M3

M3 (NGC 5272) ist ein Kugelsternhaufen im Sternbild Canes Venatici mit der Position Rektaszension 13h 42m 12s und Deklination +28d 32m 38s J2000.0 (Goldsbury 2010). Aus seiner Entfernung von knapp 34000 Lichtjahren (Paust 2010) und seiner scheinbaren Größe von 16.2 arcmin (Kepple 1998) ergibt sich für den Kugelsternhaufen ein Durchmesser von etwa 160 Lichtjahren.

M3 aufgenommen mit einem Takahashi Epsilon 250 Astrograph und einer SBIG ST-10XME CCD Kamera. Norden ist oben, Osten links.

Ein Bild mit Anmerkungen findet sich hier.

Charles Messier nahm den Kugelsternhaufen am 3. Mai 1764 als Nummer 3 in seinen Katalog auf, er notierte: “Nebel entdeckt zwischen dem Bärenhüter (Bootes) und einem der Jagdhunden des Hevelius (Canes Venatici), er enthält keinerlei Sterne, das Zentrum ist brillant und sein Licht wird langsam schwächer; er ist rund …” 1 (Messier 1781).

Mit seinem 7, 10 und 20-Fuß Reflektor beobachtet William Herschel eine Körnigkeit im Nebel und erwartete das Objekt mit seinem damals dann aktuellen Teleskop in Einzelsterne auflösen zu können (Herschel 1784).

John Louis Dreyer schließlich notierte in seinem New General Catalog, NGC 5272: “Very much remarkable, globular cluster of stars, extreme bright, very large, very smaller and brighter in the middle, stars of 11 mag” 2 (Dreyer 1888 VizieR VII/118).

Aufsuchkarte für M4. Die Karte deckt einen Bereich von etwa 40° x 17° ab. Der eingezeichnete Kreis im Zentrum hat einen Durchmesser von 5°. Es sind Sterne bis zu einer Grenzgröße von +9,0 mag eingezeichnet.

Ich finde M3 indem ich die Strecke von γ Com nach β Com um etwa 2/3 nach Osten verlängere. Mit meinem TS ED 100/600 Refraktor und Pentax XL 10,5mm Okular zeigte sich M3 bei 57-facher Vergrößerung sehr weich und nebelartig, ich konnte den Sternhaufen nicht auflösen.

Im Gegensatz zu den offenen Sternhaufen sind die bekannten Kugelsternhaufen der Milchstrasse relativ weiträumig in unserer Galaxie verteilt (siehe hier) (Harris 1996 VizieR VII/202). Der Kugelsternhaufen M3 befindet sich deutlich außerhalb der galaktischen Ebene annähernd 10 kpc senkrecht oberhalb der Sonne. Der Wert für die interstellare Extinktion $E(B-V)$ ist mit 0,01 mag dementsprechend sehr niedrig (Harris 1996). Auch aus diesem Grund ist M3 ein sehr beliebtes Studienobjekt.

Die Position vom M3 (rot) innerhalb der Milchstrasse. Sonne (gelb), Zentrum der Milchstraße (schwarz), andere Kugelsternhaufen (blau). Die Milchstraße wird durch einen erweiterten Kreis mit einem Durchmesser von 30 kpc angedeutet. Die x-Achse zeigt Richtung des Zentrum und die y-Achse in Richtung der Rotation der Milchstraße, die z-Achse weist auf den galaktischen Nordpol.

Mit einer Gesamtmasse von 450 kM☉ (Marks 2010) und einer durchschnittlichen Sternenmasse von 0,33 M☉ (Costa 1976) hat der Sternhaufen in etwa 1,4 Millionen Mitglieder. Das ist relativ viel verglichen mit dem sonst typischer Weise angegebenen Wert von 450000 Sternen – allerdings habe ich keine Quelle zur Herkunft dieser Zahl gefunden.

Das Farben-Helligkeits-Diagramm des Kugelsternhaufens zeigt keine blauen und jungen Sterne mehr. Bei einem knapp über 11 Milliarden Jahre alten Objekt (Forbes 2010) ist dies auch nicht anders zu erwarten und so zeigt der wohldefinierte Abzweigpunkt letztendlich an, dass sich die Sterne des Haufens gleichzeitig formierten.

Farben-Helligkeits-Diagramm von M3. Der wohldefinierte Abzweigpunkt zeigt, dass die Mitglieder des Sternhaufens gemeinsam zur selben Zeit entstanden sind.

Interessanter Weise entdeckte Allan Sandage vor mehr als 60 Jahren die ersten Blauen Nachzügler (BSS) in M3 (Sandage 1953). Diese Sterne sind zu jung und zu blau um zur ursprünglichen Population des Sternhaufens zu gehören, sie existieren aber durchaus reichlich gerade im Zentrum von Kugelsternhaufen. Mögliche Mechanismen für die Entstehung sind: Massetransfer in Doppelsternen (Di Stefano 2011), Sternenverschmelzung (Shappee 2012) und -kollision (Sills 2010).

Neben 263 BSS im Kern (Ferraro 1997) ist der Kugelsternhaufen für die relativ große Anzahl an variablen Sternen bekannt; 219 davon sind vom RR Lyrae Typ (Siegel 2015).

Anmerkung

Für die Recherche zu M3 nutzte ich unter anderem sowohl die SIMBAD Datenbank beim CDS, Straßburg, Frankreich (Wenger 2000) als auch die VizieR Datenbank ebenfalls beim CDS. Aufsuchkarte mit freundlicher Genehmigung von Starry Night www.starrynight.com.

Links

M3 @ NED
M3 @ SEDS
M3 @ SIMBAD

Literaturverzeichnis

Di Stefano, R (2011): „TRANSITS AND LENSING BY COMPACT OBJECTS IN THE KEPLER FIELD: DISRUPTED STARS ORBITING BLUE STRAGGLERS“. In: The Astronomical Journal. IOP Publishing 141 (5), S. 142, DOI: 10.1088/0004-6256/141/5/142.

Ferraro, F R; Paltrinieri, B; Fusi Pecci, F; u. a. (1997): „HST observations of blue Straggler stars in the core of the globular cluster M 3.“. In: Astronomy and Astrophysics. 324, S. 915–928.

Forbes, Duncan A; Bridges, Terry (2010): „Accreted versus in situ Milky Way globular clusters“. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. DOI: 10.1111/j.1365-2966.2010.16373.x.

Goldsbury, Ryan; Richer, Harvey B; Anderson, Jay; u. a. (2010): „The ACS Survey of Galactic Globular Clusters. X. New Determinations of Centers for 65 Clusters“. In: The Astronomical Journal. 140 (6), S. 1830–1837, DOI: 10.1088/0004-6256/140/6/1830.

Harris, William E (1996): „A Catalog of Parameters for Globular Clusters in the Milky Way“. In: Astronomical Journal v.112. 112, S. 1487, DOI: 10.1086/118116.

Herschel, William (1784): „Account of Some Observations Tending to Investigate the Construction of the Heavens. By William Herschel, Esq. F. R. S.“. In: Philosophical Transactions. 74, S. 437–451, DOI: 10.1098/rstl.1784.0034.

Kepple, G R; Sanner, G W (1998): The Night Sky Observers Guide. Richmond, Virginia: Willmann-Bell, Inc.

Marks, Michael; Kroupa, Pavel (2010): „Initial conditions for globular clusters and assembly of the old globular cluster population of the Milky Way“. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. DOI: 10.1111/j.1365-2966.2010.16813.x.

Messier, Charles (1781): „Catalogue des Nébuleuses & des amas d’Étoiles“. In: Connoissance des Temps. S. 227–267.

Paust, Nathaniel E Q; Reid, I Neill; Piotto, Giampaolo; u. a. (2010): „The ACS Survey of Galactic Globular Clusters. VIII. Effects of Environment on Globular Cluster Global Mass Functions“. In: The Astronomical Journal. IOP Publishing 139 (2), S. 476–491, DOI: 10.1088/0004-6256/139/2/476.

Rey, Soo-Chang; Yoon, Suk-Jin; Lee, Young-Wook; u. a. (2001): „CCD Photometry of the Classic Second Parameter Globular Clusters M3 and M13“. arXiv.org. IOP Publishing, DOI: 10.1086/324104.

Sandage, Allan R (1953): „The color-magnitude diagram for the globular cluster M 3.“. In: Astronomical Journal. 58, S. 61–75, DOI: 10.1086/106822.

Siegel, Michael H; Porterfield, Blair L; Balzer, Benjamin G; u. a. (2015): „THE SWIFTUVOT STARS SURVEY. II. RR LYRAE STARS IN M3 AND M15“. In: The Astronomical Journal. 150 (4), S. 129, DOI: 10.1088/0004-6256/150/4/129.

Sills, Alison; Kologera, Vicky; van der Sluys, Marc (2010): „Blue Straggler Formation in Clusters“. In: AIP, S. 105–112, DOI: 10.1063/1.3536351.

Shappee, Benjamin J; Thompson, Todd A (2012): „The Mass-Loss Induced Eccentric Kozai Mechanism: A New Channel for the Production of Close Compact Object-Stellar Binaries“.

Wenger, M; Ochsenbein, F; Egret, D; u. a. (2000): „The SIMBAD astronomical database. The CDS reference database for astronomical objects“. In: Astronomy and Astrophysics Supplement. EDP Sciences 143 (1), S. 9–22, DOI: 10.1051/aas:2000332.

Notes:

  1. Nébuleuse découverte entre le Bouvier & un des Chiens de Chasse d’Hévélius, elle ne contient acune étoile, le centre es est brillliant & sa lumière se perd insensiblement, elle est ronde …
  2. !!, ⨁, eB, vL, vsmbM, st 11…