Offene Sternhaufen

Offene Sternhaufen, auch galaktische Haufen genannt, sind Anhäufungen von Sternen im Inneren der Galaxien. Sterne treten nämlich des Öfteren nicht einzeln , sondern in Gruppen auf, deren Mitglieder sich aus derselben interstellaren Materiewolke gebildet haben. In der Milchstraße wurden bereits mehrere tausend solcher Sternhaufen beobachtet – doch es dürfte insgesamt zehnmal so viele geben.

Beobachtung:

Offene Sternhaufen bestehen in der Regel aus mehreren Dutzend bis zu einigen hundert Sternen. Sie haben zumeist  keine sehr ausgeprägte Form. Ihre Größe bewegt sich zwischen 5 und 50 Lichtjahren. Man kann sie relativ gut beobachten, weil sie durch ihre überdurchschnittlich hohe Konzentration von Sternen auffallen. Während in dem Gebiet der Milchstraße, in dem unsere Sonne liegt, die Sterne im Durchschnitt 6 bis 7 Lichtjahre voneinander entfernt sind, beträgt die Distanz in einem offenen Sternhaufen nur rund 2 Lichtjahre. Dies bedeutet, dass in einem solchen Sternhaufen 30-mal mehr Sterne vorhanden sind als in der Umgebung.Um sicherzugehen, dass eine bestimmte Gruppe von Sternen zu ein und demselben Sternhaufen gehört, misst man die Entfernung und die Bewegung der Sterne. Wenn sich Sterne, die wir am Himmel nah beisammen sehen, auch in ungefähr der gleichen Entfernung von der Erde befinden, so können wir daraus schließen, dass sie tatsächlich demselben Sternhaufen angehören. Darüber hinaus bewegen sich die Mitglieder eines Sternhaufens im Allgemeinen in derselben Richtung im Raum.Manche Sternhaufen sind sehr gut zu beobachten, wie etwa die Plejaden (M 45) im Sternbild Stier oder h und ϰ Persei, zwei benachbarte Sternhaufen im Sternbild Perseus. Weitere recht spektakuläre Sternhaufen sind M 44, auch als Praesepe bekannt, im Sternbild Krebs, M 6 im Sternbild Skorpion und M 35 in den Zwillingen. Obwohl manche dieser offenen Sternhaufen auch mit bloßem Auge sehr gut zu erkennen sind, wie etwa die Plejaden und die beiden Persei-Haufen, so empfiehlt es sich doch, zumindest einen Feldstecher zu verwenden, da man mit diesem viele dieser Haufen nicht bloß als blassen Nebelfleck sieht, sondern sogar in einzelne Sterne auflösen kann. 

Alter und Zusammensetzung:

Die Mitglieder eines offenen Sternhaufens sind generell sehr junge Sterne; ihr Alter bewegt sich zumeist zwischen einigen Millionen und mehreren hundert Millionen Jahren. In seltenen Fällen können offene Sternhaufen auch aus Sternen bestehen, die über 1 Mrd. Jahre alt sind; Beispiele für außergewöhnlich alte Sternhaufen sind M 67 (5 bis 6 Mrd. Jahre) sowie h und ϰPersei (3 Mrd. Jahre). Das Alter der Plejaden liegt hingegen bei nur 50 Mio. Jahren. Ihr geringes Alter ist eng mit der chemischen Zusammensetzung und der Position verknüpft, an der sie innerhalb der Galaxis stehen. Junge Sterne der Population I zeichnen sich durch ihren hohen Anteil an schweren Elementen aus, wobei in der Astronomie alle Elemente außer Wasserstoff und Helium als schwer bezeichnet werden. Der Reichtum an solchen schweren Elementen erklärt sich dadurch, dass sich diese Sterne aus Gas- und Staubwolken gebildet haben, die mit Elementen angereichert wurden, welche von Supernovae stammen – also von alten Sternen, die mit ihrer Explosion solche Elemente freisetzten. Offene Sternhaufen treten besonders häufig in der Milchstraßenebene auf (daher die Bezeichnung galaktische Haufen), und zwar in der Nähe der Spiralarme. Dies liegt daran, dass es in den Spiralarmen immer noch zahlreiche Materiewolken gibt, die die Basis für die Entstehung neuer Sterne darstellen, wenngleich diese Entstehungsprozesse bei weitem nicht mehr so zahlreich sind wie in den Anfangsphasen des Universums.

Der Hauptgrund dafür, dass offene Sternhaufen selten ein hohes Alter erreichen, ist der, dass sie dazu neigen, sich allmählich aufzulösen. Die Gravitationskräfte, die sie zusammenhalten, sind nicht allzu stark, sodass sich die Sterne schließlich nach einigen hundert Millionen bis wenigen Milliarden Jahren voneinander entfernen, was u.a. auf die Wirkung des Gravitationsfeldes der Galaxis zurückzuführen ist. Die älteren Sternhaufen sind gleichzeitig die dichtesten, weil sie von stärkeren Gravitationskräften zusammengehalten werden. So ist etwa NGC 6791 mit seinen rund 10.000 Sternen bereits ca. 10 Mrd. Jahre alt.

Offene Sternhaufen und Sternentwicklung:

Die Sterne eines Haufens haben das gleiche Alter und die gleiche chemische Zusammensetzung. Sie sind alle mehr oder weniger zur gleichen Zeit aus derselben Wolke aus Gas und Staub hervorgegangen. Dass sie mit der Zeit doch unterschiedliche Entwicklungen einschlagen können, liegt daran, dass ihre Masse mitunter verschieden ist. Die massereicheren Sterne entwickeln sich schneller, während die kleineren ihren Brennstoffvorrat viel langsamer verbrauchen. Das Studium der Sternhaufen liefert deshalb wertvolle Aufschlüsse über die verschiedenen Phasen der Sternentwicklung.

Zu den Mitgliedern der offenen Sternhaufen zählen neben Doppel- und Mehrfachsternen auch verschiedene Typen von Veränderlichen, u.a. auch die klassischen Cepheiden. RR-Lyrae – Sterne trifft man hingegen nicht an; diese sind als alte Sterne vornehmlich in Kugelsternhaufen zu finden. Durch das Vorhandensein von klassischen Cepheiden in offenen Sternhaufen lässt sich eine Beziehung zwischen Periode und Leuchtkraft herstellen, die wiederum eine Entfernungsbestimmung ermöglicht.

Offene Sternhaufen können auch in anderen Galaxien, insbesondere in den nahegelegenen, beobachtet werden. Aus dem Studium der Ähnlichkeiten bzw. Unterschiede zu den Sternhaufen der Milchstraße erhofft man sich weitere wertvolle Aufschlüsse über diese Anhäufungen von Sternen.