Einfžhrung i n die Astrophysik Teil 1

38 KAPITEL 1. GEOMETRIE
Neben den offenen Sternhaufen (mittelalt) gibt es noch die Kugelsternhaufen (sehr alt). Sie unterscheiden
sich durch die in den Tabellen (1.11) und (1.9) gegebenen physikalischen Parameter. Abgesehen
von der Möglichkeit lokale Eichkerzen zu vermessen, sind sie wichtig zur Altersbestimmung.
Die Kugelsternhaufen enthalten die für die Galaxis wichtigsten lokalen Eichkerzen: RR Lyrae Sterne
(alt) und Cepheiden (vom Typ II). Sie haben zwar den Vorteil, daß alle Mitglieder praktisch bei
gleicher Entfernung gesehen werden, daß man also die
Entfernung nur im Mittel bestimmen muß, aber die
Sterne sind nicht alle chemisch gleich, obwohl die Kugelsternhaufen
vermutlich aus dem gleichen Urmaterial
entstanden sind.
Die Kugelsternhaufen stammen aus der Frühzeit der
Galaxis, denn 10 5 bis 10 6 Sterne werden heute in unserer
Galaxis selbst in den massivsten Wolken nicht mehr
geboren. Einige vermuten, daß die Kugelsternhaufen
sogar vor den Galaxien gebildet wurden. Die einfachste
Erklärung für die beobachtete chemische Inhomo-
genität der Haufen ist die, daß die Sterne in ihnen in
NGC Name Entfernung log(L/ Anzahl
Nr kpc L⊙) Veränderl.
6121 M4 2.2 5 43
6656 M22 3.2 6.8 24
6752 4.1 1
104 47 Tuc 4.5 11
5139 ω Cen 4.8 164
5904 M5 7.0 5 97
5272 M3 9.2 6.3 187
7006 48.0 40
2419 58.0 36
Tab. 1.13: Eichhaufen
mehreren Perioden (und damit aus unterschiedlich stark angereichertem Urmaterial) entstanden sind.
Heute enthalten sie allerdings kein Gas mehr, obwohl noch Sternentwicklung stattfindet.
Ihre Durchmesser betragen zwischen 15 und 150 pc. Ihre Gesamtmasse in Scheibe und Halo wird auf
nur M = 5 · 10 7 M⊙ geschätzt. In der Tabelle sind einige ausgewählte Eich - Exemplare aufgeführt,
mit Leuchtkräften L (in Einheiten der Sonnenleuchtkraft, L⊙ = 3.9 · 10 33 erg s −1 ) und der Anzahl
gefundener Veränderlicher.
Nach heutiger Vorstellung nehmen Kugelsternhaufen nicht an der galaktischen Rotation teil, gemessen
ist das aber noch nicht (Dopplereffekt). Sie bewegen sich auf langgestreckten Tauchbahnen (Ellipsen)
und gehören damit zur Halo Population. Einige (z. B. ω Cen, NGC 6522 und NGC 6528) durchqueren
gerade die galaktische Ebene. Etwa hundert Kugelsternhaufen befinden sich im Halo (zwischen 20 und
220 kpc vom Zentrum der Galaxis entfernt) und ebenso viele liegen in oder in der Nähe der Scheibe.
Die Verteilung der Kugelsternhaufen bestimmt somit das Zentrum der Galaxis (falls wir nämlich nicht
uns selbst zum Zentrum machen).
Der hellste Kugelsternhaufen in der Nähe der Sonne ist Omega Centauri (ω Cen) in einer Entfernung
von 4.8 kpc. Er enthält einige Hunderttausend Sterne innerhalb von einem Radius von nur 15 Parsec.
Zum Vergleich (s. u.): Der Schwarz-Loch-Kandidat im Zentrum der Galaxis hat einen Radius von RZ
von 0.005 pc bei einer Masse von M = 2.6 · 10 6 M⊙.
Die der Sonne am nächsten gelegenen Kugelsternhaufen sind etwa 2 bis 3 kpc entfernt (NGC 6397 mit
2.2 kpc ist der nächste).
Man erhält mithilfe der Kugelsternhaufen als
Entfernung zum Zentrum D = 8.5 ± 1.5 kpc
(früher D = 10 kpc, Tendenz fallend).
• ANMERKUNG (ENTFERNUNGSBESTIMMUNG DER KUGELSTERNHAUFEN)
Die Bestimmung der Entfernungen der Kugelsternhaufen (und ihrer Bewegung um das Zentrum) ist von zentraler astrophysikalischer
Bedeutung, da die Ausdehnung (die linearen Abmessungen) Rückschlüße auf die zeitliche Entwicklung
derselben erlauben. In insegesamt 46 Kugelsternhaufen sind etwa 1200 RR Lyrae Sterne nachgewiesen, das sind ein Drittel
aller bekannten.
Kennt man die Entfernungen der Kugelsternhaufen, dann ist es möglich, ihre (Anzahl und Massen) Dichte zu bestimmen.
Für die Milchstraße hat man eine Verteilung n(r) der Form
n(r) = no (Ro/r) 3