Milchstraße
Die Milchstraße
Die Milchstraße im engeren Sinn ist die bandförmige Aufhellung am Nachthimmel, die um einen Großkreis herum als hervortretende Symmetrieebene des Milchstraßensystems die Himmelskugel umspannt. Der Begriff steht im weiteren Sinn beziehungsweise in der Umgangssprache auch als abkürzende Bezeichnung für das gesamte Milchstraßensystem, auch Galaxis genannt. Dieses Sternensystem vom Typ einer Balkenspiralgalaxie ist die Heimat unseres Sonnensystems. Andere extragalaktische Sterneninseln werden Galaxien genannt.
Erscheinungsbild
Das Band der Milchstraße erstreckt sich als unregelmäßig breiter, schwach milchig-heller Streifen über dem Firmament. Seine Erscheinung rührt daher, dass in ihm mit bloßem Auge keine Einzelsterne wahrgenommen werden, sondern eine Vielzahl lichtschwacher Sterne der galaktischen Scheibe und des Bulges (in Richtung des galaktischen Zentrums). Die beste Zeit, um dieses Band zu beobachten, sind die Monate Juni und Juli. Im Dezember und Januar kann die Milchstraße nicht oder nur sehr schlecht beobachtet werden, weil sich die Sonne zwischen dem Zentrum der Galaxis und der Erde befindet. Am Besten kann man das Band der Milchstraße von der Südhalbkugel aus beobachten. Gute Beobachtungsbedingungen sind bei klarer Luft und bei nur geringer Lichtverschmutzung durch künstliche Lichtquellen gegeben. Alle der maximal 6000 mit bloßem Auge sichtbaren Sterne des Nachthimmels gehören zum Milchstraßensystem.
Das Milchstraßenband verläuft unter anderem durch die Sternbilder Schütze (in dieser Richtung liegt auch das galaktische Zentrum), Adler, Schwan, Kassiopeia, Perseus, Fuhrmann, Zwillinge, Orion, Kiel des Schiffs, Zentaur, Kreuz des Südens und Skorpion. Die mittlere Ebene des Milchstraßensystems ist gegenüber dem Himmelsäquator um einen Winkel von etwa 63° gekippt.
Astronomen verwenden gelegentlich ein spezielles, an die Geometrie des Milchstraßensystems angepasstes galaktisches Koordinatensystem, bestehend aus Länge l und Breite b. Die galaktische Breite beträgt 0° in der Ebene des Milchstraßensystems, +90° am galaktischen Nordpol und −90° am galaktischen Südpol. Die galaktische Länge, die ebenfalls in Grad angegeben wird, hat ihren Ursprung (l = 0°) in Richtung des galaktischen Zentrums und nimmt nach Osten hin zu.
Das Band der Milchstraße erstreckt sich als unregelmäßig breiter, schwach milchig-heller Streifen über dem Firmament. Seine Erscheinung rührt daher, dass in ihm mit bloßem Auge keine Einzelsterne wahrgenommen werden, sondern eine Vielzahl lichtschwacher Sterne der galaktischen Scheibe und des Bulges (in Richtung des galaktischen Zentrums). Die beste Zeit, um dieses Band zu beobachten, sind die Monate Juni und Juli. Im Dezember und Januar kann die Milchstraße nicht oder nur sehr schlecht beobachtet werden, weil sich die Sonne zwischen dem Zentrum der Galaxis und der Erde befindet. Am Besten kann man das Band der Milchstraße von der Südhalbkugel aus beobachten. Gute Beobachtungsbedingungen sind bei klarer Luft und bei nur geringer Lichtverschmutzung durch künstliche Lichtquellen gegeben. Alle der maximal 6000 mit bloßem Auge sichtbaren Sterne des Nachthimmels gehören zum Milchstraßensystem.
Das Milchstraßenband verläuft unter anderem durch die Sternbilder Schütze (in dieser Richtung liegt auch das galaktische Zentrum), Adler, Schwan, Kassiopeia, Perseus, Fuhrmann, Zwillinge, Orion, Kiel des Schiffs, Zentaur, Kreuz des Südens und Skorpion. Die mittlere Ebene des Milchstraßensystems ist gegenüber dem Himmelsäquator um einen Winkel von etwa 63° gekippt.
Astronomen verwenden gelegentlich ein spezielles, an die Geometrie des Milchstraßensystems angepasstes galaktisches Koordinatensystem, bestehend aus Länge l und Breite b. Die galaktische Breite beträgt 0° in der Ebene des Milchstraßensystems, +90° am galaktischen Nordpol und −90° am galaktischen Südpol. Die galaktische Länge, die ebenfalls in Grad angegeben wird, hat ihren Ursprung (l = 0°) in Richtung des galaktischen Zentrums und nimmt nach Osten hin zu.
Aufbau
Allgemeine Struktur
Allgemeine Struktur
Die Erforschung der Struktur des Milchstraßensystems ist schwieriger als die der Strukturen anderer Galaxien, da Beobachtungen nur von einem Punkt innerhalb der Scheibe gemacht werden können. Wegen der erwähnten Absorption sichtbaren Lichts durch interstellaren Staub ist es nicht möglich, durch visuelle Beobachtungen ein vollständiges Bild des Milchstraßensystems zu erhalten. Große Fortschritte wurden erst gemacht, als Beobachtungen in anderen Wellenlängenbereichen, insbesondere im Radiofrequenzbereich und im Infraroten möglich wurden. Dennoch sind viele Details des Aufbaus der Galaxis noch nicht bekannt.
Das Milchstraßensystem wurde früher als vier- oder fünfarmig betrachtet, nun gilt es als zweiarmige Balkenspiralgalaxie. Es besteht aus etwa 100 bis 300 Milliarden Sternen und großen Mengen interstellarer Materie, die nochmals 600 Millionen bis einige Milliarden Sonnenmassen ausmacht (die Anzahl der Sterne und damit auch die Gesamtmasse unserer Galaxis kann auf Basis von Berechnungen und Beobachtungen nur geschätzt werden, woraus sich der große Toleranzbereich der Zahlen ergibt). Die Masse dieses inneren Bereichs der Galaxis wird mit ungefähr 180 Milliarden Sonnenmassen 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). Zum Vergleich: Der Andromedanebel hat eine Ausdehnung von etwa 150.000 Lj. und das drittgrößte Mitglied der lokalen Gruppe, der Dreiecksnebel M 33, ca. 50.000 Lj. Die Angaben der Dicke müssen aber eventuell noch bis zum Doppelten nach oben korrigiert werden, wie der australische Wissenschaftler Bryan Gaensler und sein Team im Januar 2008 äußerten. 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 des Milchstraßensystems einen Winkel von 45°. Die Galaxis 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.
Basierend auf der bekannten Umlaufzeit der Sonne und ihrem Abstand vom galaktischen Zentrum kann nach dem dritten keplerschen Gesetz zumindest die Gesamtmasse berechnet werden, die sich innerhalb der Sonnenbahn befindet. Die Gesamtmasse des Milchstraßensystems wird auf etwa 1,0 bis 1,9 Billionen Sonnenmassen geschätzt, damit ist sie neben dem Andromedanebel (1,2 Billionen Sonnenmassen) die massereichste Galaxie der Lokalen Gruppe.
Galaktischer 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 so genannte 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. Das Alter des inneren Teils des Halo wurde in einer im Mai 2012 vorgestellten neuen Methode zur Altersbestimmung vom Space Telescope Science Institute in Baltimore mit 11,4 Milliarden Jahren (mit einer Unsicherheit von 0,7 Milliarden Jahren) angegeben. Dem Astronomen Jason Kalirai vom Space Telescope Science Institute gelang diese Altersbestimmung durch den Vergleich der Halo-Zwerge der Milchstraße mit den gut untersuchten Zwergen im Kugelsternhaufen Messier 4, die im Sternbild Skorpion liegen..
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 das Milchstraßensystem 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 so weit 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 im Milchstraßensystem. 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.
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 Sternbildern benannt.
Die Zeichnung stellt den Aufbau des Milchstraßensystems schematisch dar. Das Zentrum ist im sichtbaren Licht nicht direkt beobachtbar, ebenso wie der hinter ihm liegende Bereich. Die Sonne (gelber Kreis) liegt zwischen den Spiralarmen Sagittarius und Perseus im Orionarm. 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 so genannte Cygnus-Arm, welcher vermutlich die Fortsetzung des Scutum-Crux-Arms ist.
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 sind, die sich in Formation um das galaktische Zentrum dreht. Wäre dies der Fall, würde sich die Spiralstruktur des Milchstraßensystems und anderer Spiralgalaxien aufgrund der unterschiedlichen Bahngeschwindigkeiten innerhalb relativ kurzer Zeit aufwickeln und unkenntlich werden. Eine Erklärung bietet die Dichtewellentheorie, nach der die Spiralarme Zonen erhöhter Materiedichte und Sternentstehung sind, die sich unabhängig von den Sternen durch die Scheibe bewegen. Die durch die Spiralarme verursachten Störungen in den Bahnen der Sterne können zu Lindblad-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 so genannte „Thin Disk“ in einem Bereich von 700 bis 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 Spektralklassen 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 Unterriesen 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 gebogen.
Zentrum
Das Zentrum des Milchstraßensystems liegt im Sternbild Schütze und ist hinter dunklen Staub- und 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. 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.
Das Milchstraßensystem wurde früher als vier- oder fünfarmig betrachtet, nun gilt es als zweiarmige Balkenspiralgalaxie. Es besteht aus etwa 100 bis 300 Milliarden Sternen und großen Mengen interstellarer Materie, die nochmals 600 Millionen bis einige Milliarden Sonnenmassen ausmacht (die Anzahl der Sterne und damit auch die Gesamtmasse unserer Galaxis kann auf Basis von Berechnungen und Beobachtungen nur geschätzt werden, woraus sich der große Toleranzbereich der Zahlen ergibt). Die Masse dieses inneren Bereichs der Galaxis wird mit ungefähr 180 Milliarden Sonnenmassen 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). Zum Vergleich: Der Andromedanebel hat eine Ausdehnung von etwa 150.000 Lj. und das drittgrößte Mitglied der lokalen Gruppe, der Dreiecksnebel M 33, ca. 50.000 Lj. Die Angaben der Dicke müssen aber eventuell noch bis zum Doppelten nach oben korrigiert werden, wie der australische Wissenschaftler Bryan Gaensler und sein Team im Januar 2008 äußerten. 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 des Milchstraßensystems einen Winkel von 45°. Die Galaxis 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.
Basierend auf der bekannten Umlaufzeit der Sonne und ihrem Abstand vom galaktischen Zentrum kann nach dem dritten keplerschen Gesetz zumindest die Gesamtmasse berechnet werden, die sich innerhalb der Sonnenbahn befindet. Die Gesamtmasse des Milchstraßensystems wird auf etwa 1,0 bis 1,9 Billionen Sonnenmassen geschätzt, damit ist sie neben dem Andromedanebel (1,2 Billionen Sonnenmassen) die massereichste Galaxie der Lokalen Gruppe.
Galaktischer 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 so genannte 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. Das Alter des inneren Teils des Halo wurde in einer im Mai 2012 vorgestellten neuen Methode zur Altersbestimmung vom Space Telescope Science Institute in Baltimore mit 11,4 Milliarden Jahren (mit einer Unsicherheit von 0,7 Milliarden Jahren) angegeben. Dem Astronomen Jason Kalirai vom Space Telescope Science Institute gelang diese Altersbestimmung durch den Vergleich der Halo-Zwerge der Milchstraße mit den gut untersuchten Zwergen im Kugelsternhaufen Messier 4, die im Sternbild Skorpion liegen..
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 das Milchstraßensystem 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 so weit 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 im Milchstraßensystem. 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.
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 Sternbildern benannt.
Die Zeichnung stellt den Aufbau des Milchstraßensystems schematisch dar. Das Zentrum ist im sichtbaren Licht nicht direkt beobachtbar, ebenso wie der hinter ihm liegende Bereich. Die Sonne (gelber Kreis) liegt zwischen den Spiralarmen Sagittarius und Perseus im Orionarm. 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 so genannte Cygnus-Arm, welcher vermutlich die Fortsetzung des Scutum-Crux-Arms ist.
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 sind, die sich in Formation um das galaktische Zentrum dreht. Wäre dies der Fall, würde sich die Spiralstruktur des Milchstraßensystems und anderer Spiralgalaxien aufgrund der unterschiedlichen Bahngeschwindigkeiten innerhalb relativ kurzer Zeit aufwickeln und unkenntlich werden. Eine Erklärung bietet die Dichtewellentheorie, nach der die Spiralarme Zonen erhöhter Materiedichte und Sternentstehung sind, die sich unabhängig von den Sternen durch die Scheibe bewegen. Die durch die Spiralarme verursachten Störungen in den Bahnen der Sterne können zu Lindblad-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 so genannte „Thin Disk“ in einem Bereich von 700 bis 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 Spektralklassen 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 Unterriesen 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 gebogen.
Zentrum
Das Zentrum des Milchstraßensystems liegt im Sternbild Schütze und ist hinter dunklen Staub- und 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. 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.
Ein 900 Lichtjahre breiter Ausschnitt der Zentralregion des Milchstraßensystems
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. Seine Bahn konnte inzwischen über einen vollen Umlauf hinweg beobachtet werden. Aus den Beobachtungen der Bewegungen der Sterne des zentralen Sternhaufens ergibt sich, dass sich innerhalb dieser Region von 15,4 Millionen km Durchmesser eine Masse von geschätzten 4,31 Millionen Sonnenmassen befinden muss. Die im Rahmen der Relativitätstheorie plausibelste und einzige mit allen Beobachtungen konsistente Erklärung für diese große Massenkonzentration ist die Anwesenheit eines Schwarzen Lochs.
Lage der Sonne im Milchstraßensystem
Die Sonne umkreist das Zentrum des Milchstraßensystems in einem Abstand von 25.000 bis 28.000 Lichtjahren (≈ 250 Em oder 7,94 ± 0,42 kpc) und befindet sich 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, ein so genanntes galaktisches 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. Heutzutage kann auch die durch die Umlaufbewegung des Sonnensystems bedingte scheinbare Bewegung des Milchstraßenzentrums gegenüber Hintergrundquellen direkt beobachtet werden, so dass die Umlaufgeschwindigkeit des Sonnensystems unmittelbar messbar ist. Neuere Messungen haben eine Umlaufgeschwindigkeit von ca. 267 km/s (961.200 km/h) ergeben.
Lage der Sonne im Milchstraßensystem
Die Sonne umkreist das Zentrum des Milchstraßensystems in einem Abstand von 25.000 bis 28.000 Lichtjahren (≈ 250 Em oder 7,94 ± 0,42 kpc) und befindet sich 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, ein so genanntes galaktisches 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. Heutzutage kann auch die durch die Umlaufbewegung des Sonnensystems bedingte scheinbare Bewegung des Milchstraßenzentrums gegenüber Hintergrundquellen direkt beobachtet werden, so dass die Umlaufgeschwindigkeit des Sonnensystems unmittelbar messbar ist. Neuere Messungen haben eine Umlaufgeschwindigkeit von ca. 267 km/s (961.200 km/h) ergeben.
Das Sonnensystem umläuft das galaktische Zentrum nicht auf einer ungestörten ebenen Keplerbahn. Die in der Scheibe des Milchstraßensystems verteilte Masse übt eine starke Störung aus, so dass die Sonne zusätzlich zu ihrer Umlaufbahn um das Zentrum auch regelmäßig durch die Scheibe auf und ab oszilliert. Die Scheibe durchquert sie dabei etwa alle 30 bis 45 Millionen Jahre einmal. Vor ca. 1,5 Millionen Jahren hat sie die Scheibe in nördlicher Richtung passiert und befindet sich jetzt etwa 65 Lichtjahre (ca. 20 pc) über ihr. Die größte Entfernung wird etwa 250 Lichtjahre (80 pc) betragen, dann kehrt sich die Bewegung wieder um.
Größere datierbare Krater auf der Erde sowie erdgeschichtliche Massenaussterben scheinen eine Periodizität von 34 bis 37 Millionen Jahren aufzuweisen, was auffällig mit der Periodizität der Scheibenpassagen übereinstimmt. Möglicherweise stören während einer Scheibendurchquerung die in Scheibennähe stärker werdenden Gravitationsfelder die Oortsche Wolke des Sonnensystems, so dass eine größere Anzahl von Kometen ins innere Sonnensystem gelangt und die Anzahl schwerer Impakte auf der Erde zunimmt. Die betreffenden Perioden sind jedoch bisher nicht genau genug bekannt, um definitiv einen Zusammenhang festzustellen; neuere Ergebnisse (Scheibendurchgang alle 42 ± 2 Millionen Jahre) sprechen eher dagegen. Eine neue Studie des Max-Planck Instituts für Astronomie hat gezeigt, dass es sich bei der scheinbaren Periodizität der Einschläge um statistische Artefakte handelt und es keinen solchen Zusammenhang gibt.
Umgebung
Unmittelbare Nachbarschaft
Um das Milchstraßensystem herum sind einige Zwerggalaxien versammelt. Die bekanntesten davon sind die Große und die Kleine Magellansche Wolke, mit denen das Milchstraßensystem über eine etwa 300.000 Lichtjahre lange Wasserstoffgasbrücke, den Magellanschen Strom, verbunden ist.
Größere datierbare Krater auf der Erde sowie erdgeschichtliche Massenaussterben scheinen eine Periodizität von 34 bis 37 Millionen Jahren aufzuweisen, was auffällig mit der Periodizität der Scheibenpassagen übereinstimmt. Möglicherweise stören während einer Scheibendurchquerung die in Scheibennähe stärker werdenden Gravitationsfelder die Oortsche Wolke des Sonnensystems, so dass eine größere Anzahl von Kometen ins innere Sonnensystem gelangt und die Anzahl schwerer Impakte auf der Erde zunimmt. Die betreffenden Perioden sind jedoch bisher nicht genau genug bekannt, um definitiv einen Zusammenhang festzustellen; neuere Ergebnisse (Scheibendurchgang alle 42 ± 2 Millionen Jahre) sprechen eher dagegen. Eine neue Studie des Max-Planck Instituts für Astronomie hat gezeigt, dass es sich bei der scheinbaren Periodizität der Einschläge um statistische Artefakte handelt und es keinen solchen Zusammenhang gibt.
Umgebung
Unmittelbare Nachbarschaft
Um das Milchstraßensystem herum sind einige Zwerggalaxien versammelt. Die bekanntesten davon sind die Große und die Kleine Magellansche Wolke, mit denen das Milchstraßensystem über eine etwa 300.000 Lichtjahre lange Wasserstoffgasbrücke, den Magellanschen Strom, verbunden ist.
Die dem Milchstraßensystem am nächsten gelegene Galaxie ist der Canis-Major-Zwerg, mit einer Entfernung von 42.000 Lichtjahren vom Zentrum des Milchstraßensystems und 25.000 Lichtjahren von unserem Sonnensystem. Die Zwerggalaxie wird zurzeit von den Gezeitenkräften des Milchstraßensystems auseinandergerissen und hinterlässt dabei ein Filament aus Sternen, das sich um die Galaxis windet, den so genannten 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 das Milchstraßensystem einverleibt wird.
Das Milchstraßensystem verleibt sich beständig Zwerggalaxien ein und nimmt dadurch an Masse zu. Während der Verschmelzung hinterlassen die Zwergsysteme Ströme aus Sternen und interstellarer Materie, die durch die Gezeitenkräfte des Milchstraßensystems aus den kleinen Galaxien herausgerissen werden (siehe auch: Wechselwirkende Galaxien). Dadurch entstehen Strukturen wie der Magellansche Strom, der Monoceros-Ring und der Virgo-Strom, sowie die anderen Hochgeschwindigkeitswolken in der Umgebung unserer Galaxis.
Lokale Gruppe
Mit der Andromeda-Galaxie, dem Dreiecksnebel (M 33) und einigen anderen kleineren Galaxien bildet das Milchstraßensystem die Lokale Gruppe, wobei das Milchstraßensystem die massereichste Galaxie darunter ist, obwohl es nicht die größte Ausdehnung besitzt. 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 Shapley-Superhaufen entgegen (die frühere Annahme, Ziel dieses Strebens sei der Große Attraktor, ist überholt).
Die Andromeda-Galaxie ist eine der wenigen Galaxien im Universum, deren Spektrum eine Blauverschiebung aufweist: Die Andromeda-Galaxie und das Milchstraßensystem bewegen sich mit einer Geschwindigkeit von 120 km/s aufeinander zu. Allerdings gibt die Blauverschiebung nur Aufschluss über die Geschwindigkeitskomponente parallel zur Verbindungslinie beider Systeme, während die Komponente senkrecht zu dieser Linie unbekannt ist. Vermutlich werden die beiden Galaxien in etwa drei Milliarden Jahren zusammenstoßen und zu einer größeren Galaxie verschmelzen. Für den Ablauf der Kollision können mangels Kenntnis der Raumgeschwindigkeiten und wegen der Komplexität der beim Zusammenstoß ablaufenden Prozesse nur Wahrscheinlichkeitsaussagen gemacht werden. Nach der Verschmelzung der beiden Galaxien wird das Endprodukt voraussichtlich eine massereiche elliptische Galaxie sein. Als Name für diese Galaxie wird von Cox-Loeb 2008 in ihrem Artikel der Arbeitsname „Milkomeda“ benutzt, eine Verschmelzung des englischen Milky Way und Andromeda.
Alter
Messungen aus dem Jahr 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. Da das Alter des Universums von 13,7 Milliarden Jahren als recht verlässlich bestimmt gilt, hieße das, dass die Entstehung der Milchstraße auf die Frühzeit des Universums datiert.
2007 wurde für den Stern HE 1523-0901 im galaktischen Halo von der ESO-Sternwarte in Hamburg ein Alter von 13,2 Milliarden Jahren festgestellt. Als ältestes bekanntes Objekt der Milchstraße setzt diese Datierung eine unterste Grenze, die im Bereich der Messgenauigkeit der Abschätzung von 2004 liegt.
Nach derselben Methode kann das Alter der dünnen galaktischen Scheibe durch die ältesten dort gemessenen Objekte abgeschätzt werden, wodurch sich ein Alter von etwa 8,8 Milliarden Jahren mit einer Schätzbreite von etwa 1,7 Milliarden Jahren ergibt. Auf dieser Basis ergäbe sich eine zeitliche Lücke von etwa drei bis sieben Milliarden Jahren zwischen der Bildung des galaktischen Zentrums und der äußeren Scheibe.
Quelle: Wikipedia
Das Milchstraßensystem verleibt sich beständig Zwerggalaxien ein und nimmt dadurch an Masse zu. Während der Verschmelzung hinterlassen die Zwergsysteme Ströme aus Sternen und interstellarer Materie, die durch die Gezeitenkräfte des Milchstraßensystems aus den kleinen Galaxien herausgerissen werden (siehe auch: Wechselwirkende Galaxien). Dadurch entstehen Strukturen wie der Magellansche Strom, der Monoceros-Ring und der Virgo-Strom, sowie die anderen Hochgeschwindigkeitswolken in der Umgebung unserer Galaxis.
Lokale Gruppe
Mit der Andromeda-Galaxie, dem Dreiecksnebel (M 33) und einigen anderen kleineren Galaxien bildet das Milchstraßensystem die Lokale Gruppe, wobei das Milchstraßensystem die massereichste Galaxie darunter ist, obwohl es nicht die größte Ausdehnung besitzt. 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 Shapley-Superhaufen entgegen (die frühere Annahme, Ziel dieses Strebens sei der Große Attraktor, ist überholt).
Die Andromeda-Galaxie ist eine der wenigen Galaxien im Universum, deren Spektrum eine Blauverschiebung aufweist: Die Andromeda-Galaxie und das Milchstraßensystem bewegen sich mit einer Geschwindigkeit von 120 km/s aufeinander zu. Allerdings gibt die Blauverschiebung nur Aufschluss über die Geschwindigkeitskomponente parallel zur Verbindungslinie beider Systeme, während die Komponente senkrecht zu dieser Linie unbekannt ist. Vermutlich werden die beiden Galaxien in etwa drei Milliarden Jahren zusammenstoßen und zu einer größeren Galaxie verschmelzen. Für den Ablauf der Kollision können mangels Kenntnis der Raumgeschwindigkeiten und wegen der Komplexität der beim Zusammenstoß ablaufenden Prozesse nur Wahrscheinlichkeitsaussagen gemacht werden. Nach der Verschmelzung der beiden Galaxien wird das Endprodukt voraussichtlich eine massereiche elliptische Galaxie sein. Als Name für diese Galaxie wird von Cox-Loeb 2008 in ihrem Artikel der Arbeitsname „Milkomeda“ benutzt, eine Verschmelzung des englischen Milky Way und Andromeda.
Alter
Messungen aus dem Jahr 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. Da das Alter des Universums von 13,7 Milliarden Jahren als recht verlässlich bestimmt gilt, hieße das, dass die Entstehung der Milchstraße auf die Frühzeit des Universums datiert.
2007 wurde für den Stern HE 1523-0901 im galaktischen Halo von der ESO-Sternwarte in Hamburg ein Alter von 13,2 Milliarden Jahren festgestellt. Als ältestes bekanntes Objekt der Milchstraße setzt diese Datierung eine unterste Grenze, die im Bereich der Messgenauigkeit der Abschätzung von 2004 liegt.
Nach derselben Methode kann das Alter der dünnen galaktischen Scheibe durch die ältesten dort gemessenen Objekte abgeschätzt werden, wodurch sich ein Alter von etwa 8,8 Milliarden Jahren mit einer Schätzbreite von etwa 1,7 Milliarden Jahren ergibt. Auf dieser Basis ergäbe sich eine zeitliche Lücke von etwa drei bis sieben Milliarden Jahren zwischen der Bildung des galaktischen Zentrums und der äußeren Scheibe.
Quelle: Wikipedia
© Matthias Voß