses durchgemacht haben, denn eigentlich hätten beide Gasriesen aus ihren Bahnen gestoßen werden müssen und wären somit nicht mehr Teil dieses Quartetts.
Astro-Wissenschaftler nehmen an, dass die Exoplaneten durch nicht stabile Bewegungsabläufe der Stern-Duopartner aus ihren Bahnen geraten. Bleibt dann die Frage ungeklärt, wie bzw. warum konnten sie in diesem System bleiben?

Da die wenigsten der bisher aufgefundenen Exoplaneten ihre Heimat in Doppelsternsysten haben, können die Astronomen auch nicht aus einem Erfahrungsschatz schöpfen.

Raumcon:

• Exoplaneten

Der Beitrag 2 Planeten in einem Doppelsternsystem erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Hans J. Kemm. Quelle: ESO 1041.

Astronomen hatten im Jahr 2004 die Entdeckung eines Objekts mit einer Rotverschiebung von z=10 gemeldet, also in einer Entfernung von 13,23 Milliarden Lichtjahren. Folgebeobachtungen konnten diese Entdeckung jedoch bis jetzt nicht bestätigen.
Dafür ist nun ein Entfernungsrekord amtlich. Die Galaxie UDFy-38135539 ist nämlich nicht weniger als 13 Milliarden Lichtjahre, entsprechend der Rotverschiebung von z=8,6 von der Erde entfernt, wie Beobachtungen mit dem SINFONI-Spektrografen am VLT ergeben haben. Entdeckt wurde das Objekt eigentlich schon 2009 mit der neuen Wide Field Camera 3 vom Weltraumteleskop Hubble, ohne allerdings eine genaue Altersangabe machen zu können. Nach Auswertung aller vorliegenden Daten stammt UDFy-38135539 aus einer Zeit, als das Universum nur 600 Millionen Jahre alt war, das sind gerade einmal 4 % seines heutigen Alters.

Zu diesem Zeitpunkt wurde das Weltall langsam durchsichtig. Bis zu einem Alter von etwa 800 Millionen Jahren gab es einen dichten Wasserstoffnebel, der das ultraviolette Licht der jungen Galaxien und Sterne fast vollständig absorbierte. Das erschwert trotz enormem technischen Aufwand das Auffinden fernster Objekte.

Raumcon:

• Proto-Galaxien

Der Beitrag Fernste Galaxie des Universums entdeckt erschien zuerst auf Raumfahrer.net.

Ein Beitrag von Stefan Heykes. Quelle: arxiv.org.

Das MOA-Programm nutzt den Effekt der Lichtbeugung durch große Massen aus. Dies bedeutet, dass ein Stern oder Planet, der vor einer Lichtquelle im Hintergrund vorbeizieht, diese verstärkt. Mithilfe dieser Verstärkung kann man dann feststellen, was für ein Objekt das Licht verstärkt hat. Wenn man nun ein Planetensystem hat, gibt es in der aufgezeichneten Lichtkurve zwei Spitzenwerte für die Verstärkung. Einer wird vom Stern verursacht, einer von seinem Planeten. Im Blickfeld des MOA-Programms liegt insbesondere das Zentrum der Milchstraße (der sogenannte Bulge), in dem auch MOA-2009-BLG-319Lb entdeckt wurde.
In diesem Fall konnte man bereits einen Tag vor dem Maximum erkennen, dass hier ein Gravitationslinseneffekt zu beobachten ist. Dadurch gelang es, mit der Rekordanzahl von 20 Teleskopen aus aller Welt gleichzeitig das Planetensystem MOA-2009-BLG-319L zu beobachten. Nie zuvor wurde ein einzelner Exoplanet von so vielen unabhängigen Teleskopen beobachtet. Aufgezeichnet wurde dieses Ereignis am 20. Juni 2009, jetzt wurde die Analyse dazu veröffentlicht.

Aufgrund der großen Entfernung ist es bei Exoplaneten, die mit dieser Methode gefunden werden, meist nicht möglich, exakte Aussagen zu Stern und Planet zu treffen. Die einzige sichere Aussage ist das Verhältnis der Massen von Stern und Planet. Dieses kann durch die unterschiedlich große Verstärkung der Hintergrundquelle bestimmt werden. Hier ist der Stern 2.530-mal so schwer wie der Planet. In diesem Fall sind die weiteren Angaben relativ ungenau. Das Planetensystem liegt demnach in einer Entfernung von 19.900 Lichtjahren (mögliche Abweichung ca 4.000 Lichtjahre) zur Erde. Der Stern gehört entweder zur K- oder zur M-Spektralklasse, ist also kleiner als unsere Sonne. Seine Masse beträgt vermutlich 38% der Sonnenmasse, liegt aber mit Sicherheit im Bereich von 20% bis 72% der Sonnenmasse. Daraus folgt mit dem bekannten Massenverhältnis für den Planeten eine Masse von 26-94 Erdmassen, wahrscheinlich 50 Erdmassen. Damit ist MOA-2009-BLG-319Lb etwa halb so groß wie der Saturn.

Der gemessene Abstand von Stern und Planet liegt bei 2,4 Astronomischen Einheiten (Schwankungsbreite von 1,8 bis 3,6 AE). Da dieser Wert von den Massen abhängt, ist er ebenso unsicher wie die Masseangaben. Wenn man Gravitationslinsen nutzt, kann man keine weiteren Aussagen über den Orbit des Planeten machen, da man seine Bewegungsgeschwindigkeit nicht kennt und auch nur eine einzige Abstandsmessung durchführen kann. Aufgrund der großen Entfernung wird man in absehbarer Zeit keine weiteren Erkenntnisse über diesen Planeten gewinnen können, deshalb werden die vorliegenden Daten die einzigen bleiben. Offene Fragen wird man nicht klären können.

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• Exoplaneten-Thread

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Autor: Mark Weimar

Man klassifiziert Sterne auch nach ihrem Alter. Dafür nutzt man die sogenannten Sternenpopulationen. Hierbei unterteilt man in die Population I, das sind die jungen Sterne, und die Population II, das sind die alten Sterne. Sterne die gerade erst „geboren“ sind, also junge Stern, die sich in den Spiralarmen einer Galaxie befinden werden in der Extremen Population I zusammengefasst und wiederum für Sterne die am Anfang des Universums „gelebt“ hatten und heute nicht mehr existieren, diese werden in der Population III zusammengefasst. Die Einführung der Populationen um das Alter der Sterne zu charakterisieren, verdanken wir Walter Bade. Walter Bade war ein deutscher Astronom, der später in die Vereinigten Staaten auswanderte. Bei Beobachtungen von Sternen in der Andromedagalaxie stellte er fest, dass die Sterne je nach ihrer Position in der Galaxie unterschiedliche Merkmale aufweisen. Auf den äußeren Bahnen der Galaxie bewegen sich überwiegend blaue Sterne und weiter in Richtung des Zentrums sind plötzlich überwiegend rote Sterne zu sehen. Das heißt, dass sich an den äußeren Rändern einer Galaxie junge Sterne und näher am Zentrum Rote Sterne befinden.

Sterne werden aber nicht nur nach ihrem Alter klassifiziert sondern auch nach ihrer Helligkeit und wie weit sie von uns entfernt sind.
Die Einteilung der Sterne nach ihrer Helligkeit erfolgt durch Größenklassen. Es gibt sechs dieser Größenklassen, auch Magnitudo genannt. Mit der ersten Größenklasse werden jene Sterne bezeichnet, die die hellsten sind; die zweite Größenklasse sind jene nicht ganz so hellen Sterne bis hin zur sechsten Größenklasse, womit die Sterne bezeichnet werden, die kaum noch mit dem bloßem Auge zu erkennen sind.
Dieses System, das aus der Antike stammt und seit jeher genutzt wurde, um Sterne zu unterteilen, wurde Mitte des 19. Jahrhunderts von dem Englischem Astronom Norman Pogson weiterentwickelt. Er entdeckte, dass die Sterne einer bestimmten Größenklasse genau 2,5mal heller waren als die der nachfolgenden Gruppe. Daraus zog er den Schluss, dass zwischen einem Stern der 1.Größenklasse und einem der 6.Größenklasse ein Helligkeitsverhältnis von 100:1 bestehen müsse. Durch diese Verbesserung im System der Antike können wir heute die Helligkeitsangaben auf Zehntel oder sogar auf Hundertstel genauer machen als damals.
Doch wenn wir mit einem Photometer die Helligkeit eines Sterns messen, messen wir dann wirklich seine Helligkeit? Nein: Dieses Phänomen nennt man scheinbare Helligkeit. Wir unterscheiden scheinbare und absolute Helligkeit. Unter der absoluten Helligkeit verstehen wir jene Helligkeit, die ein Stern aufweisen würde, wenn er sich in einer Entfernung von 10 Parsec befinden würde (1pc = 3,26 Lichtjahre).
Messen wie weit ein Stern eigentlich entfernt ist, ist wohl das schwierigste Unterfangen in der Astronomie. Da, wie man sich auch leicht denken kann, die Maßeinheiten die wir hier auf der Erde benutzen nicht geeignet sind um sie auf das gesamte Universum zu übertragen. Stellen sie sich nur einmal vor, wenn man anstelle von Lichtjahr sagen würde, dieser Stern ist 9.460.800.000.000 km von uns entfernt. Daher hat man in der Astronomie eigene Maßeinheiten zur Entfernungsmessung. Innerhalb unseres Sonnensystems benutzen wir die Einheit Astronomische Einheit. Damit ist der mittlere Abstand zwischen der Erde und der Sonne gemeint. Das heißt eine Astronomische Einheit, auch mit AE abzukürzen, sind 149,6 Mio. km. Für die Objekte außerhalb unseres Sonnensystem gibt es wiederum ganz andere Maßeinheiten. So zum Beispiel wie oben schon genannt das Lichtjahr. Mit einem Lichtjahr ist die Entfernung gemeint die das Licht innerhalb eines Jahres zurücklegt (Licht bewegt sich mit einer Geschwindigkeit von 300000 km/sec). Ebenfalls oben schon genannt die Parsec. Ein Parsec sind 3,26 Lichtjahre, also etwa 30.000 Mrd. km. Parsec wiederum wird noch in Kiloparsec und Megaparsec. Ein Klioparsec entspricht 1000 Parsec und ein Megaparsec entspricht 1000000 Parsec.

Die grundsätzliche Methode zur Entfernungsmessung ist die der jährlichen Parallaxe. Das Prinzip ist einfach. Ein naher Stern scheint sich, wenn man ihn von verschiedenen Orten im Raum beobachtet, zu bewegen. Zur Beobachtung wählt man nun zwei Orte aus die Möglichst weit von einander entfernt sind. Dazu nutzt man die Umlaufbewegung der Erde. Es erfolgen zwei Beobachtungen, die im Abstand von sechs Monaten durchgeführt werden und daher von Orten im Raum die rund 300 Mio. km voneinander entfernt sind. Wenn man nun den beobachteten nahen Stern auf den weit entfernten Fixsternhintergrund projiziert scheint sich seine Position um einen gewissen Winkel verändert zu haben. Da wir den Radius der Erdumlaufbahn kennen können wir nun die Entfernung des Sterns ermitteln. Der Vorteil dieser Methode liegt darin, dass man keine Kenntnisse über den Stern haben muss, da diese Methode auf geometrischen Gegebenheiten beruht.

Die wohl wichtigsten Merkmale eines Sterns sind seine Temperatur und seine absolute Helligkeit. 1913 hatten zwei Astronomen, Ejnar Hertzsprung und Henry Norris Russel, unabhängig von einander die Idee, den Zusammenhang zwischen den beiden Größen grafisch darzustellen. Das Ergebnis war das Hertzsprung-Russel-Diagramm wobei auch die Bezeichnung Farben-Helligkeits-Diagramm gebräuchlich ist. Um ein solches Diagramm zu erstellen geht man von einer bestimmten Anzahl von Sternen aus von denen man die Entfernung kennt, um ihre absolute Helligkeit errechnen zu können. Als nächstes muss die Temperatur der Sterne bestimmt werden, wofür man die Spektralklassen der Sterne ermittelt. Dann werden diese beiden Größen auf zwei verschiedenen Achsen eingetragen. Auf der x-Achse wird die Temperatur angegeben und auf der y-Achse wird die absolute Helligkeit eingetragen. Wenn man das Diagramm erstellt hat erkennt man, dass sich die Sterne in ganz bestimmten Zonen des Diagramms anhäufen. Eine bestimmte Reihe an der sich die Sterne im Diagramm anhäufen ist die sogenannte Hauptreihe. Demnach werden Sterne, die sich in dieser Hauptreihe befinden Hauptreihensterne genannt. Auch unsere Sonne ist ein solcher Hauptreihenstern. Diese sind jene Sterne die sich in ihrer stabilen Phase ihres „Lebens“ befinden.

Der Beitrag Klassifizierung der Sterne erschien zuerst auf Raumfahrer.net.