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STERN/331: Ein Sternhaufen wird zerlegt (Sterne und Weltraum)


Sterne und Weltraum 3/16 - März 2016
Zeitschrift für Astronomie

Ein Sternhaufen wird zerlegt
Gaia sieht erste Einzelheiten der Milchstraße

Von Ulrich Bastian


Bei der Verifikation vorläufiger Ergebnisse der astrometrischen Messungen von Gaia sehen die beteiligten Astronomen schon erste wissenschaftliche Aspekte unserer Heimatgalaxie, der Milchstraße. Im kommenden Sommer soll der erste Gaia-Sternkatalog der weltweiten Forschergemeinde zur Verfügung gestellt werden.


In Kürze
  • Das Objekt mit der Katalognummer NGC 2451 galt bis Ende des 20. Jahrhunderts als offener Sternhaufen - danach kamen Zweifel an seiner Natur auf.
  • Präzise Eigenbewegungen zeigten im Jahr 1994 sogar zwei Sterngruppierungen auf.
  • Mit Hilfe der noch deutlich genaueren Daten des Astrometriesatelliten Gaia zeigen sich klar zwei getrennte offene Sternhaufen. Einer ist rund 700 Lichtjahre, ein zweiter rund 1300 Lichtjahre von uns entfernt.


Dem Beobachter erscheint das Objekt mit der Bezeichnung NGC 2451 als offener Sternhaufen. Diese lockere Gruppe von recht hellen Sternen im Sternbild Schiffsheck (lateinisch: Puppis) in der südlichen Milchstraße wurde von John Herschel im Jahr 1835 entdeckt und erstmals beschrieben. Ein halbes Jahrhundert später, 1888, nahm Johan Ludvig Emil Dreyer sie unter der Nummer 2451 in den New General Catalogue (NGC) auf, sein berühmtes Verzeichnis von Sternhaufen und kosmischen Nebeln.

Gegen Ende des 20. Jahrhunderts kamen Zweifel auf, ob diese Sterngruppe wirklich ein Sternhaufen ist, also eine gravitativ aneinander gebundene Gemeinschaft von Sterngeschwistern gleichen Alters aus dem Bauch einer gemeinsamen Muttergaswolke. Diese Zweifel gründeten sich auf Helligkeits- und Farbmessungen an den Mitgliedssternen. Sie wollten nicht recht zu der Annahme passen, dass diese Sterne einheitliche Entfernungen und Alter besaßen. In der Fachsprache ausgedrückt: In einem Farben-Helligkeits-Diagramm bildeten sie keine klar erkennbare Hauptreihe (siehe SuW 10/2015, S. 36).

Im Jahr 1994 konnten Siegfried Röser und ich mit unserem gerade fertig gestellten Sternkatalog PPM (Positions and Proper Motions) die Frage nach der Realität von NGC 2451 schließlich entscheiden: Für den PPM hatten wir nahezu die gesamten verfügbaren Positionsmessungen an Sternen aus mehr als 100 Jahren weltweiter astronomischer Fleißarbeit zusammengeführt, um präzise Eigenbewegungen von fast einer halben Million Sterne am ganzen Himmel abzuleiten. Als kleine wissenschaftliche Anwendung dieses Datenschatzes untersuchten wir die Bewegungen der angeblichen Haufenmitglieder von NGC 2451. Wenn die Sterngruppe wirklich ein Haufen wäre, dann hätten sie sich alle mit der gleichen Geschwindigkeit und in die gleiche Richtung am Himmel bewegen müssen - jedenfalls im Rahmen der Genauigkeit der gemessenen Eigenbewegungen. Aber das taten sie nicht. Ganz im Gegenteil: In einem Diagramm, das die Eigenbewegung in Ost-West-Richtung am Himmel gegen die Eigenbewegung in Nord-Süd-Richtung aufträgt, waren sie weit verstreut (siehe Kasten unten). Als Sternhaufen hätten sie sich in diesem Diagramm als kleine, dichte Gruppe zeigen müssen. Damit war endgültig bewiesen, dass NGC 2451 kein Sternhaufen, sondern nur eine zufällige Ansammlung von relativ hellen Sternen an dieser Stelle des Himmels ist.

Ein neuer Sternhaufen?

Das Diagramm oben von 1994 genau betrachtend, fragten wir uns damals, ob die geringe, kaum erkennbare Verdichtung der Punkte im orangefarbenen Kreis nur Zufall sei. Könnte das ein bisher unerkannter mitgliederarmer Sternhaufen sein, der zufällig in der Richtung des nicht existenten offenen Sternhaufens NGC 2451 liegt? Das ließ sich anhand der wenigen verstreuten Punkte in dem Diagramm nicht klar entscheiden.

Röser und ich durchwühlten die astronomische Literatur nach Helligkeits- und Farbmessungen für die Sterne in der vermuteten Verdichtung im Eigenbewegungsdiagramm. Wir wurden fündig und zeichneten ein Farben-Helligkeits-Diagramm aus den gesammelten Messungen, und - siehe da - mit nur drei Ausnahmen passten alle Punkte zu der Annahme, dass diese Sterne in einer einheitlichen Entfernung von rund 700 Lichtjahren (220 Parsec) von uns stehen. Technisch gesprochen: Sie bildeten eine deutliche und wohldefinierte Hauptreihe.

Anscheinend hatten wir nun einen realen Sternhaufen entdeckt. Aber das war noch nicht die letzte und größte Überraschung: Das Farben-Helligkeits-Diagramm aller Sterne in der Himmelsregion von NGC 2451 deutete einen völlig unabhängigen, zweiten Sternhaufen an, der weit hinter dem zuvor aus den Eigenbewegungen entdeckten liegt. Seine Entfernung bestimmen wir zu rund 1300 Lichtjahren (400 Parsec).

Die Veröffentlichung unserer doch noch recht unsicheren Neuigkeiten in »Astronomy and Astrophysics« veranlasste andere Astronomen, in der betreffenden Himmelsregion weitere und genauere Helligkeits- und Farbmessungen an Sternen vorzunehmen, und binnen weniger Jahre wurde die Existenz beider Sternhaufen zu einer anerkannten wissenschaftlichen Tatsache. Seither werden sie allgemein als NGC 2451A und NGC 2451B bezeichnet.

Gaia betritt die Bühne

Zwanzig Jahre später betrat der Astrometriesatellit Gaia der europäischen Weltraumagentur ESA die Bühne. In den letzten Monaten des Jahres 2015 begannen die an der Datenauswertung beteiligten Astronomen, die erste gründliche Kalibration des Instruments und erste Gesamtlösungen für Positionen, Eigenbewegungen und Parallaxen (das heißt Entfernungen) von Sternen zu erstellen. Als erster Schritt wurden experimentelle Probelösungen mit zwei Millionen Sternen produziert. »Experimentell« heißt in diesem Zusammenhang, dass die Programme verschiedene Testläufe durchlaufen. Deren Ergebnisse werden überprüft, daraus Konsequenzen für mögliche Verbesserungen gezogen, modifizierte Testläufe durchgeführt dann wiederum die Ergebnisse überprüft, und so weiter. In diesem komplexen Verifikationsprozess sind unter anderem Sternhaufen sehr nützliche Testobjekte.


Eigenbewegungsdiagramm von NGC 2451 - damals und heute

Das linke Diagramm verwendeten Siegfried Röser und Ulrich Bastian im Jahr 1994, um die wahre Natur von NGC 2451 herauszufinden. Dazu trugen die beiden Astronomen vom Astronomischen Rechen-Zentrum, Heidelberg, die Eigenbewegungen der Sterne gegeneinander auf. Die Punkte in den Außenbereichen des Diagramms gehören zu sonnennahen Sternen, die - einfach auf Grund ihrer Nähe zu uns - große Eigenbewegungen haben. Die Mitte des Diagramms zeigt eine dichte Ansammlung von weit entfernten Sternen mit - wiederum nur auf Grund der Entfernung - ziemlich kleinen Eigenbewegungen. Der orangefarbene Kreis markiert einen möglichen von Röser und Bastian neu entdeckten Sternhaufen. Auch das rechte Diagramm zeigt die Eigenbewegungen in der Himmelsregion von NGC 2451, nun aber mit den Messwerten aus der vorläufigen Gaia-Probelösung vom Juli 2015. Der Sternklumpen ist nun viel deutlicher zu erkennen (siehe Pfeil).

Grafiken aus der Originalpublikation im Schattenblick nicht veröffentlicht.


Eine Probelösung vom Juli 2015 wurde verwendet, um das gleiche Eigenbewegungsdiagramm zu zeichnen wie dasjenige von Röser und mir aus dem Jahr 1994 (siehe Grafik oben). Das offensichtliche, sehr dichte Klümpchen (Pfeil) lässt keinerlei Zweifel mehr entstehen, dass NGC 2451A wirklich ein Sternhaufen ist. Die geringe Größe des Klümpchens zeigt an, wie drastisch die Gaia-Messungen der ersten zehn Monate das Ergebnis von mehr als hundert Jahren bodengebundener Astrometrie bereits übertreffen.

Jetzt muss auch kein Farben-Helligkeits-Diagramm mehr bemüht werden, um die Existenz des offenen Sternhaufens NGC 2451A glaubhaft zu machen. Aber wie sieht es mit NGC 2451B aus, dem zweiten neuen Haufen? Die scheinbare Bewegung seiner Mitglieder liegt in dem Eigenbewegungsdiagramm leider - und rein zufällig - in dem dichten galaktischen Hintergrundklumpen. Deshalb konnte er im Jahr 1994 in diesem Diagramm weder entdeckt werden, noch ließ er sich nach der Entdeckung mit dessen Hilfe verifizieren. Er ist auch in dem neuen Eigenbewegungsdiagramm von Gaia nicht erkennbar.

Hier lassen sich nun die aus den Parallaxenmessungen von Gaia folgenden Entfernungen zusätzlich ins Spiel bringen. Schaut man sich die Verteilung der Parallaxen von allen 1100 Sternen im Himmelsfeld von NGC 2451 als Diagramm an, so erkennt man zunächst das übliche breite, glatte Maximum, das einerseits durch die zunehmende Zahl von Sternen mit wachsender Entfernung und andererseits durch die Helligkeitsgrenze des Probe-Gaia-Katalogs bestimmt wird. Genauere Betrachtung zeigt zusätzlich zwei unauffällige kleine, schmale Buckelchen (Maxima): einen bei rund 620 Lichtjahren (190 Parsec) und einen bei rund 1170 Lichtjahren (360 Parsec). Aha! Diese beiden Werte passen gut zu den in den 1990er-Jahren bestimmten Entfernungen der beiden Sternhaufen - im Rahmen der Unsicherheit der damaligen Messwerte. Das Histogramm der Parallaxenverteilung wird hier nicht abgebildet, weil es weitere wissenschaftliche Informationen enthalten könnte, die vor der Veröffentlichung eines Gaia-Katalogs nicht allgemein zugänglich werden sollen. Die hier gezeigten Eigenbewegungsdaten wurden von der ESA nur deshalb zur Vorabveröffentlichung freigegeben, weil sie im Prinzip keine wesentlichen Neuigkeiten enthalten - außer, dass Gaia gut funktioniert.

Die Grafik auf S. 39 zeigt die gleichen Eigenbewegungsdaten wie die auf S. 37, jedoch mit zusätzlicher Farbkodierung. Diejenigen Sterne, deren Eigenbewegungen auf eine Mitgliedschaft in NGC 2451A hindeuten, sind nun blau eingetragen. Sterne, deren Entfernungen innerhalb des kleinen Verteilungsmaximums bei 1170 Lichtjahren liegen, sind violett dargestellt. Die grünen Punkte repräsentieren einfach alle übrigen Sterne.

Was sagen uns nun die violetten Punkte in der Grafik auf S. 39? Auf den ersten Blick sind sie über das ganze Diagramm verteilt. Nun ja, natürlich gibt es Sterne, die mit NGC 4251B nichts zu tun haben, aber ungefähr in derselben Entfernung von uns und ungefähr in der gleichen Himmelsgegend stehen. Zusätzlich gibt es eine auffällige Konzentration von violetten Punkten am linken Rand des großen galaktischen Hintergrundklumpens (grüne Punkte). Sie ist viel zu dicht und deutlich, als dass sie auf reinem Zufall beruhen könnte. Das sind die Mitglieder des offenen Sternhaufens NGC 2451B! Sie besitzen innerhalb der Genauigkeit der bisher verwendeten Gaia-Daten eine gemeinsame Eigenbewegung. Wer mag, kann den Wert dieser Bewegung aus der obigen Grafik ablesen.

Man sollte diesem Wert aber noch nicht trauen. Die hier gezeigten Ergebnisse sind von sehr provisorischer Art. Seit Juli 2014 wurden in die laufende Kalibration und Auswertung der Gaia-Daten zusätzliche vier Missionsmonate einbezogen, und es gelangen beim Verständnis der Gaia-Instrumente große Fortschritte. Bei der Niederschrift dieses Beitrags im Januar 2016 waren die beteiligten Astronomen gerade dabei, die endgültige Lösung für den ersten Gaia-Katalog zu berechnen. Dieser wird nun in den ersten Monaten des Jahres sorgfältig überprüft und - bei hinreichender Qualität - den Astronomen der Welt im kommenden Sommer zur wissenschaftlichen Verwendung übergeben werden. Er wird rund eine Milliarde Positionen und Helligkeiten und zusätzlich rund zwei Millionen Eigenbewegungen und Parallaxen in bisher unerreichter Genauigkeit enthalten.


Verteilung der Positions- und Helligkeitsmessungen

Von Gaias Missionsbeginn im Juli 2014 bis Mitte Januar 2016 erstellte das Satellitenobservatorium mehr als 750 Milliarden Positions- und Helligkeitsmessungen am gesamten Himmel. Deren Anzahl und Verteilung zeigt diese Grafik. Die Abdeckung der Messwerte über den Himmel ist dabei nicht gleichförmig; die Anzahl der Messungen pro Pixel ist an der Farbskala abzulesen.

Man erkennt zum einen den Ring des Milchstraßenbands mit vielen für Kenner des Himmels vertrauten Strukturen und die beiden Magellanschen Wolken (unten Mitte). Zum anderen zeigt sich die - noch - recht ungleichförmige Überdeckung des Himmels durch das spezielle Messprinzip von Gaia.

Die Farbe gibt die Anzahl der an Bord detektierten und vermessenen Durchgänge von Sternen und anderen Himmelsobjekten pro Quadratgrad an. Der Maximalwert liegt bei 37 Millionen Durchgängen pro Quadratgrad, der Minimalwert bei 22.000. Die Gesamtzahl aller Durchgänge liegt bei fast 35 Milliarden. Jeder Durchgang liefert neun Positions- und elf Helligkeitsmessungen. Insgesamt enthält die Karte also weit über eine halbe Billion Messwerte. Bis zum Missionsende wird sich diese Zahl noch fast vervierfachen, und die Himmelsüberdeckung wird gleichmäßiger werden. Karten der Messungen eines Tages sind eines der vielen Mittel, mit denen die beteiligten Astronomen laufend die korrekte Funktion von Gaia überwachen.

Grafik aus der Originalpublikation im Schattenblick nicht veröffentlicht.


Ein kleines Schmankerl zum Schluss: Die hier gezeigten Bilder illustrieren, um wie viel leichter ein Sternhaufen im Eigenbewegungsdiagramm identifiziert werden kann, wenn man Gaia-Daten verwendet. In den späteren Gaia-Katalogen werden die Durchmesser der entsprechenden Punktwölkchen noch um Faktoren zwischen 5 und 10 kleiner, in der Fläche werden sie dann also 25- bis 100-fach konzentrierter sein. Und jene Kataloge werden Daten dieser Qualität nicht nur für zwei Millionen Sterne enthalten, sondern für Hunderte von Millionen.


Ulrich Bastian ist seit 1982 am Astronomischen Rechen-Institut tätig, einem Teil des Zentrums für Astronomie der Universität Heidelberg. Er war wesentlich an der Auswertung der Hipparcos-Messdaten beteiligt. Seit 1994 arbeitet er am Nachfolgesatelliten Gaia und dessen Datenpipeline.


Literaturhinweise Bastian, U.: Projekt Gaia: Die sechsdimensionale Milchstraße. Teil 1: Warum und wozu Gaia gebaut wird. In: Sterne und Weltraum 5/2013, S. 36-44. Teil 2: Wo, wann und wie Gaia arbeiten soll. In: Sterne und Weltraum 6/2013, S. 48-55

Jofré, P., Altmann, M.: Gaias erste Messungen. In: Sterne und Weltraum 5/2014, S. 28-29

Jordan, S.: Gaia in der Testphase. In: Sterne und Weltraum 5/2014, S. 26-28

Jordan, S.: Gaia - ein Jahr wissenschaftlicher Messungen. In: Sterne und Weltraum 11/2014, S. 20-22

Röser, S., Bastian, U.: NGC 2451 - What is it? In: Astronomy and Astrophysics 285, S. 875-879, 1994

Röser, S.: Offene Sternhaufen - Dynamische Bausteine unseres Milchstraßensystems. In: Sterne und Weltraum 10/2015, S. 36-44

Dieser Artikel und Weblinks im Internet:
www.sterne-und-weltraum.de/artikel/1395832

Didaktische Materialien:
www.wissenschaft-schulen.de/artikel/1156162

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w i s - wissenschaft in die schulen

Didaktische Materialien zu diesem Beitrag

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WiS in Sterne und Weltraum

»Gaia - die Milchstraßen-Weltkarte wird revolutioniert« möchten wir Ihnen zum Hauptartikel »Ein Sternhaufen wird zerlegt« nahelegen. Vergleicht man Weltkarten des Mittelalters mit denjenigen von heute, so stellt man bedeutende Unterschiede fest. Die Genauigkeit der Karten wuchs sprungartig mit den neuen Möglichkeiten der Positionsbestimmung. Derzeit stehen wir an der Schwelle zur Revolutionierung unserer Karte vom Milchstraßensystem. Weltraumobservatorien wie Gaia machen dies möglich. Der WIS-Beitrag verbindet ausgewählte Aspekte der Gaia-Mission mit Schulinhalten.
(ID-Nummer: 1156162)

Ebenfalls für diesen Artikel geignet ist »Das Hertzsprung-Russell-Diagramm«. Die Gaia-Mission der ESA führt derzeit eine hochpräzise Durchmusterung des Sternhimmels durch. Während der fünfjährigen Mission soll rund eine Milliarde Sterne unserer Milchstraße fotometrisch, spektroskopisch und astrometrisch erfasst werden. Eine der Methoden zur Datenauswertung besteht in der Verwendung von Hertzsprung-Russell-Diagrammen (HRD). Der Beitrag beschreibt, welche Diagrammformen (Achsenvarianten) es gibt und wie ein HRD aufgebaut ist.
(ID-Nummer: 1285846)

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Bildunterschriften der im Schattenblick nicht veröffentlichten Abbildungen der Originalpublikation:

Abb. S. 35:
Der offene Sternhaufen NGC 2541 steht in der südlichen Milchstraße im Sternbild Schiffsheck. Die 90 Minuten belichtete Aufnahme mit einem Takahashi FSQ-106 am Siding Spring Observatory in Australien gelang dem Amateurastronomen Mario Weigand aus Offenbach per Fernbeobachtung.

Abb. S. 39:
Gaias Daten enthalten nicht nur hochpräzise Positionen und Eigenbewegungen, sie ermöglichen auch die Zuordnung von Entfernungen aus den gemessenen Parallaxen. Verwendet man diese zusätzlich zu den Eigenbewegungen, so tritt auch der zweite neu entdeckte Sternhaufen ganz deutlich zu Tage. NGC 2451A ist schon im Diagramm auf S. 36 durch seine Eigenbewegung klar erkennbar; er ist hier durch blaue Punkte markiert. Der andere, NGC 2451B, ist im Eigenbewegungsdiagramm nur dann erkennbar, wenn man sich auf die Sterne in rund 1170 Lichtjahren Entfernung konzentriert (violette Punkte).


Der Artikel ist als PDF-Datei mit Abbildungen abrufbar unter:
http://www.spektrum.de/pdf/suw-2016-03-s034-pdf/1397952

© 2016 Ulrich Bastian, Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH, Heidelberg

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Quelle:
Sterne und Weltraum 3/16 - Kärz 2016, Seite 34 - 39
URL: http://www.spektrum.de/pdf/suw-2016-03-s034-pdf/1397952
Zeitschrift für Astronomie
Herausgeber:
Prof. Dr. Matthias Bartelmann (ZAH, Univ. Heidelberg),
Prof. Dr. Thomas Henning (MPI für Astronomie)
Redaktion Sterne und Weltraum:
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veröffentlicht im Schattenblick zum 12. April 2016

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