Objekte der Saison - M 107 

Name R.A. (2000.0) Dec. Con  Typ  Größe Helligkeit   Br*   U2000 
M 107    16h 32,5min        -13° 03'     Oph X      10'        8,1 -

291

 

M 107: Quelle: The Messier Catalog

Das Sommersternbild Schlangenträger ist bekanntlich eine wahre Fundgrube für helle Kugelsternhaufen. Fünf klassische Messier-Objekte - M 9, M 10, M 12, M 14 und M 19 - sowie ein gutes Dutzend NGC-Globulars tummeln sich hier. Dazu zählt auch NGC 6171, der als Typ X klassifiziert ist. Dieser Sternhaufen wurde 1954 zum 107. Messier-Objekt ernannt, nachdem Owen Gingerich alte Originalschriften Messiers ausgewertet hatte. Danach gehört NGC 6171 zu den sieben von Mechain entdeckten und von Messier bestätigten "Nebeln", die in einem Nachtrag zu dessen ursprünglicher Objektliste aufgenommen werden sollten [1]. Zuvor war man davon ausgegangen, daß Herschel das Objekt am 12. Mai 1793 aufgefunden hat, denn der Kugelsternhaufen findet sich erstmals als Nr. 4211 im General Catalogue of Nebulae (GC), dem historischen Vorläufer des NGC. Tatsächlich beobachtete auch Dreyer den Kugelsternhaufen und beschrieb ihn als "groß, sehr sternreich, äußerst gedrängt, rund, gut aufgelöst" [2]. 

In vielen Publikationen, z. B. [3], wird der Winkeldurchmesser von M 107 mit ca: 2',2 - 4' zu klein angegeben. Dies entspricht eher dem ungefahren Durchmesser der konzentrierten Zentralregion, so daß diese Angaben sicher auf die geringe Sterndichte am Rand des Haufens zurückzuführen sind. Visuell ist kaum mehr als dieses Zentrum sichtbar, das zudem im Amateurteleskop nur schwer aufzulösen ist [4]. Die Helligkeit des Horizontalastes im FHD ist 15m,6; der hellste Stern hat eine visuelle Helligkeit von 13m. M 107 enthält 23 Veränderliche. Er ist mit ca. 6 kpc Entfernung ein relativ nahestehender Kugelsternhaufen und gehört zu den Objekten mit hoher Metallizität [5].

Nahe dem galaktischen Zentrum und der galaktischen Scheibe, wo auch M 107 angesiedelt ist (Entfernung vom Zentrum der Galaxis 5,5 kpc), kommen in der Tat viele metallreiche Kugelsternhaufen vor, während die zahlenmäßig stärkere metallarme Gruppe auf den äußeren Halo der Galaxis verteilt ist. Diese Unterschiede spiegeln sich auch in den Farben-Helligkeits-Diagrammen (FHD) der Objekte wieder; das gilt besonders für die Verteilung der Sterne entlang des Horizontalastes. Dieser Teil des FHD enthält blaue und weiße Sterne, die ihre Energie bereits aus der Fusion von Helium zu schweren Elementen beziehen. Man unterteilt den Horizontalast in drei Abschnitte: roter Horizontalast, RR Lyr-Lücke und blauer Horizontalast. Die RR Lyr-Lücke fällt mit dem Instabilitätsstreifen zusammen und reicht von etwa F5 bis zu den späten A-Typen. In manchen Haufen, z. B. M 13, ist die blaue Seite viel stärker besetzt als die rote. Im Fall von M 107 dominiert der rote Teil des Horizontalastes [5, 6]. Und dann gibt es noch Kugelsternhaufen wie M 3 und M 5 mit symmetrischem Horizontalast, d. h. auf beiden Seiten gibt es etwa gleich viele Sterne. Diese Verteilung der Sterne wird primär durch die Metallizität bestimmt und meist ist der Horizontalast um so blauer, je geringer diese ist. Doch es gibt Ausnahmen zu dieser Regel und es ist anzunehmen, daß die Verteilung der Sterne entlang des Horizontalastes nicht ausschließlich von der Häufigkeit schwerer Elemente beeinflußt wird [7, 8). 

Literatur

[1] Gingerich: S&T 13, 157 (1954) 
[2] Meyer: Sternhaufen und Nebel, Veröffentlichung der Wilhelm-Foerster-Sternwarte, Berlin (1975), Bd. II, 221
[3] Burnham jr.: Burnham's Celestial Handbook, Vol. 2 - Chamaeleon Through Orion, Dover Publications, New York (1978), 1230
[4] Wenzel: Die Kugelhaufen im Ophiuchus, interstellarum 11 (1997), 20
[5] Dickens, Rolland: UBV Photometry of the Metal-Rich Globular Cluster NGC 6171, MNRAS 157 (1972), 281
[6] Sandage, Katem: Three-Color Photometry of the Metal-Rich Globular Cluster NGC 6171, ApJ 139 (1964), 1088
[7] Webbink: Structural Properties of Galactic Globular Clusters, Dynamics of Star Clusters, IAU Symposium 113, Dordrecht (1985)
[8] Chaboyer et al.: Globular Cluster Ages and the Formation of the Galactic Halo, ApJ 459 (1996), 558