In der Astronomie ist ein Kugelsternhaufen ein sehr dichter Sternhaufen , der typischerweise hunderttausend Sterne enthält, die in einer Kugel verteilt sind, deren Größe zwischen etwa zwanzig und einigen hundert Lichtjahren variiert . Ihre Dichte ist damit deutlich höher als die offener Cluster . Die Sterne in diesen Clustern sind im Allgemeinen rote Riesen .
In unserer Galaxie, der Milchstraße, gibt es 150 Kugelhaufen . Aber es gibt zweifellos andere, die nicht nachweisbar bleiben, weil sie von der galaktischen Scheibe maskiert werden .
Kugelhaufen sind Teil des galaktischen Halos . Sie umkreisen das galaktische Zentrum in einer Entfernung von 40 bis 100 Kiloparsec . Es war durch ihre Studie , dass Harlow Shapley , in 1918 , in der Lage war , die Position des bestimmen Sun innerhalb der Galaxy. Da Kugelhaufen die ältesten Sterne einer Galaxie enthalten, leisten sie auch einen wichtigen Beitrag zur Erforschung der Entwicklung von Sternen und Galaxien.
Die meisten Kugelhaufen sind sehr alt und werden wahrscheinlich gleichzeitig mit ihrer Wirtsgalaxie gebildet. In letzter Zeit wurden jedoch einige Kugelhaufen mit blauer Farbe beobachtet, und ihre Farbe ist normalerweise repräsentativ für heiße und junge Sterne.
Es ist noch nicht bekannt, ob sich Kugelsternhaufen relativ spät im Leben einer Galaxie bilden können.
Einige Kugelsternhaufen, wie Omega Centauri in unserer Galaxie, können eine Masse von mehreren Millionen Sonnenmassen haben .
Einige Sterne eines bestimmten Typs, wie Blaue Nachzügler ( Blaue Nachzügler ), die Pulsare -millisecondes oder binäre X geringer Masse ( niedriger Masse Röntgen Binärdateien ) sind viel häufiger in Kugelhaufen.
Da die Dichte der Sterne in Kugelhaufen sehr hoch ist, sind dort im Gegensatz zu anderen Regionen einer Galaxie manchmal Kollisionen oder Beinahe-Kollisionen zwischen Sternen möglich.
Als wir den Abstand der Kugelhaufen berücksichtigten, schien ihre Verteilung stark asymmetrisch zu sein und der beobachtbare Teil der galaktischen Scheibe war nur ein Bruchteil, der Rest wurde durch Gas und Staub von der galaktischen Scheibe verdeckt.
Sie umkreisen das galaktische Zentrum in einer Entfernung von 1 bis 100 Kiloparsec . (Zu überprüfen, da der Durchmesser der Milchstraße auf 100.000 Lichtjahre geschätzt wird, also 15 Kiloparsec Radius…).
| Clustername | Entdeckt von | Jahr |
|---|---|---|
| M22 | Johann Abraham Ihle | 1665 |
| ω Cen | Edmond Halley | 1677 |
| M5 | Gottfried Kirch | 1702 |
| M13 | Edmond Halley | 1714 |
| M71 | Philippe Loys aus Chéseaux | 1745 |
| M4 | Philippe Loys aus Chéseaux | 1746 |
| M15 | Jean-Dominique Maraldi | 1746 |
| M2 | Jean-Dominique Maraldi | 1746 |
Der erste M22- Kugelsternhaufen wurde 1665 von Johann Abraham Ihle , einem deutschen Amateurastronomen, entdeckt. Aufgrund der geringen Öffnung der damaligen Teleskope konnten die einzelnen Sterne in den Clustern nicht aufgelöst werden. Der erste, der diesen Detaillierungsgrad erreichte, war Charles Messier, als er den M4-Cluster beobachtete . Die ersten acht beobachteten Cluster erscheinen in der nebenstehenden Tabelle. Später listete Abbé Lacaille die Cluster NGC 104 , NGC 4833 , M55 , M69 und NGC 6397 in seinem Katalog aus den Jahren 1751–1752 auf. Das M vor der Clusternummer bezieht sich auf den Charles Messier-Katalog, während NGC aus dem von John Dreyer zusammengestellten New General Catalog stammt .
William Herschel begann 1782 ein Beobachtungsprogramm mit einem größeren Teleskop, mit dem Sterne von den damals bekannten 33 Kugelsternhaufen getrennt werden konnten. Im Vorbeigehen entdeckte er 37 neue Cluster. Der erste, der den Begriff Kugelsternhaufen verwendete, war Herschel in seinem Katalog entfernter Objekte aus dem Jahr 1789.
Die Zahl der entdeckten roten Blutkörperchen nahm stetig zu und erreichte 83 im Jahr 1915 , 93 im Jahr 1930 und 97 im Jahr 1947 . Insgesamt werden in unserer Galaxie 151 von insgesamt geschätzten 180 ± 20 Kugelsternhaufen identifiziert. Es wird angenommen, dass viele Sternhaufen hinter der Gas- und Staubwolke im galaktischen Kern verborgen sind.
Zu Beginn des Jahres 1914 begann Harlow Shapley eine Reihe von Studien über Kugelsternhaufen, die in etwa vierzig wissenschaftlichen Artikeln veröffentlicht wurden. Er beobachtete variable Cepheid- Sterne in den Clustern, die es ihm ermöglichten, ihre Entfernung (entsprechend ihrer Leuchtkraft) zu bestimmen.
Die meisten Kugelsternhaufen der Milchstraße werden in der Nähe des galaktischen Kerns beobachtet, und ein Großteil erscheint in dem Teil des Himmelshimmels, der auf dem Kern zentriert ist (um das Sternbild Schütze). 1918 verwendete Harlow Shapley diese sehr asymmetrische Verteilung , um die Dimensionen unserer gesamten Galaxie zu bestimmen. Unter der Annahme, dass die Kugelhaufen einer mehr oder weniger sphärischen Verteilung um das Zentrum der Galaxie folgten, berechnete er anhand ihrer Position die Position der Sonne in der Milchstraße . Auf diese Weise brachte Shapley die Sonne (von der jetzt bekannt ist, dass sie etwa 8,6 kpc vom Zentrum entfernt ist ) an ihren wahren Ort zurück, an den Rand unserer Galaxie, nicht an das Zentrum. Er zeigte damit, dass die Größe unserer Galaxie viel größer ist als bisher angenommen.
Die von Shapley geschätzten Entfernungen waren verzerrt, weil er die Absorption des Lichts der Sterne, die von bestimmten Clustern durch den galaktischen Staub beobachtet wurden, nicht berücksichtigt hatte, wodurch diese Cluster weiter entfernt erschienen. Seine Schätzung liegt jedoch in der gleichen Größenordnung wie die derzeit akzeptierte Größe.
Shapleys Messungen zeigten auch, dass die Sonne relativ weit vom Zentrum der Galaxie entfernt war, im Gegensatz zu Daten aus seiner Zeit, die auf der regelmäßigen Verteilung gewöhnlicher Sterne am Himmel beruhten. Tatsächlich werden gewöhnliche Sterne oft durch Gas und Staub von der galaktischen Scheibe verdeckt, während sich Kugelhaufen außerhalb dieser Scheibe befinden und von viel weiter entfernt gesehen werden können.
Henrietta Swope und Helen Battles Sawyer nahmen später an Shapleys Arbeit teil. Zwischen 1927 und 1929 begannen Harlow Shapley und Helen Sawyer, Cluster nach ihrer Sternendichte zu klassifizieren. Die dichtesten Cluster werden somit als Klasse I bezeichnet , bis zu den am wenigsten dichten Clustern der Klasse XII . Das aus dieser Klassifizierung resultierende System von H. Shapley und HB Sawyer wird heute verwendet.