Herkuleshaufen M13

Ein alter Sternenschwarm in der Milchstraße

Im Fernglas wirkt M13 wie ein kleiner verschwommener Fleck. Ein ausreichend leistungsfähiges Teleskop löst ihn in sehr viele Sterne auf. Er liegt rund 25.000 Lichtjahre entfernt im Sternbild Herkules. Dass die Sterne von der Erde aus so dicht gedrängt erscheinen, ist teils eine Frage der Entfernung und teils eine tatsächliche Eigenschaft des Systems.

M13 gehört zu den Kugelsternhaufen. Die gemeinsame Schwerkraft hält einen großen Sternenschwarm über sehr lange Zeiträume zusammen. Zur Mitte steigt die Zahl der Sterne pro Raumvolumen stark an. Das System ist damit viel dichter und viel älter als ein junger offener Haufen wie die Plejaden. Seine Sterne sind überwiegend ungefähr zwölf Milliarden Jahre alt.

Das macht M13 zu einem Archiv früher Sternentwicklung in unserer Galaxie. Gleichzeitig leben seine Mitglieder weiter: Sie bewegen sich auf Bahnen im gemeinsamen Schwerefeld und befinden sich je nach Masse in unterschiedlichen Entwicklungsstadien. Eine Kugelform bedeutet daher keinen starren Körper, in dem die Sterne fest eingebaut wären.

Manche alten Sterne sehen auffällig jung aus

In einer dichten stellaren Umgebung können nahe Begegnungen eine größere Rolle spielen als in unserer Nachbarschaft. Sterne beeinflussen gegenseitig ihre Bahnen. Unter geeigneten Bedingungen kann außerdem Material von einem Begleiter auf einen anderen Stern gelangen, oder zwei Sterne können miteinander verschmelzen.

Solche Vorgänge helfen, sogenannte Blaue Nachzügler zu erklären. Diese Sterne erscheinen heißer und heller, als es für die gewöhnliche alte Haufenpopulation zu erwarten wäre. Die zusätzlichen Masse- und Brennstoffvorräte verändern ihre Entwicklung. Der Eindruck von Jugend bedeutet dabei nicht automatisch, dass gerade ein neuer Stern aus einer kalten Gaswolke geboren wurde.

Hubbles M13-Beschreibung hebt gerade diese auffälligen Sterne als Forschungsgegenstand hervor. Eine blaue Farbe auf einem einzigen Bild genügt jedoch nicht, um für einen bestimmten Stern eine konkrete Entstehungsgeschichte festzulegen. Dazu braucht es weitere Messungen und den Vergleich mit der gesamten Sternpopulation.

Der Bildausschnitt entscheidet, welchen Haufen wir sehen

Hubble kann zahlreiche Einzelsterne in der dicht besetzten Zentralregion unterscheiden. Die veröffentlichte Mosaikaufnahme verbindet Beobachtungen mehrerer Jahre und verschiedener Filter. Ein kreisrunder Rand in einer solchen Darstellung kann die Bildmaske bezeichnen. Er ist nicht die tatsächliche Grenze des Haufens.

Für eine Beschreibung der Gesamtausdehnung müssen auch die viel dünner besetzten äußeren Bereiche betrachtet werden. Ein Haufen mit einer Größenordnung von 150 Lichtjahren Ausdehnung besteht nicht überall aus dem gleich dichten Sternengedränge seines Zentrums. Ebenso wenig sind die auf einem Bild erkennbaren Punkte schon alle Mitglieder. Auflösung, Helligkeitsgrenze und Überlagerungen bestimmen mit, welche Sterne sichtbar werden.