mini|hochkant=1.2|Der Kugelsternhaufen M80 im Sternbild Skorpion befindet sich rund 30.000 Lichtjahre von der Sonne entfernt und enthält Hunderttausende von Sternen mini|hochkant=1.2|M13 im Sternbild Herkules ist der hellste Kugelsternhaufen des Nordhimmels, leicht auffindbar und in klaren, dunklen Nächten schon mit bloßem Auge zu sehen
Ein Kugelsternhaufen (kurz auch Kugelhaufen) ist ein Sternhaufen aus einer großen Zahl gravitativ aneinander gebundener Sterne, deren Dichte eine kugelsymmetrische Verteilung zeigt, indem sie vom Zentrum, wo die Sterne sehr dicht zusammenstehen, zum Rand in alle Richtungen gleichermaßen abnimmt. Typische Kugelsternhaufen enthalten mehrere hunderttausend Sterne. Die hohe Sterndichte in Zentrumsnähe führt zu gegenseitigen Bahnveränderungen, was das sphärische Erscheinungsbild zur Folge hat.
Kugelsternhaufen sind ihrerseits gravitativ an Galaxien gebunden, in deren Halo sie sich weiträumig bewegen, meist auf langgestreckten Ellipsenbahnen. Sie bestehen vorwiegend aus alten, roten Sternen, die nur wenige schwere Elemente enthalten („Metallarmut“). Dies unterscheidet sie deutlich von offenen Sternhaufen, die zu den jüngsten Bildungen in Galaxien gehören.
Kugelsternhaufen kommen häufig vor. Im Halo der Milchstraße sind rund 150 bekannt und man schätzt, dass weitere noch unentdeckt sind. Im Halo der Andromedagalaxie gibt es rund 500 Kugelsternhaufen. Die Halos riesiger elliptischer Galaxien wie M87 können sogar 10.000 enthalten. Diese Kugelsternhaufen umkreisen die Galaxie in einer Entfernung von 40 Kiloparsec (rund 131.000 Lichtjahre) oder mehr.
In der Lokalen Gruppe haben alle größeren, massereichen Galaxien ein Halo-System von Kugelsternhaufen. Die Sagittarius-Zwerggalaxie und die Canis-Major-Zwerggalaxie scheinen gerade ihre Kugelsternhaufen (wie z. B. Palomar 12) der Milchstraße zu übergeben. Dies zeigt, wie Galaxien ihre Kugelsternhaufen erhalten haben können.
Die Sterne solcher Haufen – sogenannte extreme Population-II-Sterne – sind alle ungefähr gleich alt und zeigen keine Spektrallinien von schwereren Elementen. Diese Spektren deuten auf ein hohes Sternalter hin, da sich die schweren Elemente erst im Laufe der Jahrmilliarden z. B. durch Supernovae bilden. Alte Sterne, die im frühen Universum entstanden sind, können daher in ihren Hüllen kaum solche Elemente enthalten. Junge Sterne, insbesondere Population-I-Sterne, sind hingegen „recycelt“: sie wurden aus Material (u. a. schweren Elemente) geformt, das z. T. bereits in älteren Sternen durch Kernfusion entstanden ist (siehe auch Abschnitt Metallvorkommen).
Obwohl die Sterne in Kugelsternhaufen zu den ersten gehörten, die sich in Galaxien bildeten, sind ihre Ursprünge und ihre Rolle in der galaktischen Evolution immer noch unklar. Inzwischen geht man davon aus, dass sich Kugelsternhaufen signifikant von elliptischen Zwerggalaxien unterscheiden und sich eher als Teil einer Galaxie gebildet haben denn als einzelne separate Galaxie.
Im Halo einiger elliptischer Galaxien können auch sehr junge Kugelsternhaufen beobachtet werden. Von diesen Galaxien nimmt man an, dass sie aus der Verschmelzung von zwei oder mehr Ursprungsgalaxien entstanden sind. Solche Kollisionen lösen eine Welle der Sternentstehung aus (starburst), bei der nach neuesten Erkenntnissen auch wieder Kugelsternhaufen gebildet werden können, so dass mehrere Generationen von Kugelsternhaufen im Halo einer derartigen Galaxie zu finden sind.
Beobachtungsgeschichte Der erste Kugelsternhaufen, M22, wurde 1665 von dem deutschen Amateurastronomen Johann Abraham Ihle entdeckt. Bei den Teleskopen seiner Zeit war das Auflösungsvermögen noch so gering, dass nur ein diffuser, runder Fleck zu erkennen war und noch keine einzelnen Sterne im Haufen.
Nicolas Louis de Lacaille erwähnte mehrere solche Objekte in seinem 1751–1752 erschienenen Katalog, insbesondere die später als NGC 104, NGC 4833, M55, M69 und NGC 6397 genannten Objekte. Das M vor einer Nummer steht dabei für den 1781 in endgültiger Form veröffentlichten Katalog von Charles Messier, während NGC auf den New General Catalogue von Johan Dreyer (1880) verweist. Der erste Kugelsternhaufen, in dem Einzelsterne beobachtet werden konnten, wurde von Messier 1764 als M4 katalogisiert. M4 ist der erdnächste Kugelsternhaufen.
William Herschel begann 1782, eine neue Übersicht anzufertigen. Mit leistungsstärkeren Teleskopen konnte er in allen 33 damals bekannten Kugelsternhaufen Einzelsterne nachweisen und fand 37 weitere Sternhaufen. In seinem zweiten Katalog mit Deep-Sky-Objekten, der 1789 erschien, verwendete er erstmals zur Beschreibung den Begriff Kugelsternhaufen.
Die Anzahl entdeckter Kugelsternhaufen vergrößerte sich laufend, von 83 im Jahre 1915 auf 93 im Jahre 1930 und 97 im Jahre 1947. Heute sind im Halo der Milchstraße 151 Kugelsternhaufen bekannt und man vermutet weitere 10 bis 50 hinter dem Gas und Staub der Milchstraße. Die meisten Kugelsternhaufen sind am Südsternhimmel zu sehen.
1914 begann Harlow Shapley mit Studien über Kugelsternhaufen, die er in 40 Arbeiten veröffentlichte. Er untersuchte die Cepheiden, veränderliche Sterne eines bestimmten Typs, in den Sternhaufen und verwendete ihre periodischen Helligkeitsschwankungen zur Entfernungsbestimmung.
mini|hochkant=0.7|links|Der Kugelsternhaufen M75 ist ein sehr dichter Klasse-I-Kugelsternhaufen
Die meisten Kugelsternhaufen der Milchstraße befinden sich in der Nähe des galaktischen Bulges. 1918 machte sich Shapley die stark asymmetrische Verteilung zunutze, um die Ausdehnung der Milchstraße zu bestimmen. Er ging von einer ungefähr gleichmäßig kugelförmigen Verteilung der Kugelsternhaufen um den galaktischen Bulge aus und benutzte die Position der Sternhaufen, um die Position der Sonne relativ zum galaktischen Zentrum auszumachen.
Shapley fand heraus, dass sich die Sonne sehr weit vom Zentrum der Milchstraße entfernt befindet, und schloss daraus, dass die Ausdehnung der Galaxie wesentlich größer war als bisher angenommen. Seine Schätzung liegt immerhin in der gleichen Größenordnung wie der heute akzeptierte Wert.
Das widersprach dem damals gängigen Modell des Universums, da man am Nachthimmel in jede Richtung ungefähr gleich viele Sterne wahrnimmt. Mittlerweile weiß man, dass zwischen den Sternen, die die galaktische Scheibe bilden, noch viel Gas und Staub liegt, welches das meiste Licht aus dem galaktischen Zentrum absorbiert. Die Kugelsternhaufen befinden sich hingegen außerhalb der galaktischen Scheibe im galaktischen Halo, so dass sie auch aus größeren Entfernungen sichtbar sind. Mit der Annahme einer ungefähren Gleichverteilung über der galaktischen Scheibe wurde so die wahre Lage und Ausdehnung der Milchstraße erstmals grob erkennbar.
Henrietta Hill Swope und Helen Hogg untersuchten ebenfalls Sternhaufen. In den Jahren 1927 bis 1929 begannen Shapley und Sawyer, die Sternhaufen nach der Konzentration der Sterne im Zentrum des Sternhaufens zu kategorisieren. Die Sternhaufen mit der größten Konzentration wurden der Klasse I zugeordnet. Mit abnehmender Konzentration wurden elf weitere Klassen bis zur Klasse XII gebildet. Diese Klassen wurden international bekannt als die Shapley-Sawyer Concentration Classes. Manchmal werden auch arabische statt römische Zahlen verwendet.
Zusammensetzung Kugelsternhaufen bestehen im Allgemeinen aus hunderttausenden metallarmer Sterne. Solche Sterne findet man auch im Bulge von Spiralgalaxien, aber nicht in dieser Menge in einem Volumen von wenigen Kubikparsec. Kugelsternhaufen enthalten außerdem kein Gas und Staub, da hieraus bereits zuvor Sterne entstanden sind.
Obwohl Kugelsternhaufen viele Sterne enthalten können, sind sie kein geeigneter Ort für ein Planetensystem. Die Planetenbahnen sind instabil, da vorbeiziehende Sterne die Bahn stören. Ein Planet, der einen Stern im Abstand von einer Astronomischen Einheit umkreiste, würde in einem Kugelsternhaufen wie 47 Tucanae im Durchschnitt nur rund 100 Millionen Jahre überleben. Jedoch hat man ein Planetensystem gefunden (PSR J1623-2631 b), das den Pulsar (PSR J1623-2631) umkreist, der zum Kugelsternhaufen M4 gehört.
Mit wenigen Ausnahmen kann man jedem Kugelsternhaufen ein genaues Alter zuordnen. Da die Sterne im Haufen meist alle in der gleichen Phase der Sternevolution sind, liegt die Vermutung nahe, dass sie sich zur selben Zeit gebildet haben. In keinem bekannten Kugelsternhaufen entstehen noch Sterne. Folglich handelt es sich bei den Kugelsternhaufen um die ältesten Objekte in der Milchstraße, die entstanden sind, als sich die ersten Sterne bildeten.
Einige Kugelsternhaufen wie Omega Centauri im Halo der Milchstraße und Mayall II im Halo der Andromedagalaxie (M31) sind mit vielen Millionen Sonnenmassen besonders schwer und enthalten mehrere Sternpopulationen. Bei beiden geht man davon aus, dass sie die Kerne von Zwerggalaxien waren und von einer größeren Galaxie eingefangen wurden. Man vermutet, dass viele Kugelsternhaufen mit schweren Kernen (wie M15) Schwarze Löcher enthalten.
Metallvorkommen Kugelsternhaufen bestehen meist aus Population-II-Sternen, die im Vergleich zu Population-I-Sternen wie der Sonne wenig Metall enthalten. In der Astrophysik umfasst der Begriff Metall alle Elemente, die schwerer sind als Helium, wie Lithium und Kohlenstoff, siehe Metallizität.
Der niederländische Astronom Pieter Oosterhoff bemerkte, dass es eine zweite Population von Kugelsternhaufen gibt, welche den Namen Oosterhoff-Gruppe erhielt. Bei dieser Gruppe ist die Periodizität von RR-Lyrae-Sternen länger. Beide Gruppen enthalten nur schwache Linien von metallischen Elementen, jedoch sind die Sterne der Oosterhoff-Typ-I-Sternhaufen (OoI) nicht so schwer wie die in Typ II (OoII). So bezeichnet man Typ I als „metallreich“, während man Typ II als „metallarm“ bezeichnet. In der Milchstraße findet man die metallarmen Sternhaufen im äußeren Halo und die metallreichen in der Nähe des Bulges.
Diese beiden Populationen wurden bei vielen Galaxien beobachtet (besonders bei massiven elliptischen Galaxien). Beide Gruppen haben ungefähr das gleiche Alter (ungefähr so alt wie das Universum selbst), unterscheiden sich jedoch im Metallvorkommen. Viele Szenarien wurden vorgeschlagen, um die Existenz der beiden unterschiedlichen Arten zu erklären, dazu zählt zum Beispiel die Verschmelzung von Galaxien mit hohem Gasvorkommen, die Ansammlung von Zwerggalaxien, und die Existenz von mehreren Phasen der Sternentstehung in einer Galaxie.
Da bei der Milchstraße die metallarmen Sternhaufen im äußeren Halo liegen, liegt die Vermutung nahe, dass diese Typ-II-Sternhaufen von der Milchstraße eingefangen wurden und nicht die ältesten Objekte sind, die in der Milchstraße gebildet wurden, wie bislang angenommen. Die Unterschiede zwischen beiden Kugelsternhaufentypen würde dann durch einen zeitlichen Unterschied in ihrer Entstehung erklärt werden.
Ungewöhnliche Sterne Kugelsternhaufen besitzen eine sehr hohe Sterndichte, was zu einer größeren gegenseitigen Beeinflussung und relativ häufigen Beinahkollisionen der Sterne führt. Dadurch sind exotische Sterne wie Blaue Nachzügler, Millisekundenpulsare und leichte Röntgendoppelsterne viel häufiger anzutreffen. Ein Blauer Nachzügler entsteht aus zwei Sternen, möglicherweise aus dem Zusammenstoß eines Doppelsternsystems. Der entstehende Stern besitzt eine höhere Temperatur als vergleichbare Sterne im Sternhaufen mit gleicher Helligkeit und befindet sich demnach außerhalb der Hauptreihensterne.
Schwarze Löcher mini|200px|Der Kugelsternhaufen M15 besitzt ein 4000 Sonnenmassen schweres Schwarzes Loch im Kern