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Blue Stragglers in Kugelsternhaufen

Kugelsternhaufen sind mehr oder weniger kugelförmige Ansammlungen von rund 100.000 bis zu einigen Millionen Sternen, die durch gegenseitige Massenanziehung (Gravitation) eng aneinander gebundenen sind. Sie gehören zu den ältesten Objekten im Universum und umrunden als Begleiter praktisch alle Galaxien. Die Kugelsternhaufen sind ein Nebenprodukt bei der Entstehung der Galaxien, welche sich vor 12-13 Milliarden Jahren aus großen Gaswolken bildeten.

Unsere Heimatgalaxie wird von einem Schwarm Kugelsternhaufen umkreist. Nur einige wenige bekanntere davon sind eingezeichnet. Quelle: Richard Powell, http://www.atlasoftheuniverse.com/galaxy.html

Eine solche Gaswolke zog sich unter dem Einfluß ihrer eigenen Schwerkraft langsam zusammen und geriet dabei in Rotation. Noch bevor die Gaswolke sich dadurch zu einer zur Mitte hin immer dichteren Galaxienscheibe  abflachen konnte, entstanden die Kugelsternhaufen aus kleinen zufälligen Materiezusammenballungen innerhalb der Gaswolke. Die Sterne der Kugelsternhaufen entstanden also schlagartig alle zum ungefähr gleichen Zeitpunkt!

Innerhalb der rotierenden Galaxienscheibe bildeten sich dagegen infolge von Dichtewellen Spiralarme, in denen sich bis heute fortlaufend neue Sterne bilden.

Die Sterne eines Kugelsternhaufens stammen also aus der Frühzeit des Universums und enthalten daher im Gegensatz zu den Sternen der galaktischen Scheibe nur relativ wenig schwere Elemente (Sternpopulation II). In der Scheibe wachsen dagegen immer wieder neue Sternengenerationen heran (Sternpopulation I). Nach und nach reichern sie bei ihrem Werden  und Vergehen sich und die galaktische Scheibe mit schweren Elementen an. Das linsenartig verdickte Zentrum (Bulge,dt. Aufwölbung, Verdickung) der galaktischen Scheibe besteht übrigens wiederum vorwiegend aus älteren Sternen der Population II. Es ähnelt damit einem riesigen Kugelsternhaufen.

Trägt man die absolute Leuchtkraft der Sterne in Abhängigkeit von Ihrer Farbe bzw. ihres Spektrums in einem Diagramm auf so erhält man ein sogenanntes Hertzsprung-Russel-Diagramm (HRD).

 

 Hertzsprung-Russel-Diagramm (HRD) Quelle: ESA

Normalerweise findet man die meisten Sterne auf der von rechts unten nach links oben verlaufenden Hauptreihe. Rechts unten liegen die nur schwach leuchtenden, kühlen roten Zwergsterne (Spektraltyp M), es folgen mit zunehmender Leuchtkraft die orangenen (Spektraltyp K), die gelben Zwergsterne in der Mitte der Hauptreihe, zu denen auch unsere Sonne gehört (Spektraltyp G), die gelbweißen (Spektraltyp F), die weissen (Spektraltyp A), die blauweissen (Spektraltyp B) und dann links oben die sehr hell leuchtenden, sehr heissen blauen Sterne (Spektraltyp O). Sterne gewinnen ihre Energie aus Kernverschmelzungsprozessen (Kernfusion), die letztlich durch ihre Eigengravitation angefacht und unterhalten werden. Unter dem ungeheuren Druck der eigenen Schwerkraft wird das Sterninnere derart zusammengepresst, daß im inneren Kern des Sterns Temperaturen von über 10 Millionen Grad erreicht werden. Unter diesen Bedingungen verschmelzen Wasserstoff(kerne) zu Helium(kernen). Dabei wird ein kleiner Teil der Gesamtmasse direkt in Energie umgewandelt. Die dabei erzeugte Strahlung hält den Stern im Gleichgewicht und verhindert, daß er unter der Last seiner eigenen Gravitationskräfte in sich zusammenfällt. Der Energietransport von innen nach außen findet erst durch Strahlungsübertragung, dann in den äußeren Schichten durch Wärmeleitung und Konvektion statt.

Je größer die Masse eines Sterns, umso mehr wird er im Inneren komprimiert, umso intensiver die Kernfusion und umso schneller wird der Kernbrennstoff verbraucht. Eine größere Masse geht also mit einer stärkeren Leuchtkraft, aber eben auch mit einer verkürzten Lebensdauer des Sterns einher.

Ist der Wasserstoff im inneren Kern des Sterns aufgebraucht, so kommt die energieliefernde Kernfusion zum Erliegen, und der gesamte Kern fängt an, unter seinem eigenen Gewicht zusammenzuschrumpfen. Die äußere Kernhülle, wo noch reichlich unverbrauchter Wasserstoff vorhanden ist, wird dabei sosehr verdichtet, daß hier erstmals Fusionssreaktionen stattfinden können. Durch dieses Schalenbrennen wird soviel Strahlungsnergie frei, daß sich die äußern Schichten des Sterns gewaltig ausdehnen. Der Stern bläht sich zu einem Roten Riesen auf und verlässt dabei die Hauptreihe nach oben rechts im HRD-Diagramm. Die Energie des Sterns verteilt sich auf eine überproportional anwachsende Oberfläche, so daß trotz zunehmender Strahlungsleistung pro Fläche weniger Energie abgestrahlt wird. Die Oberfläche des Sterns wird daher kühler, und der Stern erscheint nunmehr rot.

Die Wasserstofffusion in der Kernhülle lässt den inneren Heliumkern  schwerer werden, woraufhin dieser sich immer weiter zusammenzieht. Das Schalenbrennen verlagert sich dabei immer weiter nach außen. Der Stern bläht sich immer weiter auf und verliert zunehmend an Masse, denn durch die verstärkte Teilchenstrahlung (Sternenwind) bei abnehmender Schwerkraft an der Oberfläche (großer Sterndurchmesser)wird immer mehr Materie fortgerissen.

Überschreiten die Temperaturen im sich immer weiter verdichtenden Kern 100 Millionen Grad, so beginnt schlagartig das Heliumbrenne (Heliumflash). Dabei verschmelzen Heliumkerne zu Kohlenstoff und manchmal auch weiter zu Sauerstoff. Es wird soviel Energie frei, daß sich Kern und Hülle des Sterns ausdehnen. Dadurch lässt die Intensität des Schalenbrennens mit Wasserstoff nach, der Stern schrumpft wieder, und die Oberfläche wird bei insgesamt abnehmender Strahlungsleistung wieder heller. Dabei wandert er im HRD-Diagramm nach links auf den horizontalen Ast, der eine Art zweite obere  Hauptreihe der Heliumsterne bildet.  Wegen der hohen Kerntemperaturen  laufen die Kernfusionsprozesse jedoch so intensiv ab, daß die Sterne nur relativ kurze Zeit im horizontalen Ast verweilen. 

Im Hertzsprung-Russel-Diagramm (HRD) eines Kugelsternhaufens gibt es nun eine Besonderheit. Die Hauptreihe endet schon direkt oberhalb der gelben Zwergsterne, da die massereicheren Sterne, welche ihren Kernbrennstoff schneller verbrauchen, die Hauptreihe bereits verlassen haben und einen nach rechts oben weisenden Ast roter Riesensterne bilden. Dieser rote Riesenast knickt nahezu rechtwinklig am oberen Ende der Hauptreihe ab. Mit zunehmendem Alter eines Kugelsternhaufens bröckelt also seine Hauptreihe von oben bei den schwersten Sternen beginnend langsam nach unten ab, denn im Gegensatz zu der galaktischen Scheibe entstehen in Kugelsternhaufen ja keine neuen Sterne mehr, welche ansonsten die Hauptreihe wieder auffüllen könnten. Kugelsternhaufen haben auch stets einen ausgeprägten horizontalen Ast aus Sternen in der Phase des Heliumbrennens.

Abknickende Hauptreihe, Riesenast, horizontaler Ast und Blue Stragglers im HRD eines Kugelsternhaufens Quelle: Wikipedia

In den 1950er Jahren entdeckte der amerikanische Astronom Allan Sandage mit dem damals weltgrößten 5m Spiegelteleskop auf dem Mount Polomar in Kalifornien in dem Kugelsternhaufen M3 zur allgemeinen Überraschung scheinbar noch junge blaue Sterne jenseits der Abknickstelle auf der Hauptreihe. Die Überraschung deshalb groß, denn diese Sterne sollte es eigentlich gar nicht geben. Sandage nannte sie blaue Nachzügler (Blue Stragglers), da sie offenbar in ihrer Entwicklung hinter den Sternen des Kugelsternhaufens mit ähnlicher Masse zurückgeblieben waren, welche ja bereits zu Roten Riesen geworden waren.

Ein Wissenschaflerteam der Universität Bologna (Italien) um Francesco Ferraro konnte nun mit dem Hubble-Teleskop das Rätsel der Blue Stragglers entgültig lösen. 

Francesco Ferraro und sein Team: Flavio Fusi Pecci, Paolo Miocchi, Emanuele Dalessandro, Barbara Lanzoni, Francesco Ferraro (von links nach rechts) Quelle: http://www.bo.astro.it/

Die Astronomen beobachteten mit Hilfe den Kugelsternhaufen M30 im Sternbild Steinbock. M steht für Messier, den französischen Astronomen, der den Kugelsternhaufen 1764 entdeckte und mit der Katalognummer 30 in sein berühmtes Verzeichnis der Sternhaufen, Galaxien und Nebel aufnahm. M30 besteht aus mehreren hunderttausend Sternen, hat einen Durchmesser von etwa 90 Lichtjahren und ist rund 28.000 Lichtjahre entfernt.  

Der Kugelsternhaufen M30 Quelle: NASA, Hubble http://www.spacetelescope.org/

Die Wissenschaftler konnten in dem Kugelsternhaufen 45 Blue Stragglers ausmachen und fanden heraus, daß es sich bei den scheinbar so jungen Sternen doch um ältere Sterne handelt, die allerdings eine Verjüngungskur hinter sich haben. Diese Verjüngungskur kann nach den bisherigen Theorien auf zwei Weisen vonstatten gehen:

Entweder zwei Sterne stossen frontal zusammen, verschmelzen und mischen ihren nuklearen Brennstoff, wobei ein neuer blauer Stern mit rund der doppelten Masse wie der Durchschnitt im Kugelsternhaufen dabei herauskommt, oder aber in einem engen Doppelsternsystem saugt der kleinere Stern Wasserstoff vom größeren Partner ab und versorgt sich so mit neuem Kernbrennstoff (stellarer Vampirismus), wobei er ebenfalls deutlich an Masse gewinnt.

Die Blue Stagglers aus einer Sternenkollision erscheinen im Vergleich zu den Blue Stragglers aus stellarem Vampirismus unter engen Doppelsternen etwas heisser und blauer. Den Wissenschaftlern aus Bologna gelang es nun, mit dem Hubble-Weltraumteleskop diese beiden unterschiedlichen  Typen der Blue Stragglers tatsächlich nachzuweisen. Weiterhin konnte gezeigt werden, daß die Häufigkeit der Blue Stragglers zum Zentrum des Kugelsternhaufens hin zunimmt, was aufgrund ihrer im Vergleich zu den anderen Sternen des Haufens überdurchschnittlichen Masse auch zu erwarten war.

Blue Stragglers können sich durch Sternenkollisionen (oben) oder durch stellaren Vampirismus in engen Doppelsternsystemen (unten) bilden.  Quelle: NASA, Hubble http://www.spacetelescope.org/

Die hohe Sternendichte innerhalb eines Kugelsternhaufens begünstigt natürlich Sternenkollisionen und führt auch immer wieder zu Bahnstörungen in Doppelsternsysteme. Daher kommen Blue Stragglers in Kugelsternhaufen regelmäßig vor. Bei M30 kam nun wahrscheinlich noch vor 1-2 Milliarden Jahren ein Schwerkraftkollaps des Kugelhaufenzentrums hinzu, wodurch sich die Sternendichte noch einmal deutlich erhöhte.

Quelle: The European Homepage for the NASA/ESA Hubble Space Telescope http://www.spacetelescope.org/news/

Jens Christian Heuer

Stichworte: Sterne, Sterntypen und Sternentwicklung -> Kleines Lexikon Astronomie

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Kategorien:Sterne
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