Milchstraße

Milchstraße ist die Bezeichnung für die bandförmige Aufhellung am Nachthimmel, die als hervortretende Symmetrieebene des Milchstraßensystems nahezu längs eines Großkreises die Himmelskugel umspannt. Der Begriff steht gelegentlich auch als abkürzende Bezeichnung für das Milchstraßensystem selbst, auch Galaxis genannt. Das Sternensystem vom Typ einer Balkenspiralgalaxie ist die Heimat unseres Sonnensystems. Andere, extragalaktische Sterneninseln werden Galaxie genannt.

Geschichte und Herkunft des Namens

MilkyWay.jpg (unterhalb Bildmitte) und Cassiopeia (oben rechts). Ein Teil wird von der Silhouette eines Baums verdeckt.]] Schon im Altertum war die Milchstraße als heller, schmaler Streifen am Nachthimmel bekannt. Eine antike griechische Sage berichtet von der Göttin Hera, die ihren Stiefsohn Herakles stillte. Als dieser zu ungestüm zubiss, wurde die ganze Milch über den Himmel verspritzt. Aus dem griechischen Wort „Gala“ (Milch) entwickelte sich der griechische Begriff γαλαξίας, (galaxías männlich - der milchige Sternennebel), daher stammt das Wort Galaxis.

Auch die afrikanischen San fanden für die Milchstraße einen sehr poetischen Namen: „Das Rückgrat der Nacht“.

Erst 1609 konnte Galileo Galilei durch Beobachtungen mit dem Teleskop die wahre Natur der Milchstraße entdecken und sie zumindest teilweise in ihre einzelnen Sterne auflösen.

Zur ersten Vorstellung der Scheibenform gelangte bereits Wilhelm Herschel im Jahr 1785 aufgrund systematischer Sternzählungen (Stellarstatistik).

Erscheinungsbild

Das Band der Milchstraße erstreckt sich als unregelmäßig breiter, schwach milchig-heller Streifen über das Firmament. Seine Erscheinung rührt daher, dass in ihm mit bloßem Auge keine Einzelsterne wahrgenommen werden, sondern eine Vielzahl lichtschwacher Sterne. Um es zu sehen, sind sehr gute Beobachtungsbedingungen nötig, wie klare Luft und das Fehlen von künstlichen Lichtquellen innerhalb einiger Kilometer um den Beobachtungsort. Darüber hinaus gehören alle der maximal 6000 mit bloßem Auge sichtbaren Sterne am Nachthimmel zum Milchstraßensystem.

Aufbau der Galaxis

Allgemeine Struktur

Cobeslide10.jpg Das Milchstraßensystem ist eine vier- oder fünfarmige Balkenspiralgalaxie. Sie besteht aus etwa 300 Milliarden Sternen und großen Mengen interstellarer Materie, die nochmals 600 Millionen bis einige Milliarden Sonnenmassen ausmacht. Die Masse dieses inneren Bereichs der Galaxis wird mit ungefähr 3,6×10⁴¹ kg veranschlagt. Ihre Ausdehnung in der galaktischen Ebene beträgt etwa 100.000 Lichtjahre (30 kpc), die Dicke der Scheibe etwa 3000 Lichtjahre (920 pc) und die der zentralen Ausbauchung (engl. Bulge) etwa 16.000 Lichtjahre (5 kpc). Aus der Bewegung interstellaren Gases und der Sternverteilung im Bulge ergibt sich für diesen eine längliche Form. Dieser Balken bildet mit der Verbindungslinie des Sonnensystems zum Zentrum der Milchstraße einen Winkel von 45°. Die Milchstraße ist also vermutlich eine Balkenspiralgalaxie vom Hubble-Typ SBc. Gemäß einer Bestimmung mithilfe des Infrarot-Weltraumteleskops Spitzer ist die Balkenstruktur mit einer Ausdehnung von 27.000 Lichtjahren überraschend lang.

Die Gesamtmasse der Milchstraße wird auf 1,9 Billionen Sonnenmassen geschätzt, damit ist sie die mit Abstand massereichste Galaxie der lokalen Gruppe (vgl. Andromedanebel: 1,2 Billionen).

Der galaktische Halo

Umgeben ist die Galaxis vom kugelförmigen galaktischen Halo mit einem Durchmesser von etwa 165.000 Lichtjahren (50 kpc), einer Art von galaktischer „Atmosphäre“. In ihm befinden sich neben den etwa 150 Kugelsternhaufen nur weitere alte Sterne, darunter RR Lyrae-Veränderliche, und Gas sehr geringer Dichte. Ausnahme sind die heißen Blue Straggler-Sterne. Dazu kommen große Mengen Dunkle Materie mit etwa 1 Billion Sonnenmassen, darunter auch sogenannte MACHOs. Anders als die galaktische Scheibe ist der Halo weitgehend staubfrei und enthält fast ausschließlich Sterne der älteren, metallarmen Population II, deren Orbit sehr stark gegen die galaktische Ebene geneigt ist.

Die galaktische Scheibe

Der Großteil der Sterne innerhalb der Galaxis ist annähernd gleichmäßig auf die galaktische Scheibe verteilt. Sie enthält im Gegensatz zum Halo vor allem Sterne der Population I, welche sich durch einen hohen Anteil schwerer Elemente auszeichnen.

Spiralarme

Teil der Scheibe sind auch die für unsere Milchstraße charakteristischen Spiralarme. In den Spiralarmen befinden sich enorme Ansammlungen von Wasserstoff und auch die größten HII-Regionen, die Sternentstehungsgebiete der Galaxis. Daher befinden sich dort auch viele Protosterne, junge Sterne des T-Tauri-Typs und Herbig-Haro-Objekte. Während ihrer Lebenszeit bewegen sich Sterne von ihren Geburtsstätten weg und verteilen sich auf die Scheibe. Besonders massereiche und leuchtkräftige Sterne entfernen sich allerdings aufgrund ihrer kürzeren Lebensdauer nicht soweit von den Spiralarmen, weswegen diese hervortreten. Daher gehören zu den dort befindlichen stellaren Objekten vor allem Sterne der Spektralklassen O und B, Überriesen und Cepheiden, alle jünger als 100 Millionen Jahre. Sie stellen jedoch nur etwa ein Prozent der Sterne in der Milchstraße. Der größte Teil der Masse der Galaxis besteht aus alten, massearmen Sternen. Der "Zwischenraum" zwischen den Spiralarmen ist also nicht leer, sondern ist einfach nur weniger leuchtstark.

250px-Milchstrasse_Spiralarme.png Die Spiralstruktur der Galaxis konnte durch die Beobachtung der Verteilung von neutralem Wasserstoff bestätigt werden. Die entdeckten Spiralarme wurden nach den in ihrer Richtung liegenden Sternkonstellationen benannt.

Die Zeichnung rechts stellt den Aufbau der Milchstraße schematisch dar. Das Zentrum ist nicht sichtbar, es schattet auch den hinter ihm liegenden Bereich ab. Unsere Sonne (gelber Kreis) liegt zwischen den Spiralarmen Sagittarius und Perseus, auf dem lokalen Arm, auch Orionarm genannt. Vermutlich ist dieser Arm nicht vollständig, siehe braune Linie in der Abbildung. Im Verhältnis zu dieser unmittelbaren Umgebung bewegt sich die Sonne mit etwa 30 km/s in Richtung des Sternbildes Herkules. Der innerste Arm ist der Norma-Arm (auch 3 kpc-Arm), der äußerste (nicht in der Abbildung) ist der sogenannte Cygnus-Arm, welcher vermutlich die Fortsetzung des Scutum-Crux-Arms ist.

Die Entfernung zu W3OH, einem Sternentstehungsgebiet im Perseus-Arm (blaues Kreuz) konnte mittels Triangulierung und VLBA direkt gemessen werden. Sie beträgt 6357 ± 130 Lichtjahre ^*. Die Messung basiert auf einem VLBA mit einer Basislänge von ca. 8000 km bei einer Radiofrequenz von 12 GHz.

Spiralarme
Standardname	Alternativer Name	Astronomisch
Norma-Arm	3-kpc-Arm (-Ring)	kein
Scutum-Crux-Arm	Centaurus-Arm	-II
Sagittarius-Arm	Sagittarius-Carina-Arm	-I
Orion-Arm	Lokaler Arm	0
Perseus-Arm	kein	+I
Cygnus-Arm	Äußerer-Arm	+II

Welche Prozesse für die Entstehung der Spiralstruktur verantwortlich sind ist bislang noch nicht eindeutig geklärt. Jedoch ist klar, dass die zu den Spiralarmen gehörigen Sterne keine starre Struktur darstellen, die sich in Formation um das Milchstraßenzentrum dreht. Wäre dies der Fall würde sich die Spiralstruktur der Milchstraße und anderer Spiralgalaxien, aufgrund der unterschiedlichen Bahngeschwindigkeiten, innerhalb relativ kurzer Zeit aufwickeln und unkenntlich werden. Eine Erklärung bieten sogenannte Dichtewellen. Dabei stellen die Spiralarme Zonen erhöhter Materiedichte und Sternentstehung dar, die sich unabhängig von den Sternen durch die Scheibe bewegen.

Die durch die Spiralarme verursachten Störungen in den Bahnen der Sterne können zu Resonanzen führen.

Sterne der galaktischen Scheibe

Die zur Population I zählenden Sterne der galaktischen Scheibe lassen sich mit zunehmender Streuung um die Hauptebene und Alter in drei Unterpopulationen einteilen. Die sogenannte "Thin Disk" in einem Bereich von 700-800 Lichtjahren über und unterhalb der galaktischen Ebene enthält neben den oben genannten leuchtkräftigen Sternen der Spiralarme, die sich nur maximal 500 Lichtjahre von der Ebene entfernen, Sterne der Klassen A und F, einige Riesen der Klassen A, F, G und K, sowie Zwergsterne der Klassen G, K und M und auch einige weiße Zwerge. Die Metallizität dieser Sterne ist vergleichbar mit der der Sonne, meist aber auch doppelt so hoch, ihr Alter liegt bei etwa einer Milliarde Jahren.

Eine weitere Gruppe ist die der mittelalten Sterne (Alter bis zu fünf Milliarden Jahre). Dazu zählen die Sonne und weitere Zwergsterne der Spektraltypen G, K und M, sowie einige Unter- und Rote Riesen. Der Metallgehalt ist hier deutlich geringer mit nur etwa 50 bis 100 Prozent dessen der Sonne. Auch ist die Bahnexzentrizität der galaktischen Orbits dieser Sterne höher und sie befinden sich nicht weiter als 1500 Lichtjahre über oder unterhalb der galaktischen Ebene.

Zwischen maximal 2500 Lichtjahren ober- und unterhalb der Hauptebene erstreckt sich die "Thick Disk". Dort befinden sich rote K und M Zwerge, weiße Zwerge, sowie einige Unter- und Rote Riesen, aber auch langperiodische Veränderliche. Ihr Alter erreicht bis zu zehn Milliarden Jahre und sie sind vergleichsweise metallarm (etwa ein Viertel der Sonnenmetallizität). Diese Population ähnelt auch vielen Sternen im Bulge.

Die galaktische Scheibe ist nicht vollkommen gerade, durch gravitative Wechselwirkung mit den Magellanschen Wolken ist sie leicht in deren Richtung nach unten gebogen.

Zentrum

Hauptartikel Galaktisches Zentrum

Das Zentrum der Milchstraße liegt im Sternbild Schütze und ist hinter dunklen Gaswolken verborgen, so dass es im sichtbaren Licht nicht direkt beobachtet werden kann. Beginnend in den 1950er Jahren ist es gelungen, im Radiowellenbereich sowie mit Infrarotstrahlung und Röntgenstrahlung zunehmend detailreichere Bilder aus der nahen Umgebung des galaktischen Zentrums zu gewinnen. Man hat dort eine starke Radioquelle entdeckt, bezeichnet als Sagittarius A* (Sgr A*), die aus einem sehr kleinen Gebiet strahlt. Innerhalb dieser Region befindet sich, konzentriert auf ein Gebiet von 15,4 Millionen km Durchmesser, eine Masse von geschätzten 2,6 bis 4 Millionen Sonnenmassen. Es wird im allgemeinen davon ausgegangen, dass es sich dabei um ein supermassives Schwarzes Loch handelt. Diese Massenkonzentration wird von einer Gruppe von Sternen in einem Radius von weniger als einem halben Lichtjahr mit einer Umlaufzeit von etwa 100 Jahren, sowie einem schwarzen Loch mit 1300 Sonnenmassen in drei Lichtjahren Entfernung umkreist. Der dem zentralen schwarzen Loch am nächsten liegende Stern S2, umläuft das galaktische Zentrum in einer Entfernung von etwa 17 Lichtstunden in einem Zeitraum von nur 15,2 Jahren bei immenser Geschwindigkeit. Im Januar 2005 wurden durch das Chandra-Röntgenteleskop Helligkeitsausbrüche in der Nähe von Sgr A* beobachtet, die darauf schließen lassen, dass sich im Umkreis von ca. 70 Lichtjahren um Sgr A* 10.000 bis 20.000 schwarze Löcher befinden, die das supermassive zentrale Schwarze Loch in Sgr A* umkreisen.

Größenvergleich

Man bekommt eine anschauliche Vorstellung von der Größe unserer Galaxis mit ihren 300 Milliarden Sternen, wenn man sie sich im Maßstab 1:10¹⁷ verkleinert als Schneetreiben auf einem Gebiet von 10 km Durchmesser und einer Höhe von etwa 1 km im Mittel vorstellt. Jede Schneeflocke entspricht dabei einem Stern und es gibt etwa 3 Stück pro Kubikmeter. Unsere Sonne hätte in diesem Maßstab einen Durchmesser von etwa 10 nm, wäre also kleiner als ein Virus. Selbst die Plutobahn läge mit einem Durchmesser von 0,1 mm an der Grenze der visuellen Erkennbarkeit. Pluto selbst hätte ebenso wie die Erde lediglich atomare Dimension. Damit demonstriert dieses Modell auch die ungeheuer geringe Massendichte im Kosmos, die im Widerspruch zu den beeindruckenden Fotos von Galaxien als dichten Feuerrädern zu stehen scheint.

Lage der Sonne im Milchstraßensystem

Milchstrasse lokale blase_250_lj.jpg Die Sonne umkreist das Zentrum des Milchstraßensystems in einem Abstand von 25.000 bis 28.000 Lichtjahren und befindet sich etwa 15 Lichtjahre nördlich der Mittelebene der galaktischen Scheibe innerhalb des Orion-Arms, in einem weitgehend staubfreien Raumgebiet, das als "Lokale Blase" bekannt ist. Für einen Umlauf um das Zentrum der Galaxis, das so genannte Galaktische Jahr, benötigt sie 220 bis 240 Millionen Jahre, was einer Rotationsgeschwindigkeit von etwa 220 km/s entspricht. Die Erforschung dieser Rotation ist mittels der Eigenbewegung und der Radialgeschwindigkeit vieler Sterne möglich; aus ihnen wurden um 1930 die Oortschen Rotationsformeln abgeleitet.

Umgebung

Mit der Andromeda-Galaxie und einigen anderen kleineren Galaxien bildet die Milchstraße die lokale Gruppe, wobei die Milchstraße die massereichste Galaxie darunter ist, obwohl sie nicht die größte Ausdehnung besitzt. Um das Milchstraßensystem herum sind einige irreguläre Zwerggalaxien versammelt. Die bekanntesten davon sind die Große und die Kleine Magellansche Wolke, mit denen die Milchstraße über eine etwa 300.000 Lichtjahre lange Wasserstoffgasbrücke, dem Magellanschen Strom, verbunden ist.

Die Lokale Gruppe ist Bestandteil des Virgo-Superhaufens, der nach dem Virgohaufen in seinem Zentrum benannt ist. Auf diesen bewegt sich die Lokale Gruppe zu. Der lokale Superhaufen strebt mit anderen Großstrukturen dem Großen Attraktor entgegen.

Canisgalaxy 2mass big.jpg Die dem Milchstraßensystem am nächsten gelegene Galaxie ist der Canis-Major-Zwerg, mit einer Entfernung von nur 42.000 Lichtjahren vom Milchstraßenzentrum und 25.000 Lichtjahren von unserem Sonnensystem. Die Zwerggalaxie wird zur Zeit von den Gezeitenkräften der Milchstraße auseinandergerissen und hinterlässt dabei ein Filament aus Sternen, das sich um die Milchstraße windet, den sogenannten Monoceros-Ring. Ob es sich dabei allerdings tatsächlich um die Überreste einer Zwerggalaxie oder um eine zufällige, projektionsbedingte Häufung handelt ist derzeit noch nicht sicher. Andernfalls wäre die 50.000 Lichtjahre vom galaktischen Zentrum entfernte Sagittarius-Zwerggalaxie die nächste Galaxie, die ebenfalls gerade durch die Milchstraße einverleibt wird.

Laut allgemein anerkannten Computersimulationen bewegen sich die Andromeda-Galaxie und die Milchstraße auf Kollisionskurs. Sie nähern sich mit einer Geschwindigkeit von 120 bis 300 km/s und werden in circa zwei bis sechs Milliarden Jahren einander durchdringen und zu einem entsprechend größeren Sternsystem verschmelzen. Derzeit bewegt sich die Milchstraße noch in einem Abstand von rund 2,5 Millionen Lichtjahren um den Andromedanebel. Die Angaben im Einzelnen weichen noch sehr voneinander ab.

Alter

Messungen aus dem Jahre 2004 zufolge ist das Milchstraßensystem etwa 13,6 Milliarden Jahre alt. Die Genauigkeit dieser Abschätzung, die das Alter anhand des Berylliumanteils einiger Kugelsternhaufen bestimmt, wird mit etwa 800 Millionen Jahren angegeben.

Siehe auch

Literatur

Cuno Hoffmeister: Der Aufbau der Galaxis. Akademie-Verlag, Berlin (1966)
Nigel Henbest, Heather Couper: Die Milchstraße Birkhäuser Verlag, (1996), ISBN 3-764352-35-3
Spektrum der Wissenschaft. Dossier 4/2003: Die Milchstraße. ISBN 3-936278-38-5

Weblinks

Videos

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