Objekte des Monats: Der Kugelsternhaufen Messier 62

Der Kugel­stern­hau­fen Mes­sier 62 (NGC 6266), im äqua­tor­na­hen Stern­bild Schlan­gen­trä­ger (Ophiu­chus), wur­de am 7. Juni 1771 von dem fran­zö­si­schen Astro­no­men Charles Mes­sier ent­deckt. Erst am 4. Juni 1779, also acht Jah­re spä­ter, nahm er den Hau­fen in sei­nen berühm­ten Kata­log der Stern­hau­fen und Nebel auf, nach­dem er die Posi­ti­on von M 62 genau­er bestimmt hat­te. Er beschrieb den Stern­hau­fen als kome­ten­ähn­li­chen Nebel mit einem hel­len Zen­trum, das von einem schwa­chen Leuch­ten umge­ben ist. Der deutsch-bri­ti­sche Astro­nom Fried­rich Wil­helm Her­schel war schließ­lich im Jahr 1785 der ers­te Beob­ach­ter, der den Kugel­hau­fen mit sei­nem 20-Fuß-Tele­skop in sei­ne Ein­zel­ster­ne auf­lös­te. Er ver­glich ihn mit einer Minia­tur­aus­ga­be von Mes­sier 3. Auf­grund sei­ner süd­li­chen Lage am Him­mel ist Mes­sier 62 von Mit­tel­eu­ro­pa aus recht schwie­rig zu beobachten.

Ein beeindruckender Kugelhaufen für südlichere Standorte

Mes­sier 62 ist mit einer Hel­lig­keit von 6,4 mag schon in Fern­glä­sern und klei­nen Tele­sko­pen gut sicht­bar. Lei­der erreicht er aber mit einer Dekli­na­ti­on von ‑30 Grad von Mit­tel­eu­ro­pa aus gese­hen nur gerin­ge Höhen über dem Hori­zont. Daher bleibt der Kugel­stern­hau­fen in unse­ren Brei­ten auch mit grö­ße­ren Instru­men­ten eher unauf­fäl­lig. Der Stern­hau­fen befin­det sich 22.200 Licht­jah­re von der Erde ent­fernt und besitzt einen schein­ba­ren Durch­mes­ser von gut 14,1 Bogen­mi­nu­ten. Damit erscheint der Kugel­stern­hau­fen etwa halb so groß wie der Voll­mond an unse­rem Him­mel. Die wah­re Aus­deh­nung von M 62 wird in der astro­no­mi­schen Lite­ra­tur mit etwa 110 Licht­jah­ren, sei­ne Mas­se mit mehr als 1,22 Mil­lio­nen Son­nen­mas­sen und die Zahl sei­ner Mit­glie­der mit 500.000 ange­ge­ben. Damit gehört er zu den 10 größ­ten und mas­se­reichs­ten Kugel­stern­hau­fen unse­res Milch­stra­ßen­sys­tems. Sei­ne abso­lu­te Hel­lig­keit beträgt ‑9,18 mag und sein Alter 11,4 Mil­li­ar­den Jah­re. Auf­grund der Absorp­ti­on durch dem Kugel­stern­hau­fen vor­ge­lag­ter­ten inter­stel­la­rem Staub beträgt der Licht­ver­lust gut 2,4 Größenklassen.

Auf­grund sei­ner süd­li­chen Posi­ti­on am Him­mel lässt sich Mes­sier 62 am bes­ten von süd­li­chen Stand­or­ten wie Nami­bia aus beob­ach­ten. Dort kul­mi­niert der Stern­hau­fen in Zenit­nä­he und erscheint uns ähn­lich hell und ein­drucks­voll wie Mes­sier 3 im Stern­bild Canes Ven­ta­ti­ci. Der Stern­hau­fen befin­det sich in einer der ster­nen­reichs­ten Regio­nen unse­rer Milch­stra­ße, in der Nähe des zen­tra­len Bul­ge. Auf lang­be­lich­te­ten Auf­nah­men ist die­se Regi­on mit schwa­chen Ster­nen über­sät. Mes­sier 62 ist ein typi­scher „Bulge“-Sternhaufen, der eine ziem­lich unre­gel­mä­ßi­ge Form hat. Sein Zen­tral­be­reich ist nach Süd­os­ten hin ver­scho­ben. Als Ursa­che für die­se Ver­for­mung wer­den Gezei­ten­kräf­te unse­rer Milch­stra­ße auf­grund der gro­ßen Nähe zum galak­ti­schen Zen­trum von nur 5.500 Licht­jah­ren ver­mu­tet. Ein wei­te­rer Grund könn­te die stär­ke­re Absorp­ti­on durch die Vor­der­grund­ma­te­rie auf der Süd­sei­te des Stern­hau­fens sein, die sich zwi­schen dem Stern­hau­fen und unse­rem Son­nen­sys­tem befindet.

Der Kern des Kugel­hau­fens scheint sehr dicht zu sein. Man ver­mu­tet, dass der Hau­fen ähn­lich wie ande­re Kugel­stern­hau­fen in unse­rer Milch­stra­ße wie zum Bei­spiel Mes­sier 15, Mes­sier 30, Mes­ser 70 und mög­li­cher­wei­se auch Mes­sier 79, einen Kern­kol­laps erlit­ten hat. Der Kugel­stern­hau­fen ent­hält zudem zwei Stern­ge­nera­tio­nen. Von den Haupt­rei­hen­ster­nen gehö­ren etwa 79% der ers­ten und 21% der zwei­ten Gene­ra­ti­on an. Die zwei­te Gene­ra­ti­on weist auch einen höhe­ren Anteil an schwe­ren Ele­men­ten auf, die von der ers­ten Gene­ra­ti­on frei­ge­setzt wur­den. Wahr­schein­lich fan­den in M 62 zwei getrenn­te Stern­ent­ste­hungs­pro­zes­se statt.

Veränderliche Sterne und Röntgenquellen

Für einen Kugel­stern­hau­fen besitzt M 62 eine rela­tiv gro­ße Anzahl ver­än­der­li­cher Ster­ne. Allein im Jahr 1970 wur­den 89 Ver­än­der­li­che ent­deckt. Hier­bei han­delt es sich zumeist um kurz­pe­ri­odi­sche Ver­än­der­li­che vom Typ RR Lyrae. Die­se Hau­fen­ver­än­der­li­chen sind für die kos­mi­sche Ent­fer­nungs­be­stim­mung von gro­ßer Bedeu­tung. Gegen­wär­tig beläuft sich die Zahl der ent­deck­ten RR-Lyrae-Ster­ne auf 209, was den Hau­fen in Bezug auf die Anzahl sie­ser Ster­ne zum reichs­ten Stern­hau­fen der gesam­ten Milch­stra­ße macht. Allein die Gesamt­zahl aller ver­än­der­li­chen Ster­ne beträgt nach einer im Jahr 2010 ver­öf­fent­lich­ten Stu­die 245! Auch hier gibt es eine Asym­me­trie. Denn im nörd­li­chen Teil des Hau­fens ist die Zahl der Ver­än­der­li­chen grö­ßer. Dar­über hin­aus sind der­zeit vier Typ II Cep­hei­den, 25 lang­pe­ri­odi­sche Ver­än­der­li­che und ein bede­ckungs­ver­än­der­li­cher Dop­pel­stern bekannt. Dar­über hin­aus wur­den 47 Blaue Nach­züg­ler (Blue Stragg­lers) iden­ti­fi­ziert. Die­se kon­zen­trie­ren sich vor allem auf das Zen­trum des Hau­fens. Die Stern­dich­te in sei­nem Zen­trum beträgt 5,13 Son­nen­mas­sen pro Kubik­par­sec. Bei so vie­len Ster­nen im Zen­trum kann es häu­fig zu Wech­sel­wir­kun­gen und Ver­schmel­zun­gen kom­men, aus denen die­se Blue Stragg­lers ent­ste­hen können.

Mit Hil­fe des Rönt­gen­ob­ser­va­to­ri­ums Chandra wur­den in den letz­ten Jah­ren zahl­rei­che Rönt­gen­quel­len ent­deckt. Davon befin­den sich 50 inner­halb des Halb­mas­sen­ra­di­us von 9,6 Licht­jah­ren. Man geht davon aus, dass es sich dabei um enge Stern­paa­re oder um Mil­li­se­kun­den-Pul­sa­re in einem engen Dop­pel­stern­sys­tem mit Wei­ßen Zwer­gen han­delt, die durch enge Wech­sel­wir­kun­gen der Ster­ne inner­halb des Hau­fens ent­stan­den sind. Der schnells­te die­ser Pul­sa­re rotiert in nur 2,295 Mil­li­se­kun­den um sei­ne Ach­se. Der­zeit sind zehn binä­re Mil­li­se­kun­den­pul­sa­re bekannt. So umkreist der Pul­sar J1701-3006B sei­nen Nach­barn in gut 0,144 Tagen. Auch der Mil­li­se­kun­den­pul­sar M62B zeigt ein Bede­ckungs­ver­hal­ten, das auf Gas­strö­me von sei­nem Beglei­ter zurück­zu­füh­ren ist. M62H wird sogar von einem Exo­pla­ne­ten umkreist. Die­ser besitzt etwa die drei­fa­che Mas­se des Pla­ne­ten Jupi­ter. Im Jahr 2013 wur­de zudem ein Schwar­zes Loch stel­la­rer Mas­se (M62-VLA1) gefun­den. Es war das ers­te Schwar­ze Loch, das jemals in einem Kugel­stern­hau­fen der Milch­stra­ße ent­deckt wur­de. Radio­emis­sio­nen deu­ten fer­ner dar­auf hin, dass sich im Kern von Mes­sier 62 sogar ein Schwar­zes Loch mitt­le­rer Mas­se mit meh­re­ren tau­send Son­nen­mas­sen befin­den könnte.

Beobachtung

Unter einem dunk­len Land­him­mel und guter Hori­zont­sicht erscheint M 62 bereits im 10x50 Feld­ste­cher als klei­ner, schwa­cher, ova­ler Licht­fleck in einem reiz­vol­len Ster­nen­feld mit zahl­rei­chen Dun­kel­ne­beln. In Nami­bia ist der Stern­hau­fen sogar mit dem blo­ßen Auge zu erken­nen. Auf­grund der Ster­nen­fül­le der süd­li­chen Milch­stra­ße wird er jedoch leicht über­se­hen. Im 2,5 bis 3‑Zoll-Tele­skop erscheint der Kugel­stern­hau­fen wie ein klei­ner, rund­li­cher Komet mit einer auf­fäl­li­gen Kern­re­gi­on. Bei 4 bis 6‑Zoll Öff­nung und mitt­le­rer Ver­grö­ße­rung erscheint der Rand­be­reich des Hau­fens bereits leicht kör­nig. Das hel­le­re Zen­trum des Hau­fens ist etwas exzen­trisch vom Kern ver­scho­ben, was beson­ders bei indi­rek­tem Sehen auf­fällt. Das gesam­te Objekt erscheint des­halb wie ein klei­ner Komet, mit einem „Schweif“ in nord­west­li­cher Richtung.

Bei 8 bis 10-Zoll Öff­nung und mitt­le­ren bis hohen Ver­grö­ße­run­gen sind in den Rand­be­rei­chen von M 62 bereits die ers­ten Ster­ne zu erken­nen. Der Zen­tral­be­reich bleibt aber noch dif­fus und erscheint in einem gelb­li­chen bis blass­röt­li­chen Ton. Ins­ge­samt wirkt der 8 Bogen­mi­nu­ten gro­ße Stern­hau­fen in Nord-Süd-Rich­tung aus­ge­dehnt. Selbst bei noch grö­ße­rer Öff­nung sind visu­ell nur die Ster­ne wahr­nehm­bar, die sich 4 bis 5 Bogen­mi­nu­ten um das Zen­trum her­um anord­nen. Sie sind in einer Art kon­zen­tri­scher Stern­rin­ge ange­ord­net und kon­zen­trie­ren sich vor allem im Nor­den und Wes­ten des Hau­fens. Der Kern erscheint bei höhe­ren Ver­grö­ße­run­gen bereits gemot­telt. Nur 3 ½ Grad nörd­lich von Mes­sier 62 befin­det sich der 7,2 mag hel­le Kugel­stern­hau­fen Mes­sier 19, Die­ser ähnelt in Mor­pho­lo­gie und Hel­lig­keit M 62. Jedoch erscheint er weni­ger dicht und kompakt.

Mes­sier 62 ist am bes­ten in den Mona­ten Mai, Juni und Juli zu beob­ach­ten, wenn das Objekt dicht über dem Süd­ho­ri­zont kul­mi­niert. Der Kugel­stern­hau­fen liegt direkt an der Gren­ze zum Stern­bild Skor­pi­on, wo es kei­ne hel­len Ster­ne gibt, zwi­schen den Ster­nen The­ta Ophiuchi (3,3 mag) und Epsi­lon Scor­pii (2,3 mag), etwa ein Drit­tel näher an Epsi­lon und 7 ½ Grad süd­öst­lich von Ant­ares. M 62 bil­det ein recht­wink­li­ges Drei­eck mit dem 1,0 mag hel­len Ant­ares (Alpha Sco) und dem 4 ¾ Grad süd­li­che­ren Stern Epsi­lon. Nord­öst­lich von Epsi­lon Scor­pii befin­det sich ein Stern der 5. Grö­ßen­klas­se. Nur 2 ½ Grad nörd­lich die­ses Sterns soll­te M 62 bereits im Sucher­fern­rohr zu sehen sein.

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Steckbrief für Messier 62