Kugelsternhaufen NGC 362
Geschichte
Dieser Kugelsternhaufen wurde am 1. August 1826 vom schottischen Astronomen James Dunlop entdeckt. Er beobachtete mit seinem selbstgebauten 9-Zoll Spiegelteleskop von seinem Zuhause in Parramatta (NSW), Australien. Der Haufen wurde als Δ 62 verzeichnet und insgesamt 11-mal beobachtet, mit der zusammenfassenden Beschreibung: «Ein wunderschöner, heller, runder Nebel, etwa 4' im Durchmesser, äußerst verdichtet. Dies ist eine gute Darstellung des 2. Objekts der Connaissance des Temps [Messier 2] in Form, Farbe und Entfernung; er ist nur ein wenig leichter aufzulösen, etwas heller weiß und vielleicht kompakter und kugelförmiger. Dies ist eine wunderschöne Kugel aus weißem Licht; auflösbar; die Sterne sind nur wenig verstreut.» [50]
John Herschel listete diesen Haufen als h 2375 und beobachtete ihn viermal mit seinem 18.3-Zoll Spiegelteleskop von Südafrika aus. Zum ersten Mal beobachtete er ihn am 12. August 1834 (Sweep 482) und notierte: «Feiner, stark verdichteter Kugelsternhaufen; zur Mitte hin ziemlich plötzlich heller werdend; Durchmesser 4'.» Am 3. November 1834 (Sweep 509) schrieb er: «Kugelsternhaufen. Sehr hell; sehr groß; zur Mitte hin ziemlich plötzlich sehr viel heller werdend; rund; 5' oder 6' Durchmesser; vollständig aufgelöst.» Bei der Beobachtung am folgenden Abend (Sweep 510) beschrieb er ihn folgendermaßen: «Kugelsternhaufen; sehr hell; kaum ausgedehnt; zur Mitte hin ziemlich allmählich sehr viel heller werdend. Durchmesser des dichteren Bereichs = 60s ± in Rektaszension; aber es gibt lose Sterne in deutlich größerer Entfernung, Sterne 13. oder 14. Magnitude, alle fast gleich hell und deutlich, aber sie verschwimmen im Zentrum zu einem Lichtball.» [11]
Physikalische Eigenschaften
NGC 362 ist einer von etwa 150 bekannten Kugelsternhaufen in der Milchstraße, hebt sich jedoch durch sein ungewöhnlich junges Alter hervor. Diese Jugendlichkeit zeigt sich in der chemischen Zusammensetzung des Haufens. Nach dem Urknall bestand das Universum größtenteils aus Wasserstoff und einem kleinen Anteil Helium. Die ersten Sterne bildeten sich aus dieser ursprünglichen Mischung und begannen durch Kernfusion mit der Erzeugung schwererer Elemente – was Astronomen als «Metalle» bezeichnen. Dieser Fusionsprozess führt jedoch schließlich zum Erschöpfen des Brennstoffs oder zur Instabilität eines Sterns. Massereiche Sterne enden in gewaltigen Supernova-Explosionen, bei denen ihr angereichertes Material ins All geschleudert wird. Diese Überreste bilden die Grundlage für neue Sterne, weshalb jüngere Sterne tendenziell einen höheren Metallgehalt aufweisen als ältere.
Die Sterne in NGC 362 besitzen eine auffallend hohe Metallkonzentration, was darauf hindeutet, dass sie sich deutlich später gebildet haben als jene in den meisten anderen Kugelsternhaufen. Während Kugelsternhaufen in der Regel viel älter sind als die Mehrheit der Sterne in ihren Galaxien, schätzt man, dass die Sterne in NGC 362 etwa 2 bis 3 Milliarden Jahre jünger sind als die in anderen Haufen der Milchstraße. [261]
| Bezeichnung | NGC 362 |
| Typ | GCL (III) |
| Rektaszension (J2000.0) | 01h 03m 14.3s |
| Deklination (J2000.0) | -70° 50' 52" |
| Durchmesser | 14 arcmin |
| Visuelle Helligkeit | 6.8 mag |
| Metrische Entfernung | 8.600 kpc |
| Dreyer Beschreibung | globular, vB, vL, vC, vmbM, st 13-14 |
| Identifikation, Anmerkungen | h 2375; GC 193; GCL 3; ESO 51-SC13 |
Auffindkarte
Der Kugelsternhaufen NGC 362 befindet sich in der Kleinen Magellanschen Wolke, welche im Sternbild Tucana zu finden ist.. Leider ist sie von Europa aus nicht sichtbar. In der 11. Oktober steht er in Opposition zur Sonne und ist daher um lokale Mitternacht am höchsten am Himmel.
