Oktober 2008 – Kugelsternhaufen (Teil 1)

3. Oktober 2008 - g.grutzeck

Dieser Bericht fasst den Inhalt meines Vortrages zum Tag der Astrofotografen 2007 zusammen. Der Leser wird informiert, was Kugelsternhaufen sind und welche Sterne mit welchen Eigenschaften dort vorkommen. Was der Astrofotograf unbedingt kennen sollte: Das Farbenhelligkeitsdiagramm der Kugelsternhaufen. Der Teil 2 wird sich gezielter um die Farben der Sterne in den Kugelsternhaufen drehen. Als Bildmaterial werden dann zahlreiche passende Amateur-Fotos präsentiert und diskutiert.

Einführung

Kugelsternhaufen sind, solange sie groß und hell sind, Lieblingsobjekte der Astrofotografen. Für den Astrofotografen des nördlichen Himmels dürfte M13 der Spitzenreiter unter M3, M5 und M15 sein. Omega Centauri ist mit Sicherheit das Highlight des Südhimmels und lässt M4, M14, M22 und sogar 47 Tucanae weit hinter sich. Darüber hinaus gibt es noch zahlreiche andere interessante Kugelsternhaufen, die aber leider viel zu selten als Motive gewählt werden. Warum sehen wir nirgendwo ein Bild von NGC 5466, der sich ca. 5° östlich von M3 befindet? Oder wer denkt bei seinen Namibia-Besuchen schon einmal an NGC 3201? Dieses Objekt steht im Sternbild Vela und ist größer als unser nördlicher M13.
Oft sind diese Haufen einfach kaum bekannt und man begnügt sich mit den “prominenten” Vertretern, zumal nach Meinung vieler Amateure “ein Kugelsternhaufen ja doch wie der andere aussieht.” Das ist aber nicht so. Zwar haben sich in Kugelsternhaufen einige hunderttausend bis einige Millionen Sterne zu einer sphärischen Form mit einer starken zentralen Verdichtung zusammengeschlossen (Abb. 1). Klar – von daher ähneln sich die Kugelsternhaufen einander sehr. Aber es gibt auch große Unterschiede. Das soll in diesem Bericht deutlich werden.

Der galaktische Halo

Die Milchstraße (= “Galaxis”) wird von einem Schwarm (= Halo) galaktischer Kugelsternhaufen umgeben (Abb. 2). Dieser “galaktische Halo” reicht auch weit hinaus in den Bereich außerhalb der galaktischen Scheibe. Hier trifft man überwiegend alte, entwickelte Sterne an. Der Astronom ordnet sie der “Population II” zu. Im Gegensatz dazu befinden sich die jüngeren Sterne der “Population I” im Bereich der galaktischen Spiralarme. Der galaktische Halo bildet eine riesige, kugelförmige Zone um die abgeplattete Scheibe der Milchstraße. Allerdings ist die Stern- und Objektdichte im Halo sehr gering. Hier gibt es außer Kugelsternhaufen noch die Zwerggalaxien sowie zahlreiche Einzelsterne, die jedoch wegen der geringen Halo-Dichte kaum auffallen. Zu nennen wären beispielsweise die RR-Lyrae-Sterne – Veränderliche, die als “Standardkerzen” zur Entfernungsbestimmung im nahen galaktischen Umfeld bestens geeignet sind.

Fotometrische Grundlagen

Für das Thema Kugelsternhaufen ist jetzt ein wenig Astrophysik nötig. Bitte nicht die Stirn kräuseln, es geht nur um einige einfache Dinge, die man leicht nachvollziehen kann. Um das Phänomen der Kugelsternhaufen verstehen zu können, sind ein paar fotometrische Grundlagen notwendig. Keine Bange – es wird nicht unanschaulich! Aber einige Zahlen müssen schon her und ein ganz klein wenig wird dabei auch gerechnet.
Für fotometrische Zwecke hat sich das UBV-Filtersystem bewährt (U = ultraviolett, B = blau, V = visuell/grün). Dazu kamen R (rot) und I (infrarot). Das UBVRI-System wurde zum Standard, d.h. die Durchlasskurven der Filter sind wohldefiniert (Abb. 3). Bei Anwendung dieser Filter werden also Messungen der Sternhelligkeiten überall auf der Welt im gleichen Licht erfolgen, so dass sie vergleichbar werden! In einem Sternkatalog lesen wir beispielsweise, dass der weißlich-blaue Procyon im Kleinen Hund eine scheinbare visuelle Helligkeit von 0.38 mag hat. Diese V-Helligkeit wurde mit dem grünen V-Filter fotometrisch bestimmt. Verwendet man einen blauen B-Filter, so kommt Procyon auf eine B-Helligkeit von 0.80 mag. Im Blauen ist er also etwas lichtschwächer als im Visuellen – größere Zahlen bedeuten ja geringere Helligkeiten!
Bildet man nun ganz einfach die Differenz zwischen scheinbarer B-Helligkeit und scheinbarer V-Helligkeit, so ergibt sich für Procyon B-V = 0.80 mag – 0.38 mag = 0.42 mag. Dieses “B-V” wird als “Farbindex” bezeichnet. Profi-Astronomen verwenden auch gern Farbindizes für andere Filterbereiche, z.B. V-I, die fallen dann anders aus. Wir bleiben in diesem Bericht aber beim bewährten Standard B-V. Dazu ein zweites Beispiel: Antares, der Hauptstern im Skorpion, hat eine V-Helligkeit von 0.96 mag. Im Blauen ist er mit 2.79 mag sehr viel lichtschwächer – klar, er ist ja auch sehr rot! Der Farbindex von Antares ist dann B-V = 2.79 mag – 0.96 mag = 1.83 mag. Und ein dritter Stern soll auch noch unter die Lupe genommen werden: Die blau leuchtende Spica hat eine scheinbare V-Helligkeit von 0.98 mag, im Blauen ist sie sogar ein wenig heller und erreicht 0.75 mag. Als Farbindex ergibt sich jetzt sogar ein negativer Wert: B-V = 0.75 mag – 0.98 mag = -0.23 mag.

Sternpopulationen

Alle galaktischen Kugelsternhaufen sind sehr alt, zwischen 8 und 13 Milliarden Jahren. Folglich haben sich ihre Mitgliedsterne im Vergleich zu den jungen Sternen der Spiralarme schon erheblich weiter entwickelt. In Kugelsternhaufen gibt es längst keine jungen, blauen O- und B-Sterne mehr, wie wir sie als massereiche Energielieferanten für H II-Regionen kennen. Alle helleren und massereichen Sterne bis hin zu einer Absoluthelligkeit von etwa 3,5 Mag (d.h. bis etwa zum Spektraltyp F5) haben ihr zentrales Wasserstoffbrennen schon hinter sich und fehlen deshalb in Kugelsternhaufen. Der Astronom sagt, sie haben ihr “Hauptreihenstadium” bereits verlassen (Erklärung folgt später) und sich zu Roten Riesensternen und sogar noch weiter entwickelt.
Betrachten wir nun eine farbkalibrierte Aufnahme eines Kugelsternhaufens (Abb. 4). Von einer Farbkalibration (“Weißabgleich”) kann man nur dann reden, wenn ein Stern des Spektraltyps G2 wie unsere Sonne im Bild weiß erscheint. Der Ausschnitt aus M92 (Abb. 5) zeigt eine Fülle von Sternen, die von Fachastronomen nummeriert und in B sowie V fotometriert wurden [1], wie weiter oben beschrieben. Für diese Sterne ergibt sich die Liste der Tab. 1.

Stern in M92

B (mag)

V (mag)

B-V (mag)

Farbe

518

13.46

12.13

1.33

orange

17 III

13.77

12.58

1.19

gelborange

550

13.93

12.87

1.06

gelb

454

14.03

13.00

1.03

gelb

551

14.63

13.78

0.85

gelblich

474

14.66

13.85

0.81

gelblich

497

14.98

14.20

0.78

weißgelb

544

15.33

14.56

0.77

weißgelb

531

15.88

15.12

0.76

weißgelb

526

16.28

15.56

0.72

weißlich

537

17.46

16.76

0.70

weißlich

523

17.86

17.18

0.68

weiß

469

15.09

14.46

0.63

weiß

556

15.28

14.79

0.49

weißbläulich

565

15.34

15.13

0.21

hellblau

505

15.37

15.24

0.13

hellblau

459

15.55

15.58

-0.03

blau

529

15.81

15.84

-0.03

blau

535

16.23

16.34

-0.11

bla

Tab. 1: Neunzehn helle Sterne in M 92 nach [1], Bedeutung der Spalten siehe Text.
Tab. 1 zeigt eine klare Systematik. Die leuchtkräftigsten Sterne eines Kugelsternhaufens sind offensichtlich orange und gelborange (vgl. mit Abb. 5). Der Astronom nennt sie “Rote Riesen”. Dieser Farbzusammenhang muss dem Astrofotografen bewusst sein! Er würde sich und andere Astrofotografen betrügen, wenn er aus Unkenntnis der Astrophysik seine Aufnahmen bei der Bildbearbeitung so “hinfummelt”, dass die Roten Riesen weiß werden! Dann wären außerdem alle restlichen Sterne viel zu blau! Und das gilt nicht nur für Kugelsternhaufenfotos, sondern für alle Astroaufnahmen. Rote Riesen sind vom Spektraltyp K oder M, und die gibt es in allen Bereichen der Milchstraße.
Was zeigt die Tab. 1 noch? Die weißgelben und weißlichen Sterne sind definitiv lichtschwächer als die Roten Riesen. Darüber hinaus gibt es aber auch zahlreiche blaue Sterne. Hand aufs Herz: Haben Sie diese blauen Sterne in Kugelsternhaufen wirklich schon einmal bewusst beachtet? Sie sind typische Vertreter der Population II und als solche ein klarer Hinweis auf das hohe Alter der Kugelsternhaufen. Zur Energieerzeugung fusionieren sie im Inneren nicht mehr Wasserstoff zu Helium – das ist längst vorbei. Derzeit wandeln sie Helium zu schwereren Elementen um. Daher haben diese uralten blauen Sterne eines Kugelsternhaufens nichts zu tun mit den jungen blauen O-Sternen aus roten Emissionsnebeln, die ja gerade erst mit ihrem zentralen Wasserstoffbrennen begonnen haben! Der Astronom nennt diese blauen Sterne eines Kugelsternhaufens HB- oder sogar BHB-Sterne (wir werden gleich sehen, warum). Gemäß Tab. 1 sind die HB- und BHB-Sterne etwa 3 bis 4 mag schwächer als die hellsten Roten Riesen.

Farbenhelligkeitsdiagramm

Man kann nun für die 19 Sterne der Tab. 1 ein Koordinatensystem erstellen. Auf der Rechtsachse wird der Farbindex B-V aufgetragen, auf der Hochachse die V-Helligkeit. Damit erhält man ein “Farben-Helligkeits-Diagramm” (FHD oder englisch CMD = Color Magnitude Diagram). Deutlich ordnen sich die Sterne entlang zweier “Linien” an (Abb. 6). Die Roten Riesen bilden den oberen Teil der rot gezeichneten Linie. Der Astronom spricht vom “Roten Riesenast” (RGB = Red Giant Branch – hat nichts mit RGB-Filtern zu tun!). Der RGB setzt sich im “Unterriesenast” (SGB = Subgiant Branch) nahtlos fort. Er wird aus den schwächeren gelben und weißgelben Unterriesen gebildet. Die zweite “Linie” (blau) wird von Sternen der Farben weiß bis blau bevölkert. Sie wird “Horizontalast” (HB = Horizontal Branch) genannt bzw. “Blauer Horizontalast” (BHB = Blue Horizontal Branch). Die HB- und BHB-Sterne haben sich als derzeitige “Helium-Brenner” aus vormaligen Roten Riesen entwickelt. Sie stellen also sehr weit fortgeschrittene Sterne eines Kugelsternhaufens dar. Die jetzigen Roten Riesen werden sich in fernen Zeiten ebenfalls zu HB- bzw. BHB-Sternen umwandeln.
Trägt man alle Buonanno-Sterne von M92 in ein solches FHD ein, so ergibt sich Abb. 7. In diesem Bild sind Einzelsterne im Helligkeitsbereich von 12 bis 17,5 mag erfasst. Nun fragt man sich aber, ob M92 nicht auch schwächere Sterne als 17,5 mag besitzt. Antwort: Ja, aber die sind nicht in Abb. 7 enthalten, weil die damalige Fotometrie des Haufens bei 17,5 mag begrenzt war. Natürlich haben die Astronomen mit ihren modernen Großteleskopen und mit dem Hubble Space Telescope auch schon die schwächsten Sterne der Kugelsternhaufen aufgespürt und vermessen [2, 3]. Ein mit dem 1-m-Teleskop auf La Palma erhaltenes, erweitertes FHD von M92 ist in Abb. 8 zu sehen [2]. Fotometriert wurde in V und I, so dass der Farbindex V-I bestimmt wurde. Die Äste sind keine schmalen Linien, sondern breite Bahnen.
Wodurch unterscheidet sich das FHD der Abb. 8 in astrophysikalischer Sicht vom FHD der Abb. 7? Dadurch, dass 17 Jahre später schwache Sterne bis jenseits 22 mag vermessen werden konnten, tat sich eine neue Einsicht auf: Ab 17,5 mag geht der SGB in einem Knick in einen weiteren Ast über, der in Abb. 7 überhaupt noch nicht zu sehen war. Dieser recht breite Ast wird “Hauptreihe” genannt (MS = Main Sequence). Alle Hauptreihensterne wandeln zur Energieerzeugung seit ihrer Entstehung immer noch Wasserstoff in Helium um. Sie haben sich also noch nicht weiter entwickelt. Wie die Hauptreihe bei jungen Sternen aussieht, zeigt Abb. 9. Ganz klar: In einem 13 Milliarden Jahre alten Kugelsternhaufen wie M92 haben sich die Sterne der oberen Hauptreihe so entwickelt, dass RGB-, SGB-, HB- und BHB-Sterne daraus wurden. Nur die untere, unentwickelte Hauptreihe ist noch da. Diese “Umwandlungen” haben natürlich nur die Sterne selbst vollzogen. Gestalt und Abmessung der Kugelsternhaufen wurden durch die Sternentwicklungen nicht verändert.
Wer Daten zu Kugelsternhaufen sucht, der sei auf [4] verwiesen. Nebenbei: Alle hier zitierten Quellen – wie immer in meinen Beiträgern – sind original wissenschaftlich, wurden also nicht aus einer der zahlreichen “selbstgestrickten” Pseudo-Quellen des Internets gezogen. Die Literaturquellen findet man über die astronomischen Datenbanken SIMBAD oder NED [5, 6]. Hier sind, wenn man bestimmte Objekte namentlich aufsucht, stets Literaturhinweise angehängt.
Zum Abschluss von Teil 1 eine Fleißaufgabe: Betrachten Sie noch einmal die Abb. 5. Wer findet helle weiße Sterne in M92? Was muss daraus gefolgert werden? Wer findet versteckt im Sternengewimmel zwei grüne Sterne? Gibt es für diese Sternfarbe eine sinnvolle Erklärung? Die Antworten folgen im Teil 2.

Bild 1 Bild 2
Abb. 1: Typisch für einen Kugelsternhaufen: Die hohe zentrale Sterndichte nimmt nach außen hin exponentiell ab und geht in den Sternenhintergrund über. Daher sind die äußeren Grenzen des Haufens oft nur sehr schwer erkennbar. Das Schwarzweißfoto zeigt M12 im Ophiuchus. Es wurde am 23.06.2006 von Harald Strauß an der Sternwarte Gahberg/Salzkammergut aufgenommen. Daten: 14"-Hypergraph f/3.3 mit SBIG ST-8, belichtet 5 x 120 s + 2 x 300 s. Abb. 2: Wie Motten um das Licht, so bewegen sich die galaktischen Kugelsternhaufen um die Milchstraße (hier in Kantenansicht). Dabei bilden sie einen ausgedehnten, sphärischen Halo.
Bild 3 Bild 4
Abb. 3: Transmissionskurven der UBVRI-Filter. Kugelsternhaufen M 92, farbkalibriert am G2-Stern Buonanno 355 mit B = 13,56 mag und V = 12,89 mag. Das Bild ist gegenüber dem Original erheblich verkleinert. Daten: Newton 1120 mm / 5000 mm, OES MegaTEK mit RGB-Farbfiltern (Astronomik II), Belichtungszeit 10 x 40 s pro Farbkanal. Bild: Harald Tomsik, Peter Riepe.
Bild 5 Bild 6
Abb. 5: M 92, Südostquadrant. 19 Sterne sind mit den Originalnummern von [1] markiert. Abb. 6: Ein erstes Farbenhelligkeitsdiagramm: Die 19 Sterne aus Tab. 1 ergeben ein klares Schema. Die orangefarbenen bis weißgelben Sterne formen die rote Linie, die weißen bis blauen bilden die blaue Linie.
Bild 7 Bild 8
Abb. 7: Das FHD für den Großteil der in [1] untersuchten M92-Sterne. Die gängigen Abkürzungen für die verschiedenen Sternpopulationen sind eingezeichnet (siehe auch Text). Abb. 8: FHD von M92 nach [2], gewonnen am “Jacobus Kapteyn Telescope” auf La Palma. Die hier dargestellten Farbindizes V-I unterscheiden sich im Wert von den traditionellen B-V. Die Form der Äste ist aber im Wesentlichen gleich (und darauf kommt es hier an).
Bild 9  
Abb. 9: Aus den Farbindizes und absoluten Helligkeiten von zahlreichen Hauptreihensternen der Sonnenumgebung wurde dieses FHD selbst erstellt. Die Hauptreihe zieht sich nahezu diagonal von massiven blauen Sternen des Spektraltyps O und B (Farbindizes kleiner als -0,2) bis hin zu leuchtschwachen roten M-Sternen (Farbindizes um +1,6). Schwächere Hauptreihensterne existieren, nur standen sie in der zugrunde gelegten Ausgangsdatei nicht zur Verfügung. Die Hauptreihe liegt hier deutlich flacher als in Abb. 8, weil der Maßstab in B-V gestreckter ist.  

Quellen:

[1] R. Buonanno et al.: Positions, magnitudes, and colors for stars in the globular cluster M 92; A&A Suppl. Series 53, 1-12 (1983)
[2] A. Rosenberg et al.: Photometric catalog of nearby globular clusters. II. A large homogeneous (V,I) color-magnitude diagram data-base; A&A Suppl. Ser. 145, 451-465 (2000) [3] G. Piotto et al.: HST color-magnitude diagrams of 74 galactic globular clusters in the HST F439W and F555W bands; A&A 391, 945-965 (2002)
[4] Harris W.E.: A catalog of parameters for globular clusters on the Milky Way; AJ 112, 1487 (1996)
[5] SIMBAD: http://simbad.u-strasbg.fr/Simbad
[6] NASA Extragalactic Database: http://nedwww.ipac.caltech.edu/