Die Verteilung von Sternhaufen innerhalb der Milchstraße



Für den Vergleich der räumlichen Verteilung der unterschiedlichen Sternhaufentypen innerhalb der Milchstraße berechnete ich die $(x, y, z)$ Koordinaten von 1808 bekannten offenen Sternhaufen der Milchstraße aus Katalogdaten von Dias (Dias 2002 VizieR B/ocl) mit Hilfe von

$$
\begin{eqnarray}
x &=& r \, cos(b) \, cos(l) \\
y &=& r \, cos(b) \, sin(l) \\
z &=& r \, sin(b)
\end{eqnarray}
$$
wobei $l$ die galaktischen Länge, $b$ die galaktischen Breite und $r$ die Entfernung von der Sonne ist. In diesem Koordinatensystem befindet sich die Sonne im Ursprung, die x-Achse zeigt in Richtung des galaktischen Zentrums, die y-Achse liegt in der galaktischen Ebene und die z-Achse weist auf den galaktischen Nordpol. Die kartesischen Koordinaten der Kugelsternhaufen entnahm ich direkt dem Katalog von Harris (Harris 1996 VizieR VII/202).

Die Verteilung offener Sternhaufen (blau) und Kugelsternhaufen (grün) in der Milchstraße mit Blick vom galaktischen Nordpol auf die Milchstraßenebene.

Die Verteilung offener Sternhaufen (blau) und Kugelsternhaufen (grün) in der Milchstraße mit Blick vom galaktischen Nordpol auf die Milchstraßenebene.

Schon ein flüchtiger Blick auf die Verteilung der Position der offenen Sternhaufen zeigt ihre Konzentration in der Milchstraßenebene und um die Sonne herum. Die Berechnung des Mittelpunkts $M^*_{OC} = (x^* _{OC}, y^* _{OC} , z^* _{OC})$ der Verteilung der offenen Sternhaufen

$$
\begin{eqnarray}
x^*_{OC} = \frac{1}{N}\sum_{i=0}^Nx_{OC,i} \qquad
y^*_{OC} = \frac{1}{N}\sum_{i=0}^Ny_{OC,i} \qquad
z^*_{OC} = \frac{1}{N}\sum_{i=0}^Nz_{OC,i}
\end{eqnarray}
$$
mit $x^*_{OC}$ x-Komponente des Mittelpunktes, $x_{OC,i}$ x-Komponente der Position des $i$-ten offenen Sternhaufens (analoges gilt für y und z) und $N$ Anzahl der offenen Sternhaufen ergibt

$$
\begin{eqnarray}
x^*_{OC} = 290 \, \mathrm{pc} \pm 80 \, \mathrm{pc} \qquad
y^*_{OC} = 150 \, \mathrm{pc} \pm 110 \, \mathrm{pc} \qquad
z^*_{OC} = 20 \, \mathrm{pc} \pm 10 \, \mathrm{pc}
\end{eqnarray}
$$
ein Punkt in der Milchstraßeneben etwas in Richtung Zentrum der Milchstraße verschoben.

Dieses Ergebnis ist nicht weiter verwunderlich: Die zentrale Methode zur Identifikation eines offener Sternhaufen beruht auf der statistischen Analyse der Eigenbewegung der Sterne und die damit verbundene Differenzierung zwischen Haufensternen und Feldsterne (Sanders 1971). Der Bestimmung der Eigenbewegung sind messtechnische Grenzen gesetzt und so kann diese Methode nur im (relativ) näheren Umfeld der Sonne angewandt werden. Beim Verlassen der Milchstraßenebene habe die eher fluffigen offenen Sternhaufen der Gezeitenkraft der Milchstraße nicht viel entgegen zusetzen und werden schlicht zerrieben (Martinez-Medina 2017).

Die Verteilung offener Sternhaufen (blau) und Kugelsternhaufen (grün) in der Milchstraße mit seitlichem Blick auf die Milchstraße.

Die Verteilung offener Sternhaufen (blau) und Kugelsternhaufen (grün) in der Milchstraße mit seitlichem Blick auf die Milchstraße.

Das Identifizieren von Kugelsternen fällt durch ihre Kompaktheit naturgemäß viel leichter und kann z.B. recht einfach visuell auch für Sternhaufen in sehr großer Entfernung erfolgen. Aus der Berechnung des Mittelpunkts der Verteilung der Kugelsternhaufen $M^*_{GC}$

$$
\begin{eqnarray}
x^*_{GC} = 7800 \, \mathrm{pc} \pm 1000 \, \mathrm{pc} \qquad
y^*_{GC} = -500 \, \mathrm{pc} \pm 800 \, \mathrm{pc} \qquad
z^*_{GC} = 400 \, \mathrm{pc} \pm 1000 \, \mathrm{pc}
\end{eqnarray}
$$
ergibt sich, dass sich die 133 bekannten Kugelsternhaufen der Milchstraße (Harris 1996 VizieR VII/202) großräumig um das Zentrum der Milchstraße herum gruppieren – durchaus auch deutlich außerhalb der Milchstraßenebene.

Die Verteilung offener Sternhaufen (blau) und Kugelsternhaufen (grün) in der Milchstraße mit Blick Richtung galaktisches Zentrum.

Die Verteilung offener Sternhaufen (blau) und Kugelsternhaufen (grün) in der Milchstraße mit Blick Richtung galaktisches Zentrum.

Zusammenfassend ergibt sich für die Verteilung der Sternhaufen der Milchstraße folgendes Bild: Offene Sternhaufen gibt es reichlich, sind nicht immer ganz einfach zu erkennen, sie finden sich primär in der Milchstraßenebene und konnten bis dato aus meßtechnischen Gründen nur im näheren Umfeld der Sonne identifiziert werden. Eine alternative Methode zur Identifizierung von offenen Sternhaufen mit größerer Reichweite wäre sehr hilfreich. Kugelsternhaufen gibt es deutlich weniger, sie sind in der Regel recht einfach zu identifizieren und eher weiträumig um das Milchstraßenzentrum verteilt.

Anmerkung

Für diesen Blog-Eintrag nutzte ich die VizieR Datenbank beim CDS, Straßburg, Frankreich.

Literatur

Dias, W S; Alessi, B S; Moitinho, A; u. a. (2002): „New catalogue of optically visible open clusters and candidates“. In: Astronomy and Astrophysics. EDP Sciences 389 (3), S. 871–873, DOI: 10.1051/0004-6361:20020668.

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

Martinez-Medina, L A; Pichardo, B; Peimbert, A; u. a. (2017): „On the Survival of High-Altitude Open Clusters Within the Milky Way Galaxy Tides“. In: The Astrophysical Journal Letters. 834 (1), S. 58, DOI: 10.3847/1538-4357/834/1/58.

Sanders, W L (1971): „An improved method for computing membership probabilities in open clusters.“. In: Astronomy and Astrophysics. 14, S. 226–232.