Hallo zusammen!
Das hier ist fast ein Off-Topic, aber auch wieder nicht. Es geht hier um Beobachtung von Kugelsternhaufen, allerdings vom theoretischen Blickwinkel. Natürlich vereinfacht und lückenhaft, aber immerhin ein Einstieg.
Viele Grüße,
Christoph
Kugelsternhaufen (GC) entstehen nach neusten Analysen in mindestens zwei Schritten: Eine ursprüngliche Sternpopulation entsteht, deren ausgestoßenes Gas im Haufen verbleibt und eine zweite Population Sterne erzeugt. Diese zweite Population hat eine andere Zusammensetzung (Metallizität) als die Erste. Das weitere Schicksal des Haufens ist von verschiedenen Parametern bestimmt, u.A. der Metallizität, der äußeren Umgebung und der Konzentration.
Die Entstehung eines Kugelsternhaufens ist sehr schlecht verstanden, deswegen gehen Modelle im Allgemeinen von einem bereits entstandenen Haufen aus, dessen Sterne "relaxiert" sind, d.h. die Geschwindigkeiten der Sterne sind aufeinander eingestellt (sie folgen einer so genannten Maxwell-Boltzmann-Geschwindigkeitsverteilung).
Sterne verlieren mit der Zeit nicht nur durch Kernfusion Masse, sondern auch durch Prozesse sowohl zwischen Sternen als auch während der Sternentwicklung (z.B. Magnetfelder). Diese Materie ist schon mit Helium und anderen schwereren Elementen angereichert, d.h. neu entstehende Sterne haben eine andere Zusammensetzung. Die zeitliche Entwicklung eines Sterns hängt vor Allem von seiner Masse, seinem Radius, seiner Temperatur und seiner Zusammensetzung ab. Die Evolution eines Sterns ist gut modelliert und es existieren umfangreiche Kataloge, die weiterbenutzt werden, um Sternentwicklung auch in einen Haufen zu interieren. Die zweite Generation von Sternen entwickelt sich also fundamental anders als die erste, vor ALlem in sofern, als die zweite Generation sich langsamer entwickelt, weil sie weniger Helium enthält. Deswegen bleiben nachdem nach einigen Milliarden Jahren hauptsächlich Sterne der zweiten Generation übrig.
Innerhalb des Haufens können Sterne interagieren, indem sie kollidieren und indem sie in geringer Entfernung vorbeifliegen. Dabei wird Bewegungsenergie übertragen, sodass schwere Sterne langsamer werden und nach genügend Zeit alle Sterne dieselbe Bewegungsenergie haben. Langsamere Sterne sinken aber ins Zentrum des Haufens und Haufen entwickeln sich auch dadurch, dass leichtere Sterne nach außen gedrängt werden. Weiter außen ist das Schwerkraftfeld des Haufens schwächer und Stern können aus dem Haufen "verdampfen". Der Haufen wird also mit der Zeit kleiner und die durchschnittliche Masse der Sterne steigt.
Ein dritter Effekt ist der Einfluss des äußeren Gravitationsfelds der umgebenden Galaxie. Wie in engen Doppelsternsystemen verliert der GC Materie, in diesem Fall, indem Sterne in zwei so genannten "tidal tails" (wörtlich: "Gezeitenschwänze") entweichen. Dieser Prozess kann durch Interaktion mit großen Gaswolken beschleunigt werden.
Weit entfernte GC können nicht mehr in Einzelsterne aufgelöst werden, ihre innere Struktur kann also nicht direkt beobachtet werden. Deswegen untersucht man so genannte integrierte Spektren, also das Spektrum des ganzen Haufens, genauso wie man das Spektrum eines Sterns untersucht. Das Spektrum eines Haufens ist eine Überlagerung der Spektren aller Einzelsterne, deren Konstellation einen direkten Einfluss auf die Gestalt des Spektrums hat. Auf diese Weise kann umgekehrt vorgegangen werden: Zuerst berechnet man das aus vordefinierten Parametern das integrierte Spektrum und vergleicht es dann mit Beobachtungen.
Es gibt zwei Methoden, mit denen simuliert werden kann: Eine Möglichkeit ist, die Bewegung aller Sterne einzeln zu berechnen (N-Body-Simulation). Dieses Verfahren ist exakt, aber dafür sehr langsam und kompliziert zu implementieren. Ein schnelleres Verfahren, das dafür aber weniger genau ist, benutzt statistische Methoden, die davon ausgehen, dass jeder Stern im Haufen zu irgendeinem Zeitpunkt an einem beliebigen Ort im Haufen sein wird und dass eine Kollision zweier Sterne für alle Sterne gleich ablaufen wird. Deswegen nimmt man z.B. einen Prozentsatz aller Sterne an, die kollidieren und berechnet daraus die Folgepositionen aller Sterne. Weil es hier um geballte Wahrscheinlichkeiten geht, heißt diese Methode nach der bekannten Stadt "Monte-Carlo-Methode".
Die Monte-Carlo-Methode ist die Methode, die ich verwende, um Kugelsternhaufen zu simmulieren. Die Details sind sehr mathematisch, ein Ergebnis ist eher anschaulich.
Dies ist der Anfang einer Simulation eines Kugelsternhaufens mit 50000 Sternen. Leider kann ich meine Simulation nicht hochladen, weil sie 4.8 MB groß ist. Schade eigentlich, denn Effekte wie Verkleinerung des Haufens, Kollaps des Kerns und auch die Entwicklung der Farbe (die Farben der Sterne entsprechen den "echten" Farben) sind gut sichtbar.
Das hier ist fast ein Off-Topic, aber auch wieder nicht. Es geht hier um Beobachtung von Kugelsternhaufen, allerdings vom theoretischen Blickwinkel. Natürlich vereinfacht und lückenhaft, aber immerhin ein Einstieg.
Viele Grüße,
Christoph
Kugelsternhaufen (GC) entstehen nach neusten Analysen in mindestens zwei Schritten: Eine ursprüngliche Sternpopulation entsteht, deren ausgestoßenes Gas im Haufen verbleibt und eine zweite Population Sterne erzeugt. Diese zweite Population hat eine andere Zusammensetzung (Metallizität) als die Erste. Das weitere Schicksal des Haufens ist von verschiedenen Parametern bestimmt, u.A. der Metallizität, der äußeren Umgebung und der Konzentration.
Die Entstehung eines Kugelsternhaufens ist sehr schlecht verstanden, deswegen gehen Modelle im Allgemeinen von einem bereits entstandenen Haufen aus, dessen Sterne "relaxiert" sind, d.h. die Geschwindigkeiten der Sterne sind aufeinander eingestellt (sie folgen einer so genannten Maxwell-Boltzmann-Geschwindigkeitsverteilung).
Sterne verlieren mit der Zeit nicht nur durch Kernfusion Masse, sondern auch durch Prozesse sowohl zwischen Sternen als auch während der Sternentwicklung (z.B. Magnetfelder). Diese Materie ist schon mit Helium und anderen schwereren Elementen angereichert, d.h. neu entstehende Sterne haben eine andere Zusammensetzung. Die zeitliche Entwicklung eines Sterns hängt vor Allem von seiner Masse, seinem Radius, seiner Temperatur und seiner Zusammensetzung ab. Die Evolution eines Sterns ist gut modelliert und es existieren umfangreiche Kataloge, die weiterbenutzt werden, um Sternentwicklung auch in einen Haufen zu interieren. Die zweite Generation von Sternen entwickelt sich also fundamental anders als die erste, vor ALlem in sofern, als die zweite Generation sich langsamer entwickelt, weil sie weniger Helium enthält. Deswegen bleiben nachdem nach einigen Milliarden Jahren hauptsächlich Sterne der zweiten Generation übrig.
Innerhalb des Haufens können Sterne interagieren, indem sie kollidieren und indem sie in geringer Entfernung vorbeifliegen. Dabei wird Bewegungsenergie übertragen, sodass schwere Sterne langsamer werden und nach genügend Zeit alle Sterne dieselbe Bewegungsenergie haben. Langsamere Sterne sinken aber ins Zentrum des Haufens und Haufen entwickeln sich auch dadurch, dass leichtere Sterne nach außen gedrängt werden. Weiter außen ist das Schwerkraftfeld des Haufens schwächer und Stern können aus dem Haufen "verdampfen". Der Haufen wird also mit der Zeit kleiner und die durchschnittliche Masse der Sterne steigt.
Ein dritter Effekt ist der Einfluss des äußeren Gravitationsfelds der umgebenden Galaxie. Wie in engen Doppelsternsystemen verliert der GC Materie, in diesem Fall, indem Sterne in zwei so genannten "tidal tails" (wörtlich: "Gezeitenschwänze") entweichen. Dieser Prozess kann durch Interaktion mit großen Gaswolken beschleunigt werden.
Weit entfernte GC können nicht mehr in Einzelsterne aufgelöst werden, ihre innere Struktur kann also nicht direkt beobachtet werden. Deswegen untersucht man so genannte integrierte Spektren, also das Spektrum des ganzen Haufens, genauso wie man das Spektrum eines Sterns untersucht. Das Spektrum eines Haufens ist eine Überlagerung der Spektren aller Einzelsterne, deren Konstellation einen direkten Einfluss auf die Gestalt des Spektrums hat. Auf diese Weise kann umgekehrt vorgegangen werden: Zuerst berechnet man das aus vordefinierten Parametern das integrierte Spektrum und vergleicht es dann mit Beobachtungen.
Es gibt zwei Methoden, mit denen simuliert werden kann: Eine Möglichkeit ist, die Bewegung aller Sterne einzeln zu berechnen (N-Body-Simulation). Dieses Verfahren ist exakt, aber dafür sehr langsam und kompliziert zu implementieren. Ein schnelleres Verfahren, das dafür aber weniger genau ist, benutzt statistische Methoden, die davon ausgehen, dass jeder Stern im Haufen zu irgendeinem Zeitpunkt an einem beliebigen Ort im Haufen sein wird und dass eine Kollision zweier Sterne für alle Sterne gleich ablaufen wird. Deswegen nimmt man z.B. einen Prozentsatz aller Sterne an, die kollidieren und berechnet daraus die Folgepositionen aller Sterne. Weil es hier um geballte Wahrscheinlichkeiten geht, heißt diese Methode nach der bekannten Stadt "Monte-Carlo-Methode".
Die Monte-Carlo-Methode ist die Methode, die ich verwende, um Kugelsternhaufen zu simmulieren. Die Details sind sehr mathematisch, ein Ergebnis ist eher anschaulich.
Dies ist der Anfang einer Simulation eines Kugelsternhaufens mit 50000 Sternen. Leider kann ich meine Simulation nicht hochladen, weil sie 4.8 MB groß ist. Schade eigentlich, denn Effekte wie Verkleinerung des Haufens, Kollaps des Kerns und auch die Entwicklung der Farbe (die Farben der Sterne entsprechen den "echten" Farben) sind gut sichtbar.
(xkcd.com)
. Aber dann ganz bald wieder 
!
. Raumverkrümmungen gibt es auch immer, da hast du Recht, nur sind sie im Allgemeinen nicht besonders stark. Mehr als die Hälfte der Sterne sind leichter als 0,8 Sonnenmassen und die Wenigsten sind schwerer als 30. In echten Kugelsternhaufen geht die Skala manchmal bis 150, da wird's dann echt kritisch, stimmt.
