Einfžhrung i n die Astrophysik Teil 1

86 KAPITEL 1. GEOMETRIE
LMC hat mindestens 8 Kugelsternhaufen als Begleiter: NGC 1466, NGC 1786, NGC 1835, NGC 1841,
NGC 2210, NGC 2257, Hodge 11 und Reticulum. Weitere Kandidaten sind NGC 1754, NGC 1898,
NGC 1916, NGC 2005 und NGC 2019. Das Alter beträgt mehr als 10 Gyr und alle haben RR Lyrae
Sterne. Die Radialgeschwindigkeiten (im LSR) dieser Kugelsternhaufen liegen zwischen 200 und 280
km s−1 .
Bezogen auf das Zentrum von LMC (lokaler Schwerpunkt) sind die Radialgeschwindigkeiten der Mitglieder
von LMC klein, v < 50 km s−1 . Mithilfe der SN1979A als Hintergrundquelle konnte z. B. die
Relativgeschwindigkeit (mit v = 220 km s−1 ) sogar an Molekülen (CH und CH + ) gemessen werden.
Eine Besonderheit der LMC, die es in dieser extremen Form nicht in unserer Milchstraße nicht gibt, ist
eine riesige HII Region: 30 Doradus (der Name kommt von dem Sternkatalog
des ersten Astronomer Royal, John Flamsteed aus dem Jahr 1712), auch
der Tarantula Nebel genannt, mit einer Gesamtmasse von Mtot = 5·106M⊙. Im Zentrum von 30 Doradus gibt es einige extrem helle Sterne, der hellste
mit der Bezeichnung HD38268 = R136. Um 1900 hielt man ihn für einen
supermassiven O Stern. Mittlerweile ist er in etwa 5 · 106 30 Doradus
Mtot 5 · 10
Sterne (Sonnen)
aufgelöst. Der Durchmesser beträgt 18 Bogenminuten, was bei einer Entfernung
von 50 kpc etwa 270 pc entspricht. Der Kern (Radius 4 pc) enthält
6M⊙ M 1.5 · 104M⊙ L 7.8 · 107L⊙ ρc 1.9 · 104M⊙ pc−3 Tab. 1.33: R136 Daten
165 Sterne, die massiver als 10 Sonnenmassen sind. Von diesen ist R136a besonders bemerkenswert.
Auch diesen hielt man lange für einen supermassiven Stern, mit einer Masse von M = 2·103M⊙. Auch
R136a ist weiter aufgelöst worden, in R136a1 und R136a2 (1984) und R136a1 . . . R136a5 (1998). Die
Masse von R136a1 ist immer noch mit M = 750M⊙ zu hoch. Es handelt sich nochmals um 8 Sterne
von jeweils M = 100M⊙.
Der Haufen muß sehr jung sein, da viele massive Sterne in ihrer Entwicklung noch nicht auf der
Hauptreihe angekommen sind. Das geschätzte Alter beträgt 3 Myr, er enthält mit R136a5 einen O3
Stern (mit einer Massenverlustrate von ˙ M = 2 · 10−5M⊙ yr−1 ). Die Supernova SN1979A ist (18’ West
und 10’ Süd) etwa 300 pc von 30 Doradus entfernt explodiert.
In LMC kennt man 32 Supernova Überreste mit Durchmessern von 2 pc bis 100 pc. Davon sind 27
im Röntgenbereich nachgewiesen, in zweien steht ein Pulsar. Einer (PSR B0540−69) ist dem Krebs
Pulsar sehr ähnlich (P = 50 ms), der andere (PSR J0537−6910) hat mit 16 ms die kürzeste Periode
eines normalen (also jungen, nicht recycled) Pulsars. Sein formales Alter beträgt allerdings 5 kyr. Der
jüngste (PSR J1846−0258, ebenfalls im Röntgenbereich erstmals nachgewiesene) Pulsar ist nur 700 yr
alt, hat aber eine Periode von 325 ms! Die Radioleuchtkräfte unterscheiden sich gewaltig, die beiden
stärksten sind die in LMC.
Die Kleine Maghellansche Wolke
Die Kleine Maghellansche Wolke (SMC) ist nur unwesentlich weiter als LMC von uns entfernt. Mit
einer Masse von 2 · 109M⊙ hat SMC sogar nur 1% der Masse der Milchstraße. Ein besonderes Kennzeichen
(abgesehen vom zerquetschten Aussehen) sind die vielen blauen Sterne.
Ein wesentlicher Unterschied zwischen LMC und SMC besteht im Gasanteil: LMC hat einen Massenanteil
von etwa 8% HI, SMC dagegen 30 %. Der molekulare Anteil (Masse von H2 über CO bestimmt)
beträgt 20 % (oder M = 1.4 · 108M⊙) für LMC, der von SMC nur 5
% (M = 3 · 107M⊙). Die Bestimmung des Massen - Anteils an Staub
(Bestimmung warm: IRAS bzw. kalt: mm) ist schwierig (ungenau)
und liegt zwischen M = 1 · 106M⊙ und M = 1 · 107 Steckbrief der SMC
α 0:51:0 l 302.8
M⊙ im Verhältnis δ −73:1 b −44.3
1:10 für warm und kalt. Dabei enthält SMC trotz der kleineren Masse Vp 148 i 90
absolut mehr warmen Staub als LMC. Im Vergleich haben beide etwa D 57 kpc M 2 · 10
dreimal so viel Gas wie Milchstraße.
Mit i ist hier wieder der Inklinationswinkel der Scheibe relativ zur
9M⊙ Tab. 1.34: SMC: Daten