November 2008 – Kugelsternhaufen (Teil 2)

7. November 2008 - g.grutzeck

Im vorangegangenen ersten Teil wurde der Leser informiert, was Kugelsternhaufen sind und welche Sterne mit welchen Eigenschaften dort vorkommen. Außerdem wurde das FHD (Farbenhelligkeitsdiagramm) der Kugelsternhaufen vorgestellt – ein unbedingtes Muss für den Astrofotografen, das vielfach kaum oder überhaupt nicht beachtet wird. Warum ein solcher Umstand? Ganz einfach: Nur das FHD kann erklären, welche Sternpopulationen in Kugelhaufen vorkommen und welche Farben sie haben. Jetzt im Teil 2 geht es darum, Amateurfotos von Kugelsternhaufen gezielt zu betrachten und mit Hilfe der FHD die Sternfarben kritisch zu diskutieren.

Beantwortung der letzten Fragen
Teil 1 des Berichtes endete mit den Fragen: “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.”
Hier jetzt die Antworten. Annähernd weiße helle Sterne sind nur die mit den Nummern 469 und 556. Ihre Farbwerte sind R = 156, G = 163 und B = 147 für Nr. 469 sowie R = 142, G = 150 und B = 152 für Nr. 556. Theoretisch sollten bei einem weißen Stern alle drei Farbkanäle den gleichen Wert aufweisen, nach diesem Prinzip erfolgt ja die vorherige Farbkalibrierung anhand eines G2-Sterns. Die obigen Messwerte zeigen, dass Nr. 469 einen etwas geringeren Blauwert hat und demnach etwas gelber ist. Nr. 556 ist sogar eine Spur blauer, weil der Rotwert etwas niedriger ist. Von diesen Feinheiten einmal abgesehen: Wir erkennen, dass es in M92 als typischem Kugelsternhaufen nur sehr wenige richtig helle weiße Sterne gibt. Weiße Sterne in M92 sind gemäß dem FHD (Abb. 1) nur in dem senkrechten, hellen Streifen aufzufinden. Dieser Streifen repräsentiert all diejenigen Sterne, deren Farbindex B-V in etwa zwischen 0,6 und 0,7 mag liegt. Die hellsten weißen mit 14 bis 14,5 mag gehören offensichtlich zum Bereich des oberen Horizontalastes (HB, siehe Teil 1). Zwar hat M92 noch eine Fülle weißer Sterne mehr, aber die gehören dann entweder mit Helligkeiten ab etwa 16 mag und schwächer dem Unterriesenast an (SGB, siehe Teil 1) oder sogar der noch viel schwächeren Hauptreihe im Bereich von 20 bis 22 mag (hier nicht im Bild, siehe Teil 1). Abb. 1 zeigt aber auch ganz klar, dass es in M92 keinen weißen Stern von 13 mag oder heller geben kann. Steht ein solcher am oder scheinbar sogar im Kugelsternhaufen, dann kann es nur ein Vordergrundstern sein, denn im FHD würde sein “Punkt” außerhalb der Population des HB liegen.
Die Abb. 5 im Teil 1 zeigte auch zwei knallgrüne Sterne. So etwas gibt es regulär nicht, weil ja Sterne mit dem Strahlungsmaximum im grünen Licht G-Sterne sind und daher bei korrekter Farbkalibration weißlich erscheinen. Diese grünen Sterne sind Veränderliche vom Typ RR Lyrae [1]. Während die Grünserie belichtet wurde, hatten sie gerade ihren steilen Helligkeitsanstieg. Ein anderer RR-Lyrae-Stern im westlichen Bereich von M92 (siehe Teil 1) ist sogar lila gefärbt. Jeder kann sich jetzt denken warum.
Sternfarben in M13
Starten wir mit M13, unserem Standard-Kugelsternhaufen des nördlichen Himmels. In den Abb. 2, 3 und 4 sind Bilder dieses Objekts gezeigt, erstellt von unterschiedlichen Autoren mit unterschiedlicher Ausrüstung. Alle Bilder sind von ihrer Orientierung unterschiedlich gedreht, sodass Norden nicht oben liegt. Damit fällt beim Bildvergleich das Identifizieren derselben Sterne und Sterngruppen sehr schwer.
Abb. 5a, b, c zeigt die Abb. 2 bis 4 nochmals, aber zusammengefasst und auf den Zentralbereich konzentriert. Die Bildgrößen der Einzelaufnahmen wurden aufeinander abgestimmt. So ist ein direkter Vergleich möglich. Bei diesem Vergleich soll es nicht um die jeweilige Detailauflösung gehen. Dass die unterschiedlich ist, hängt ja vom Teleskop und vom Aufnahmesystem ab. Vielmehr sollen die Farben der Sternhaufen gegenüber gestellt werden. Machen Sie gemeinsam mit mir einen Bildvergleich. Gehen Sie dabei persönlich ruhig kritisch mit der Beurteilung der Sternfarben um! Zur Hilfestellung ist der Nordpfeil in jedem Teilbild eingezeichnet, immer an der gleichen Sternengruppe. Jetzt fällt das Identifizieren der Einzelsterne in allen drei Teilbildern leicht.
Abb. 5a: Der Gesamtfarbeindruck von M13 ist eher bläulich. Dennoch zeichnen sich die Roten Riesen ab, farblich jedoch weißgelblich, also zu blass.
Abb. 5b: Die Roten Riesen haben jetzt eine sehr kräftige Farbgebung. Auch die blauen Sterne des Horizontalastes sind erkennbar, aber insgesamt ist Blau deutlich zu schwach. Der gesamte Farbeindruck von M13 ist eher rötlich.
Abb. 5c: Das Zentrum erscheint weiß. Dies ist eine Folge der Bildbearbeitung, die zu einer zentralen Überbelichtung geführt hat – also keine reale Farbe! Die Realfarbe wird erst in den Außenbezirken gut einschätzbar: Die Roten Riesen sind immer noch gelblichorange, die BHB-Sterne (Erklärung siehe Teil 1) springen ins Auge. Sie sind auch – wie das FHD es beschreibt – entsprechend um einige Magnituden lichtschwächer als die Roten Riesen.
Es ist schon seltsam. Würde hier das Bild eines hübschen Mädchens gezeigt, einmal mit bläulichem, dann mit rötlichem Gesicht, so würde das jedem auffallen. Bei den Kugelhaufen darf das nicht anders sein! Eine korrekte Farbwiedergabe muss her! An dieser Stelle soll der Leser für einige Sekunden selbst entscheiden: Welche der Abbildungen zeigt eigentlich M13 mit den “korrekten” Sternfarben?
Um die Entscheidung leichter zu machen, betrachten wir jetzt Abb. 6. M13 ist im Zentrum weniger stark durchbelichtet und gut aufgelöst. Hier zeigt sich jetzt tatsächlich der warme Farbton der hellsten zentralen Roten Riesen – sie sind also doch nicht weiß wie in Abb. 5c. Die blauen BHB-Sterne kommen sehr gut zur Geltung, aber im Gegensatz dazu erscheint das Orange der Roten Riesen noch zu blass. Als Bestätigung ergibt das Nachmessen mit der Pipette, dass die SGB-Sterne ein wenig zu grün sind. Sie sollten weißlich erscheinen, wie bei M92 (siehe Teil 1). Dieser Vergleich ist statthaft, weil die Farbenhelligkeitsdiagramme von M13 und M92 nahezu gleich sind [2]. Das beweist, dass beide Haufen sich sowohl im Entwicklungszustand als auch in ihrem stellaren Aufbau sehr ähnlich sind. Darüber hinaus ist der Vergleich beider in ihrer Farbe auch deshalb erlaubt, weil beide kaum durch interstellare Rötung verfärbt sind [3]. Kurzum, die Farbkalibrierung (Weißabgleich) in Abb. 6 sollte noch etwas präziser erfolgen.
Sternfarben in weiteren Kugelhaufen
Omega Centauri ist einer der größten galaktischen Kugelsternhaufen. Er ist dreimal so groß wie M13. Starten wir jetzt mit Vergleichsaufnahmen, so wie oben mit M13. Abb. 7 ist von der Sternfülle her beeindruckend, zeigt die Sterne aber überwiegend weißlich. Farbige Sterne sind erst bei genauerem Hinsehen zu erkennen. Abb. 8 ist vergleichsweise sehr farbig und zeigt nicht nur die Sternpopulation der Roten Riesen deutlich, sondern im Detailausschnitt (Abb. 9) auch die vielen blauen Sterne des blauen Horizontalastes (BHB, siehe Teil 1). Wer die Abb. 8 vergrößert, wird diese farbige Differenzierung aber leider nur im Zentrum feststellen. In den Außenpartien bleibt Omega Centauri blass.
Ein schönes Beispiel für eine gelungene Farbdarstellung ist die Aufnahme des Kugelhaufens M10 von Günter Kerschhuber (Abb. 10). Die Farben der Sterne sind sehr ausgewogen, die Astrophysik wird durch sachgemäße Bildbearbeitung ziemlich realistisch wiedergegeben. Man erkennt sofort die gelben Riesensterne und die vielen blauen Sterne des Horizontalastes. M10 unterliegt jedoch aufgrund seiner Lage im Ophiuchus einer kleinen Verfärbung. Sie bewirkt eine leichte Warmtönung aller enthaltenen Sternpopulationen. Dieses Phänomen kennen wir von den weit entfernten Sternfeldern nahe dem Milchstraßenzentrum in Ophiuchus, Scorpius und Sagittarius. Sie sind bekanntermaßen alle etwas bräunlich verfärbt.
Ein kaum beachteter Kugelsternhaufen im Herkules ist NGC 6229. Da er im Winkeldurchmesser etwa viermal kleiner als M13 ist, ist er für den “pretty pictures”-Astrofotografen unattraktiv und wird selten als Ziel erwählt. NGC 6229 wird ebenso wie M13 so gut wie nicht durch interstellare Materie verfärbt bzw. geschwächt. Außerdem sind die strukturellen Daten von NGC 6229 mit denen von M13 vergleichbar [3]. Daher zeigen die FHD von NGC 6229 und M13 auch sehr ähnliche Sternpopulationen mit den gleichen Farben, jedoch alles um etwa 3 mag schwächer, wegen des Entfernungsunterschieds (Abb. 11). Anmerkung zu Abb. 11: Die Filter des Hubble Space Telescope sind F439W mit Durchlassmaximum bei 439 nm (entspricht B-Filter), F555W mit 555 nm Durchlassmaximum (entspricht V-Filter). In Abb. 12 ist NGC 6229 treffend dargestellt mit seinen Roten Riesen und gelben Unterriesen sowie den vielen blauen HB- und BHB-Sternen.
Größere Unterschiede im FHD
Bis hierher habe ich nur solche Kugelsternhaufen vorgestellt, die in einer ähnlichen Phase ihrer Entwicklung stecken und daher über vergleichbare Sternpopulationen mit ähnlichen Farben verfügen. Kommen wir nun zu deutlich anderen Kugelsternhaufen. Woran erkennt man sie? Klar, am unterschiedlichen FHD. Denn wenn sich Kugelsternhaufen voneinander unterscheiden, dann bezüglich:
a) ihres Sternengehaltes, b) ihres Alters bzw. Entwicklungsstandes, c) ihrer Entfernung, d) ihrer unterschiedlichen Verfärbung, erzeugt durch vorgelagerte interstellare Materie wie bei M10 oder noch extremeren Fällen. Kleine Unterschiede der Kugelsternhaufen und ihrer FHD ergeben sich letztlich auch durch ihre unterschiedliche chemische Zusammensetzung (“Metallizität”). Dieses Thema ist aber für diesen Bericht zu weitgehend.
Zu a). Gering bevölkerte Kugelsternhaufen besitzen auch nur ein “ärmliches” FHD mit geringer Zahl an eingetragenen Punkten, wie der Vergleich der FHD von NGC 2808 und IC 4499 zeigt (Abb. 13). Stellen wir uns vor, NGC 2808 mit seiner scheinbaren Helligkeit von 6,3 mag würde aus 30.000 Lj Entfernung in eine Distanz von nur 32,62 Lj verschoben. Er hätte dann eine Helligkeit von -9,39 mag, was 100-mal heller als Venus wäre. Diese Helligkeit in 32,62 Lj Entfernung nennt der Astronom “Absoluthelligkeit”. Sie ermöglicht den direkten Vergleich der Leuchtkräfte zweier Objekte. IC 4499 hat nur eine Absoluthelligkeit von auf -7,33 mag. Daraus ergibt sich nur ein Sechstel der Leuchtkraft von NGC 2808. Die unterschiedlichen FHD sind ein Hinweis auf diesen Leuchtkraftunterschied.
Zu b). Die Horizontalaststerne machen im Laufe der Zeit unterschiedliche Entwicklungsphasen durch. Von daher entstehen auch verschiedene Formen des Horizontalastes (Abb. 14). Einfach ausgedrückt: Je höher die Anzahl der HB- und BHB-Sterne und je weiter der BHB abwärts geknickt ist, desto älter muss der Kugelhaufen sein. Und je weniger ausgeprägt der BHB, desto jünger ist der Haufen. Der Astrofotograf darf also in falsch verstandener Kreativität nicht jeden Kugelsternhaufen so “bearbeiten”, dass er blaue Horizontalaststerne im Bild “produziert”. Es kann ja sein, dass der Haufen so jung ist, dass sich noch gar keine blauen HB- und BHB-Sterne aus den Roten Riesen entwickeln konnten. Es gibt etliche Beispiele dafür, dass Kugelsternhaufen gerade erst mit der Entwicklung eines “roten HB-Stummels” beginnen. Auch hier gilt wieder: Es kann nicht schaden, das FHD des fotografierten Haufens zu kennen.
Zu c). Die Entfernung eines Kugelsternhaufens lässt sich ziemlich einfach an der “Lage” des HB bestimmen. Dazu betrachten wir noch einmal die Abb. 11. Sie zeigt, dass die morphologisch sehr ähnlichen Kugelhaufen M13 und NGC 6229 ein sehr ähnliches FHD aufweisen, dass jedoch der HB von M13 bei etwa 15 mag liegt, von NGC 6229 bei 18 mag. Dieser Helligkeitsunterschied beweist, dass physikalisch gleiche Sterne in NGC 6229 eine 10 (0,4 x 3 mag) = 15,8-fach geringere Intensität als in M13 besitzen, daher (Wurzel) etwa 4-mal weiter weg stehen. Und das passt sehr gut zu den echten Entfernungen von 25.000 Lj für M13 und ca. 95.000 Lj für NGC 6229.
Zu d). Liegt interstellarer Staub zwischen dem irdischen Beobachter und dem Kugelsternhaufen, so werden dessen Sterne gerötet. Der Farbexzess ist ein Maß für diese “Rötung”. Schauen wir uns in Abb. 15 die FHD von NGC 5904 (M5) und NGC 5927 an. Zunächst hat bei NGC 5927 gerade die Entwicklung eines roten HB-Stummels begonnen. Ein blauer HB oder BHB fehlt. Viel entscheidender aber ist, dass alle Details des FHD von NGC 5927 im Vergleich zu NGC 5904 “ein Stück nach rechts” verschoben sind. So hat der Hauptreihenabknick (MSTO = Main Sequence Turn Off) bei dem kaum geröteten NGC 5904 einen Farbindex von 0,45 mag. Der MSTO des stark geröteten NGC 5927 dagegen kommt auf einen Farbindex von 1 mag. Das hat astrofotografische Konsequenzen. Diese Verschiebung um 0,55 mag sorgt dafür, dass die blauesten Sterne in NGC 5927 erst ab etwa B-V = 0,7 existieren, d.h. weißgelb sind. Und die Roten Riesen sind deutlich röter als in NGC 5904. NGC 5904 scheint ein wenig näher zu liegen als NGC 5927. Dies ist aber ein Trugschluss, da der Farbexzess von 0,45 mag die scheinbare Helligkeit von NGC 5927 um etwa 1,4 mag herabsetzt (bei NGC 5904 nur 0,1 mag). Daher bemühen sich die Astronomen ihre FHD zu “entröten”.
Ein typisches Beispiel für einen Kugelsternhaufen ohne blaue HB- und BHB-Sterne ist M71 (= NGC 6838) im Sternbild Pfeil. In Abb. 16 ist sein FHD zu sehen. Der MSTO von M71 liegt beim Farbindex 0,78 mag und bei einer scheinbaren Helligkeit von 17,9 mag. Wie zuvor beschrieben, ist diese Farbverschiebung eine Folge der interstellaren Verfärbung. Ohne die interstellare Verfärbung wäre M71 etwa 0,8 mag heller. Wesentlich ist, dass M71 offenbar nur einen gerade in der Entstehung begriffenen roten HB hat, aber weder einen blauen HB noch einen BHB. Im Verhältnis zu den durchschnittlichen Kugelsternhaufen im Halo der Milchstraße ist M71 um 16% jünger [3]. Es fehlen also noch gut 5 Milliarden Jahre, in denen sich der jetzt noch rote HB wie in Abb. 14 zu einem abgeknickten blauen BHB entwickeln wird.
Das Fehlen der blauen HB- und BHB-Sterne in M71 muss fotografische Auswirkungen haben. Während der SGB von M5 zwischen 0,6 und 0,85 mag liegt, also weiß bis gelblich ist, liegt der SGB von M71 zwischen 0,9 bis 1,25 mag, ist also nach gelb bis orange verschoben. Zusammen mit den Roten Riesen sollte M71 also vorzugsweise gelbe und rötliche Sterne aufweisen. Dies ist die Theorie, was sagt die astrofotografische Praxis? Abb. 17 zeigt M71. In der Tat fehlen die von M92, M13 oder M10 gewohnten zahlreichen, auffälligen blauen HB- und BHB-Sterne. Einige wenige sind aber doch vorhanden. Diese so genannten “Blue Stragglers” bilden die schwache Fortsetzung der Hauptreihe oberhalb des MSTO. Ausführliche Informationen zu ihnen findet man in [7].
Es folgen noch einige Bilder bekannter Kugelsternhaufen (Abb. 18-20). Lieber Leser, beurteilen Sie die Farbgebung nun einmal selbst!
Zum Schluss noch eine wichtige Anmerkung. Alle hier besprochenen Infos zum FHD liefern dem Astrofotografen wichtige Hinweise auf die korrekten Farben. Aber selbst wenn diese Infos nicht bedacht werden – entscheidend ist die korrekte Farbkalibration der Astroaufnahmen. Das kann über den Farbabgleich “G2-Stern = weiß” erfolgen. Noch besser aber ist es, Sterne mit einem Farbindex von B-V = 0,65 für den Weißabgleich zu verwenden. Sitzen G2-Sterne in einer Staubwolke, so bleiben es zwar G2-Sterne. Ihre Farbe jedoch ist unter Umständen sehr stark gerötet, sodass man an ihnen mit einem Weißabgleich einen großen Fehler machen kann.

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Abb. 1: FHD von M92. Der helle, senkrechte Streifen kennzeichnet den Bereich weißer Sterne. Abb. 2: Aufnahme von Gerd Goerres und Stefan Ueberschaer. Mit einem Schmidt-Cassegrain 356 mm / 3900 mm wurde bei 2500 mm Effektivbrennweite 45 min auf Fujichrome Provia 400 belichtet.
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Abb. 3: Gerald Willems nahm M13 mit der Galaxie NGC 6207 in drei Etappen auf: 5 x 3 min am 25.05.2005 bei ISO 400, 2 x 8 min am 30.05.2005 bei ISO 400, 5 x 8 min am 02.06.2005 bei ISO 800 zuzüglich 4 x 3 min am selben Tag bei ISO 400. Dazu wurde ein 10-zölliger Newton mit f/4,7 eingesetzt einschließlich Komakorrektor und IR-Sperrfilter. Die Aufnahmen erfolgten mit einer modifizierten Canon EOS 300d, für die automatisierte Nachführung wurde eine Webcam mit Leitrohr verwendet. Bearbeitung: Gemittelt mit Registax, Ausrichtung der Einzelbilder mit Registar, Endbearbeitung mit Photoshop/CS2. Abb. 4: Wolfgang Kloehr nahm dieses Bild am 01.07.2006 mit einem LX 200 GPS auf (10-Zöller bei f/6.3). Das Teleskop ist azimutal montiert. Als Kamera diente ein DSI-Pro II (Deep-Sky-Imager). Ohne Nachführkontrolle wurde belichtet, das L-Bild 30 x 30 s, die RGB-Farbauszüge jeweils 25 x 30 s. Die Bildzusammenstellung/-bearbeitung erfolgte mit MaxIm DL.
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Abb. 5: Vergleich der Abb. 2, 3 und 4 in einem Bild (Kommentar siehe Text). Abb. 6: Walter Gröning fotografierte M13 am 05.05.2008 vom Vogelsberg aus (Stumpertenrod in ca. 440 m Höhe). Als Teleskop wurde ein 20-Zöller (Cassegrain von Philipp Keller) mit einem Öffnungsverhältnis von 1:10 eingesetzt. Die Kamera war eine modifizierte Canon EOS 350 D, bei der ein manueller Weißabgleich erfolgte. Bei einer Empfindlichkeitseinstellung von ISO 400 wurde 6 x 4 min belichtet. Die Steuerung übernahm das Programm Autoslew. DeepSkyStacker und Photoshop CS 2 wurden zur Bildbearbeitung verwendet.
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Abb. 7: Michael Hoppe nahm Omega Centauri in Namibia auf der Astrofarm Tivoli auf. Er benutzte ein Intes Micro Alter M-703 (180 mm / 1.800 mm) mit Fokalreduktor 0,8-fach. Als Kamera diente eine Canon 10 D. Bei ISO-800-Einstellung betrug die Gesamtbelichtungszeit 38 Minuten (6 x 5 Minuten + 4 x 2 Minuten). Abb. 8: Walter Gröning richtete am 6. Juli 2008 seine Optik auf Omega Centauri, während eines Namibia-Aufenthaltes am IAS Observatory auf der Farm Hakos/Namibia (ias-observatory.org). Der 20-zöllige Cassegrainspiegel (P. Keller) hat ein Öffnungsverhältnis von 1:3 im Primärfokus. Als Kamera diente eine SBIG STL 11000M. Das LRGB-Bild wurde 1:1:1:1 jeweils 60 s belichtet. Die Bildbearbeitung erfolgte über CCDSoft und Photoshop CS 2.
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Abb. 9: Ausschnitt aus dem zentralen Teil von Abb. 8. Links die reine Vergrößerung, rechts mit Resampling, um die Pixeligkeit zu reduzieren. Damit werden die Sterne “rund” und heben sich deutlicher in der Menge ab. Abb. 10: M 10 im Sternbild Schlangenträger, Aufnahme von Günter Kerschhuber. Teleskop war ein Intes MK69 mit 150 mm Öffnung und 900 mm Brennweite. Als CCD-Kamera diente eine Starlight SXV-H9, die Belichtungszeiten betrugen LRGB = 168/27/35/48 min (sehr kräftig belichtet!). Dabei wurde nicht nur beim Luminanzbild, sondern auch bei den Farbkanälen ohne Binning gearbeitet. Die Bildschärfe des Originalbildes ist daher – auch in den Farbauszügen – sehr gut! Aufnahmedatum: 18.05.2007 + 08.06.2007.
Bild 11 Bild 12
Abb. 11: Die FHD von M13 (NGC 6205) und NGC 6229 im Vergleich. Größter Unterschied: Es gibt weniger weißblaue Horizontalaststerne in M13 als in NGC 6229. Dafür hat M13 wiederum mehr extrem blaue BHB-Sterne. Abb. 12: Wolfgang Kloehr nahm NGC 6229 mit einem Meade ARC von 10” Öffnung und 1600 mm Brennweite auf. Das Teleskop sitzt auf einer Atlux-Montierung. Mittels einer DSI-Pro II wurde folgendermaßen belichtet: L insgesamt 90 x 2 min, RGB je 20 x 2 min.
Bild 13 Bild 14
Abb. 13: Die FHD von NGC 2808 und IC 4499 zeigen einen großen Leuchtkraftunterschied. Abb. 14: Im Laufe der Zeit entwickeln sich die Horizontalaststerne, sodass sich auch im FHD die Horizontalast-Morphologie ändert. Je tiefer der BHB nach unten abknickt, desto heißer sind die BHB-Sterne. Alle HB- und BHB-Sterne fusionieren im Kern Helium zu schwereren Elementen.
Bild 15 Bild 16
Abb. 15: Das FHD von NGC 5927 ist im Vergleich zu dem von NGC 5904 merklich weiter zu roten Farbindizes verschoben. Ursache ist die stärkere “Rötung” von NGC 5927. Man beachte die deutlich unterschiedlichen Farbexzesse E(B-V). Die Sterne von NGC 5927 werden im sichtbaren Licht um 3,2-mal 0,45 mag abgeschwächt, das sind 1,44 mag. Abb. 16: FHD des Kugelsternhaufens M71. Es gibt weder einen blauen HB noch einen BHB. Ein roter HB-Ansatz hat sich gerade ausgebildet.
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Abb. 17: Kugelsternhaufen M71, Newton 1120 mm / 5000 mm, OES MegaTEK mit R-, G- und B-Farbfiltern (Astronomik II), Belichtungszeit 20 x 20 s pro Farbkanal. Bild: Harald Tomsik, Peter Riepe. Abb. 18: Ralf Thiele stellte uns dieses chemisch gewonnene Foto von M3 zur Verfügung. Es ist ein Komposit aus 2 Aufnahmen zu 65 (TP hyp) und 45 min Belichtungszeit auf Fuji SHG 200. Aufnahmeinstrument war ein 30-cm-Newton (Eigenbau) mit 1620 mm Brennweite, der im heimischen Garten steht.
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Abb. 19: Bernd Koch nahm am 11. September 2006 den Kugelsternhaufen M56 in der Leier mit einem Advanced RC 12´´ (Meade) bei f/8,2 auf. Kamera war eine Canon EOS 5D. Abb. 20: Kugelsternhaufen M4 im Scorpion (Ausschnitt), 29.07.2008, 17:53 Uhr UT, Hypergraph 400 mm / 3200 mm, 6×6-Farbdiafilm Fujichrome 400 (ISO 1600), Belichtung 120 min, Farm Tivoli (Namibia), Bildbearbeitung Photoshop CS2, Autoren: Werner E. Celnik, Jürgen Kozok.

Quellen:
[1] Kopacki G.: Variable stars in the globular cluster M 92; A&A 369, 862-870 (4/2001)
[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 (9/2000)
[3] W.E. Harris: A catalog of parameters for globular clusters on the Milky Way; AJ 112, 1487 (1996) sowie http://www.physics.mcmaster.ca/resources/globular.html
[4] Carney B.W., L. Kellar Fullton, S.R. Trammell: The distant globular cluster NGC 6229 and its relation to other outer Halo clusters; AJ 101, 1699-1719 (5/1991)
[5] A. Rosenberg A. et al.: Galactic globular cluster relative ages; AJ 118, 2306-2320 (11/1999)
[6] 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 (9/2002)
[7] L.L. Stryker: Blue stragglers; PASP 105, 1081-1100 (1993)