gemeinsam neue Wege der Erkenntnis gehen
Eine freie Initiative von Menschen bei anthrowiki.at anthrowiki.at, anthro.world anthro.world, biodyn.wiki biodyn.wiki und steiner.wiki steiner.wiki
mit online Lesekreisen, Übungsgruppen, Vorträgen ...
Wie Sie die Entwicklung von AnthroWiki durch Ihre Spende unterstützen können, erfahren Sie hier.

Use Google Translate for a raw translation of our pages into more than 100 languages.
Please note that some mistranslations can occur due to machine translation.
Alle Banner auf einen Klick

Kosmologie/Sternhaufen: Schmuckstücke des Kosmos

Aus AnthroWiki

Sternhaufen: Schmuckstücke des Kosmos

Sternhaufen sind faszinierende, oft prächtig erscheinende kosmische Gebilde, die wertvolle Einblicke in die Entstehung, Entwicklung und das Schicksal von Sternen ermöglichen. Es gibt verschiedene Arten von Sternhaufen, von denen die bekanntesten offene Sternhaufen und Kugelsternhaufen sind. Daneben gibt es auch andere Arten von Sterngruppierungen wie Sternassoziationen, Bewegungshaufen und Sternströme.

Offene Sternhaufen - Fenster zur Sternentstehung und -entwicklung

NGC 604 im Dreiecksnebel ist ein sehr schwerer offener Sternhaufen. Er ist umgeben von einem H-II-Gebiet, in dem neue Sterne entstehen können.

Offene Sternhaufen sind Ansammlungen von Sternen, die sich in der Scheibe unserer Milchstraße sowie in anderen Galaxien befinden. Sie bestehen in der Regel aus einigen Dutzend bis einigen Tausend Mitgliedern bestehen und erstrecken sich über ein Gebiet mit einen Durchmesser von etwa 1 bis 30 Lichtjahren. Trotz ihrer vergleichsweise kurzen Lebensdauer bieten sie wichtige Einblicke in die Prozesse der Sternentstehung und -entwicklung, da ihre Mitgliedersterne aus der gleichen molekularen Gaswolke entstanden sind und ein ähnliches Alter haben.

Der Orionnebel (M 42), ist eine bekannte H-II-Region und ein offener Sternhaufen im Sternbild Orion. Er ist etwa 1.344 Lichtjahre von der Erde entfernt und enthält einige der jüngsten und massereichsten Sterne in unserer Galaxie.[1] Der Orionnebel ist ein aktives Sternentstehungsgebiet und eröffnet einen Einblick in die Prozesse der Sternbildung und -entwicklung.[2]

Die schon seit alten Zeiten bekannten Plejaden (M 45), auch die Sieben Schwestern genannt, sind ein offener Sternhaufen im Sternbild Stier. Sie sind etwa 444 Lichtjahre von der Erde entfernt und enthalten mehrere hundert Sterne, von denen die hellsten leicht mit bloßem Auge sichtbar sind.[3] Die Plejaden sind ein junger Sternhaufen mit einem geschätzten Alter von etwa 100 Millionen Jahren und bieten Astronomen wertvolle Informationen über die Dynamik und Entwicklung von offenen Sternhaufen.[4]

Die Hyaden (von griech. hyein, „regnen lassen”), auch Regengestirn, Taurus-Strom oder die Schweinchen (lat. Suculae) genannt, sind der uns am nächsten gelegene offene Sternhaufen und sind in Mitteleuropa von September bis April am nördlichen Sternhimmel sichtbar. Sie befinden sich ebenfalls im Sternbild Stier, etwa 153 Lichtjahre von der Erde entfernt.[5] Sie sind die zentrale Gruppe von Sternen, die das "V" des Stiers bilden und direkt am Hauptstern des Stiers, des roten Riesen Aldebaran, leicht zu finden. Aldebaran gehört allerdings nicht zu den Hyaden, sondern steht von uns aus gesehen weit vor diesen. Die Hyaden bestehen aus etwa 200-300 Mitgliedssternen, von denen die hellsten leicht mit bloßem Auge sichtbar sind.[6] Die Hyaden haben ein geschätztes Alter von etwa 625 Millionen Jahren und sind ein wichtiges Labor für das Studium der Dynamik und Entwicklung von offenen Sternhaufen.[7]

Offene Sternhaufen entstehen aus molekularen Gaswolken, die unter dem Einfluss der Schwerkraft kollabieren und sich in dichtere Regionen aufteilen, in denen Sterne entstehen.[8] Die Sterne in diesen Haufen sind oft in verschiedenen Entwicklungsstadien, was darauf hindeutet, dass die Sternentstehung über einen längeren Zeitraum stattfindet. Die jungen Sterne innerhalb des Sternhaufens interagieren gravitativ miteinander und können im Laufe der Zeit aufgrund interner und externer Faktoren wie Gezeitenkräften und Störungen durch benachbarte Massenansammlungen auseinandergetrieben werden. Schließlich lösen sich die meisten offenen Sternhaufen auf und ihre Mitgliedersterne verteilen sich in der Galaxie.[9]

Offene Sternhaufen haben einige bemerkenswerte Eigenschaften, die sie von anderen Sternsystemen unterscheiden. Sie sind im Allgemeinen jünger als Kugelsternhaufen, mit einem Alter von weniger als einer Milliarde Jahren[10] und haben eine höhere Metallizität als Kugelsternhaufen, was darauf hindeutet, dass sie aus interstellarem Material mit einem höheren Anteil an schweren Elementen gebildet wurden.[11] Im Gegensatz zu den kugelförmigen Kugelsternhaufen sind sie oft unregelmäßig geformt. Ihre Form kann durch Wechselwirkungen mit der interstellaren Materie und den gravitativen Einflüssen innerhalb der Galaxie beeinflusst werden.[12]

Da die Sterne in einem offenen Sternhaufen zur gleichen Zeit und aus dem gleichen Material entstanden sind, stellen sie ausgezeichnete Labore für das Studium der Sternentwicklung dar. Unterschiede in der Helligkeit und Farbe der Sterne können direkt auf Unterschiede in der Masse zurückgeführt werden, was es Astronomen ermöglicht, detaillierte Modelle der Sternentwicklung zu erstellen.[13] Die Verteilung und Bewegung von offenen Sternhaufen innerhalb einer Galaxie können dazu beitragen, die Struktur und Dynamik der Galaxie zu verstehen.[14]

Kugelsternhaufen - Geheimnisvolle Kostbarkeiten des Universums

M13 im Sternbild Herkules ist der hellste Kugelsternhaufen des Nordhimmels, leicht auffindbar und in klaren, dunklen Nächten schon mit bloßem Auge zu sehen.
Der Kugelsternhaufen M 3 im nördlichen Sternbild Jagdhunde.

Kugelsternhaufen sind dichte Ansammlungen von Sternen, die sich in einer kugelförmigen Struktur anordnen. Sie enthalten in der Regel zwischen 10.000 und mehreren Millionen Sterne und erstrecken sich über einen Durchmesser von etwa 10 bis 300 Lichtjahren.[15] Sie zählen zu den ältesten bekannten Strukturen im Universum. Schätzungen, deuten darauf hin, dass sie zwischen 10 und 13 Milliarden Jahre alt sind.[16]

Der Herkules-Kugelsternhaufen (M 13), ist einer der bekanntesten und am besten sichtbaren Kugelsternhaufen am Nachthimmel. Er befindet sich im Sternbild Herkules und enthält etwa 300.000 Sterne.[17] M13 ist etwa 25.000 Lichtjahre von der Erde entfernt und hat einen Durchmesser von etwa 145 Lichtjahren.[15] Messier 3 (M 3), ist ein Kugelsternhaufen im Sternbild Jagdhunde. Es ist einer der bekanntesten und am besten untersuchten Kugelsternhaufen, sowohl in Bezug auf seine Struktur als auch auf seine stellare Population. M3 ist etwa 34.000 Lichtjahre von der Erde entfernt und hat einen Durchmesser von etwa 180 Lichtjahren. Er enthält mehr als 500.000 Sterne, von denen viele älter als unser Sonnensystem sind.[18] M3 ist bekannt für seine große Anzahl an veränderlichen Sternen, einschließlich RR-Lyrae-Sternen und Cepheiden, die aufgrund ihrer strengen Perioden-Leuchtkraft-Beziehung als Standardkerzen verwendet werden, um Entfernungen innerhalb der Galaxie zu bestimmen.[19]

Die Entstehung von Kugelsternhaufen ist nach wie vor ein Rätsel. Eine der vorherrschenden Theorien besagt, dass sie in den frühen Phasen der Galaxienbildung entstanden sind, als das Universum nur wenige hundert Millionen Jahre alt war.[20] Sie bildeten sich aus Gaswolken, die unter dem Einfluss der Schwerkraft kollabierten und sich verdichteten, um große Ansammlungen von Sternen zu bilden.[21]

Die Sterne sind in Kugelsternhaufen extrem dicht gepackt und in ihrem Zentrum nur wenige Lichtjahre voneinander entfernt.[22] Kugelsternhaufen haben eine geringe Metallizität, was bedeutet, dass sie im Vergleich zu jüngeren Sternen einen niedrigeren Anteil an schweren Elementen wie Eisen enthalten.[23] Da sie sehr alte Sternpopulationen enthalten, können sie dazu verwendet werden, die Entwicklung von Sternen zu studieren und die Lebensdauer verschiedener Sterntypen zu bestimmen.[24]

Einige Studien legen nahe, dass Dunkle Materie eine Rolle bei der Bildung und Stabilität von Kugelsternhaufen spielen könnte.[25] Sie können daher dazu beitragen, das Rätsel der Dunklen Materie zu lösen. Als markante kosmische Leuchtbojen können sie auch helfen, die die Dynamik von Galaxien und die Wechselwirkungen zwischen ihnen aufzeigen.[26]

Sternassoziationen

Sternassoziationen sind lockere Gruppen von Sternen, die gemeinsam entstanden sind und sich mit ähnlichen Geschwindigkeiten durch den Raum bewegen. Sie sind weniger dicht als offene Sternhaufen und bestehen meist aus jungen, massereichen Sternen. Sie enthalten oft heiße, leuchtkräftige Sterne, die das umgebende Gas ionisieren und damit H-II-Regionen erzeugen. Diese Regionen sind leuchtende Wolken, die durch die Anregung von Wasserstoffatomen entstehen. Sternassoziationen bilden sich in großen molekularen Wolken und lösen sich im Laufe der Zeit aufgrund der dynamischen Wechselwirkungen der Sterne und externer Störungen auf.[27] Sie sind wichtig für das Studium der Sternentstehung und -entwicklung, insbesondere massereicher Sterne, die das umgebende interstellare Medium stark beeinflussen.

Bewegungshaufen

Sternströme im Milchstraßensystem, entdeckt im Jahr 2007

Bewegungshaufen entstehen durch die Auflösung von offenen Sternhaufen oder Sternassoziationen. Sie bilden Gruppen von Sternen, die eine gemeinsame Ursprungsgeschichte haben und sich mit ähnlichen Geschwindigkeiten und in ähnlichen Bahnen durch den Raum bewegen. Oft sind sie weniger dicht als offene Sternhaufen und können sich über größere Entfernungen erstrecken. Die Bewegungshaufen können aus verschiedenen Typen von Sternen bestehen, die ähnliche Alters- und Metallizitätsmerkmale aufweisen und sind oft Teil von größeren Strukturen wie Sternströmen.[28]

Sternströme

Sternströme sind ausgedehnte Strukturen von Sternen, die sich weit über den Himmel erstrecken und oft entlang der Bahnen von Galaxien oder in den Außenbereichen von Galaxien liegen. Gekennzeichnet sind sie durch ihre elongierte Form und die Tatsache, dass ihre Sterne ähnliche Geschwindigkeiten und Bahnen aufweisen. Sie können aus verschiedenen Typen von Sternen bestehen, wobei einige eine gemeinsame Ursprungsgeschichte haben.[29]

Sternströme können durch die Gezeitenwechselwirkung zwischen Galaxien, die Verschmelzung von Galaxien oder die Auflösung von Sternhaufen entstehen.[29] Sie liefern dadurch wertvolle Informationen über die Dynamik von Galaxien, die Entstehung und Entwicklung von Sternsystemen und die Verteilung von Dunkler Materie in Galaxien.[30]

Einzelnachweise

  1. ↑ O'Dell, C. R., Muench, A., Smith, N., & Zapata, L. (2008). The Orion Nebula Cluster as a Paradigm of Star Formation. Handbook of Star Forming Regions, 2, 544-590.
  2. ↑ Muench, A. A., Getman, K. V., Hillenbrand, L. A., & Preibisch, T. (2008). The Evolution of the Orion Nebula Cluster. Handbook of Star Forming Regions, 2, 483-518.
  3. ↑ Adams, J. D., Stauffer, J. R., Monet, D. G., Skrutskie, M. F., & Beichman, C. A. (2001). The Mass and Structure of the Pleiades Star Cluster from 2MASS. The Astronomical Journal, 121, 2053-2069.
  4. ↑ Stauffer, J. R., Schultz, G., & Kirkpatrick, J. D. (1998). Low-Mass Stars in the Pleiades Cluster: An Improved Mass Function Derived from Multicolor Photometry. The Astrophysical Journal, 499(1), L199-L202.
  5. ↑ Perryman, M. A. C., et al. (1998). The Hyades: Distance, Structure, Dynamics, and Age. The Astronomical Journal, 116(6), 2441-2456.
  6. ↑ de Bruijne, J. H. J., Hoogerwerf, R., & de Zeeuw, P. T. (2001). A Hipparcos Study of the Hyades Open Cluster: Improved Colour-absolute Magnitude Diagram. Astronomy & Astrophysics, 367, 111-147.
  7. ↑ Eggen, O. J. (1996). The Age Range of Hyades Stars. The Astronomical Journal, 112, 1595-1610.
  8. ↑ Lada, C. J., & Lada, E. A. (2003). Embedded Clusters in Molecular Clouds. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 41, 57-115.
  9. ↑ Portegies Zwart, S. F., McMillan, S. L. W., & Gieles, M. (2010). Young massive star clusters. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 48, 431-493.
  10. ↑ Piskunov, A. E., Schilbach, E., Kharchenko, N. V., Röser, S., & Scholz, R. D. (2008). Tidal radii and masses of open clusters. Astronomy & Astrophysics, 477(1), 165-172.
  11. ↑ Magrini, L., Randich, S., Zoccali, M., Jilkova, L., Carraro, G., Kaufl, H. U., & Tosi, M. (2010). The double cluster h and χ Persei: the chemical and dynamical evolution of a large portion of the Perseus arm. Astronomy & Astrophysics, 523, A11.
  12. ↑ Kuhn, M. A., Getman, K. V., Sills, A., Gromadzki, M., Medina, N., Borissova, J., & Kurtev, R. (2019). Morphological properties of young massive clusters. Astronomy & Astrophysics, 632, A43.
  13. ↑ Silva-Villa, E., & Larsen, S. S. (2011). The age-mass-metallicity relation for clusters in the Large Magellanic Cloud: evidence for two populations of red giant branches? Astronomy & Astrophysics, 529, A25.
  14. ↑ Piskunov, A. E., Kharchenko, N. V., Röser, S., Schilbach, E., & Scholz, R. D. (2006). Open cluster kinematics with RAVE and the solar motion. Astronomy & Astrophysics, 445(2), 545-556.
  15. ↑ 15,0 15,1 Harris, W. E. (1996). A Catalog of Parameters for Globular Clusters in the Milky Way. Astronomical Journal, 112, 1487-1488.
  16. ↑ Dotter, A., Sarajedini, A., & Anderson, J. (2010). The ACS Survey of Galactic Globular Clusters. VIII. Effects of Environment on Globular Cluster Global Mass Functions. The Astrophysical Journal, 708(1), 698.
  17. ↑ Shapley, H. (1930). Star Clusters and the Structure of the Universe. Proceedings of the National Academy of Sciences, 16(7), 437-445.
  18. ↑ Rosenberg, A., Saviane, I., Piotto, G., & Aparicio, A. (1999). Age and Metallicity Estimation of Globular Clusters from Strömgren Photometry. The Astronomical Journal, 118(5), 2306-2320.
  19. ↑ Cacciari, C., Corwin, T. M., & Carney, B. W. (2005). The RR Lyrae Stars: New Perspectives. The Astrophysical Journal, 129, 267-279.
  20. ↑ Portegies Zwart, S. F., McMillan, S. L. W., & Gieles, M. (2010). Young massive star clusters. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 48, 431-493.
  21. ↑ Harris, W. E. (2001). Globular Cluster Systems. In: Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics (pp. 2230-2238). Nature Publishing Group.
  22. ↑ King, I. R. (1966). The structure of star clusters. I. An empirical density law. The Astronomical Journal, 71, 64.
  23. ↑ Gratton, R. G., Bragaglia, A., Carretta, E., & Tosi, M. (2004). Stellar populations in the Galactic bulge: the first wave of star formation. Astronomy & Astrophysics, 421(3), 937-951.
  24. ↑ VandenBerg, D. A., Brogaard, K., Leaman, R., & Casagrande, L. (2013). The Ages of 55 Globular Clusters as Determined Using an Improved ΔVTOHB Method along with Color-Magnitude Diagram Constraints, and Their Implications for Broader Issues. The Astrophysical Journal, 775(2), 134.
  25. ↑ Ibata, R., Nipoti, C., Sollima, A., Bellazzini, M., Chapman, S. C., & Dalessandro, E. (2013). Do globular clusters possess dark matter halos? A case study in NGC 2419. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 428(4), 3648-3656.
  26. ↑ Brodie, J. P., & Strader, J. (2006). Extragalactic globular clusters and galaxy formation. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 44, 193-267.
  27. ↑ Blaauw, A. (1991). On the origin of the O and B type stars with high velocities (The Runaway Stars) and some related problems. Bulletin de l'Information Scientifique et Technique de l'Observatoire de Besançon, 27, 3-15.
  28. ↑ Eggen, O. J. (1996). The Age Range of Hyades Stars. The Astronomical Journal, 112, 1595-1610.
  29. ↑ 29,0 29,1 Grillmair, C. J. (2006). A New Giant Stellar Structure in the Outer Halo of M31. The Astrophysical Journal, 645, L37-L40.
  30. ↑ Belokurov, V., et al. (2006). The Field of Streams: Sagittarius and Its Tidal Tails. The Astrophysical Journal, 642, L137-L140.
Abgerufen von „https://anthrowiki.at/index.php?title=Kosmologie/Sternhaufen:_Schmuckstücke_des_Kosmos&oldid=615610“