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Abbildung 4.0: “Weitwinkelaufnahme” der Milchstrasse

In einer lichtarmen Umgebung mit klarer, trockener Luft erkennt man mit blossem Auge ein milchiges Band, das sich über den ganzen Himmel erstreckt. Wegen seiner Erscheinungsform nennt man es die Milchstrasse oder die Galaxis. Von mittleren nördlichen Breiten der Erde gegen 23 h aus betrachtet, liegt die Milchstrasse im Frühjahr fast parallel zum Horizont, im Spätsommer taucht sie fast im rechten Winkel ziemlich genau im Süden unter den Horizont und überstreicht annährend parallel zum Meridian den Himmel.

In diesem Kapitel:

• Entdeckung der Milchstrasse
• Aufbau der Milchstrasse
  • Spiralstruktur
  • Rotation der Scheibe
  • Was ist Galaktochemodynamik?
  • Bulge
• Sternhaufen
• Die Galaxis in Zahlen

Entdeckung der Milchstrasse

Die eigentliche Natur der Milchstrasse hat sich erst im Laufe der Zeit enthüllt. Und auch heute noch ist unser Bild längst nicht vollständig. Erst 1994 wurde zum Beispiel eine Zwerggalaxie namens Sagittarius entdeckt, die fast mit der Milchstrasse kollidiert (sie wird es später wirklich einmal tun). Eine kurze Chronik zur “Entdeckung der Milchstrasse”:

• um 400 v. Chr. vermutet der Grieche Demokrit, dass sich die Milchstrasse aus vielen lichtschwachen Sternen zusammensetzt.
• 1610: Galileo Galilei beobachtet mit seinem Fernrohr die Milchstrasse und erkennt, dass sie sich in einzelne Sterne auflösen lässt.
• 1612: Simon Marius entdeckt den Andromeda Nebel.
• 1618: Johann Babtist Cysat beobachtet den Orionnebel.
• 1718: Edmund Halley vergleicht den Sternkatalog von Hipparchos von Samos (um 150 v. Chr. entstanden) mit neueren Sternkatalogen und entdeckt die Bewegung von Fixsternen.
• 1725: John Flamsteed erstellt einen Positionskatalog aller am Nordhimmel beobachtbaren Sterne bis zu 7 mag (Historica coelestis Britannica). Es sind etwa 3000 Sterne.
• 1750: Thomas Wright stellt sein Modell vom Universum vor: A New Hypothesis of the Universe
• 1755: Immanuel Kant veröffentlicht sein Werk: Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels oder der Versuch von der Verfassung und dem mechanischen Ursprungs des ganzen Weltgebäudes, nach Newtonschen Grundsätzen abgehandelt
• 1761: Johann Heinrich Lambert schreibt in seinen Kosmologischen Briefen: Das ganze System der Fixsterne bildet eine Scheibe, deren Durchmesser viel grösser ist als ihre Dicke.
• 1762: John Bradley gibt seinen Sternkatalog heraus. Die Genauigkeit der Positionen liegt bei 2 arcsec. Zum Vergleich (D ist der Durchmesser der Sonne):
  • Hipparchos (150 v. Chr.): 240 arcsec (1/10 D)
  • Brahe (1572): 25 arcsec (1/100 D)
  • Bradley (1762): 2 arcsec (1/1000 D)
  • Bessel (1838): 0.7 arcsec
  • Küstner (1900): 0.27 arcsec (1/10000 D)
  • Hipparcos-Satellite (1989): 0.002 arcsec (1/100000 D)
• 1784: Charles Messier publiziert ein Verzeichnis von 103 nebligen Objekten.
• 1814 - 1817: Friedrich Wilhelm (William) Herschel, der Entdecker des Uranus, schreibt mehrere Arbeiten über die räumliche Verteilung der Sterne und der Milchstrasse. Daneben erstellt er zusammen mit seiner Schwester Caroline einen Katalog von 2500 Nebeln, der die Grundlage des NGC-Katalogs wird. Er erkennt die physikalische Natur der Doppelsterne und kann an ihnen die Gültigkeit der Newtonschen Gravitation ausserhalb des Sonnensystems beweisen. Für eine spezielle Klasse von Nebeln prägt er den Ausdruck Planetarische Nebel. Nebenbei hat er noch 2 Saturnmonde entdeckt.
• 1838: Friedrich Wilhelm Bessel, F.G.W. Struve und T. Henderson können die Parallaxen von 61 Cyg und Cen messen. Es ist die erste verlässliche Bestimmung einer Entfernung zu einem Stern und war ein wichtiger Nachweis für die Korrektheit des heliozentrischen Modells.
• 1845: Lord William P. Rosse erkennt die Struktur der Spiralnebel.
• 1860 - 1870: Angelo Secci wendet die Spektroskopie auf Fixsterne an und beginnt damit die Spektralklassifikation.
• 1864: William Huggins bemerkt die Emissionslinien in den Spektren von Nebeln.
• 1898: Hugo Seeliger und Jakobus Kapteyn untersuchen mit statistischen Methoden die räumliche Verteilung der Sterne.
• 1904: Johannes Hartmann findet die “ruhenden Kalziumlinien” und schliesst auf ihren interstellaren Ursprung.
• 1912: Vesto M. Slipher zeigt, dass das Leuchten von gewissen Nebeln auf die Reflexion von Sternlicht zurückzuführen ist. Damit ergibt sich eine Unterscheidung in selbstleuchtende Gasnebel und Reflexionsnebel.
• 1918: Harlow Shapley untersucht die räumliche Verteilung der Kugelsternhaufen und zeigt, dass die Sonnen nicht im Zentrum der Milchstrasse steht.
• 1920: Max Wolf beweist mit Hilfe von Sternzählungen die Existenz von Dunkelwolken.
• 1922: Edwin P. Hubble entdeckt den Zusammenhang von Emissionsnebel und Sternen von Spekraltyp O und B: nur dann treten Emissionslinien in der Wolke auf.
• 1923: E.P. Hubble bestimmt mit Hilfe veränderlicher Sterne die Entfernung zur Andromeda-Galaxie.
• 1925: Jan H. Oort und Bertil Lindblad entdecken die differentielle Rotation der Milchstrasse.
• 1932: Karl G. Jansky empfängt Radiostrahlung mit einer Wellenlänge von 12 bis 14 Metern aus der Milchstrasse.
• 1944: Walter Baade führt das Konzept der Sternpopulationen ein.
• 1945: Hendrik van de Hulst weist darauf hin, dass im Universum eine Spektrallinie von neutralen Wasserstoff bei 21 cm beobachtbar sein müsste. Sie wird 1949 gefunden.
• 1965: Arno A. Penzias und Robert W. Wilson entdecken die kosmische Hintergrundstrahlung.
• 1968: S.Jocelyn Bell und Antony Hewish entdecken den ersten Pulsar.
• 1987: Aufleuchten der Supernova SN 1987 A in der Grossen Magellanschen Wolke.
• 1994: R.A. Ibata, G. Gilmore und M. Irwin entdecken die Sagittarius-Zwerggalaxie.

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Aufbau der Milchstrasse

In der Abbildung 4.1 ist die Milchstrasse schematisch dargestellt und als Vergleich eine ähnliche Galaxie von der Kante her gesehen (edge-on), also aus der Position, wie wir die Milchstrasse auch sehen. Kurz zusammengefasst ist die Milchstrasse eine Scheibengalaxie, sie besteht vor allem aus Sternen, Gas, Staub, Planeten und Dunkler Materie und wird durch die Gravitation zusammengehalten. Man kann sie in die Komponenten Bulge (die zentrale Verdickung), Scheibe, Halo und Korona einteilen. In der Scheibe kann man einen “Staubstreifen” erkennen, der durch Gas-, Molekül und Staubwolken verursacht wird. Da wir uns innerhalb der Scheibe befinden, können wir entlang der Scheibenebene nicht sehr weit sehen im Vergleich zu senkrecht dazu. Das kann eindrücklich an der Verteilung der Galaxien am Himmel demonstriert werden (siehe Abbildung 4.2).

  

Abbildung 4.1: Oben: Schematischer Aufbau der Milchstrasse. Unten: Eine vergleichbare Galaxie wie die Milchstrasse von der “Kante” her gesehen. Dieses Bild ist, wie man es in der Astronomie häufig findet, in der Negativdarstellung. Das heisst, helle Stellen am Himmel sind hier dunkel und Himmelsregionen weiss.

  

Abbildung 4.2: Verteilung von 14650 hellen Galaxien am Himmel. Deutlich ist das Band der Zone of Avoidance sichtbar, in der es scheinbar keine Galaxien gibt. Tatsächlich wird ihr Licht von den Gas- und Staubwolken in der Scheibenebene der Milchstrasse absorbiert. Der mit G.C. bezeichnete Punkt ist das Zentrum der Galaxis (Galactic Center; im englischen Sprachgebrauch ist Galactic oder Galaxies immer gross geschrieben, wenn es die Milchstrasse bezeichnet; wenn es klein geschrieben ist, bezeichnet es andere Galaxien.).

Um ein wenig Gespür für die Anzahl der Sterne in der Milchstrasse zu bekommen, kann man eine einfache Abschätzung vornehmen: die Distanz zum nächsten Stern, Centauri, ist etwa 1.3 parsec. Die Scheibe der Milchstrasse ist 30 kpc im Durchmesser und etwa 1 kpc dick. Wieviel Sterne hat die Milchstrasse in etwa? (man macht am einfachsten die Annahme, die Milchstrasse sein ein Zylinder; ; man kann als mittlere Distanz zwischen den Sternen 1 pc verwenden).

Um sich trotz der grossen Zahlen eine Vorstellung der Abstände der Sterne in den verschiedenen Komponenten der Milchstrasse und ähnlicher Galaxien machen zu können, sind in Tabelle 4.2 diese Grössen in einem “handlichen” Massstab von 1:1392000000000 angegeben.

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Spiralstruktur

Aufnahmen von anderen Scheibengalaxien wie der Andromedagalaxie zeigen helle Arme, die spiralförmig aufgewickelt sind. In diesen Spiralarmen ist mehr Gas vorhanden als sonst in der Scheibe. Durch eine Stossfront wird das Gas komprimiert und kann Wolken und in den Wolken Sterne bilden. Vor allem die massereichen jungen Sterne leuchten extrem hell und lassen so die Spiralstruktur hervortreten. Über das Zustandekommen der spiralförmigen Störungsfront gibt es noch keine etablierte Theorie.

Rotation der Scheibe

Würden die Sterne einfach stillstehen, würde die Anziehungskraft sie dorthin ziehen, wo am meisten Masse vorhanden ist, also ins Zentrum der Galaxis. Die Sterne würden zum Zentrum der Galaxis beschleunigt werden (genauso wie ein Apfel vom Baum oder ein kaputtes Flugzeug auf die Erde hin) und dort einen riesen Wirbel veranstalten. Die Milchstrasse würde wie ein Kartenhaus zusammen fallen. Das wäre nicht gut.

Eine Möglichkeit zur Stabilisierung der Galaxis ist es, die Sterne um das Zentrum kreisen zu lassen. Dann wirkt der Anziehungskraft zum Zentrum die Zentrifugalkraft (wie im Kettenkarusell) entgegen, und die Sterne bleiben immer in etwa gleich weit von dem Zentrum entfernt. Wie kann man diese Rotation bestimmen? Man könnte Radialgeschwindigkeiten von Sternen messen. Unter Radialgeschwindigkeit versteht man den Anteil der Gesamtgeschwindigkeit eines Sternes entlang der Verdbindungslinie von uns zum Stern. Das hat den Nachteil, dass man das für sehr viele Sterne machen müsste, von denen man auch noch die Entfernung braucht. Von weit entfernten Sternen aber kann man keine guten Spektren aufnehmen, und darum auch keine Radialgeschwindigkeiten bestimmen. Auch die Entfernungen sind umso schwieriger zu messen, je weiter die Sterne entfernt sind. Eine bessere Methode ist die Messung von Radialgeschwindigkeiten von Wolken neutralen Wasserstoffs, sogenannte H I Wolken. Das Prinzip ist in Abbildung 4.3 dargestellt. Vom Sonnensystem beobachtet man entlang einer galaktischen Länge l mit einem Radioteleskop. Man findet eine Überlagerung von vielen Wolken entlang der Sichtlinie, z.B. in P und T. Wenn die Wolken auf Kreisbahnen umlaufen, wird die Wolke am schnellsten sein, die wir am Tangentialpunkt beobachten können. Wenn man also immer die schnellsten Wolken nimmt, und das für eine Reihe galaktischer Längen wiederholt, kann man ein Rotationsprofil der Milchstrassenscheibe erstellen. Allerdings nur bis zum Abstand der Sonne. Für weiter aussen liegende Teile der Milchstrasse muss man andere Verfahren anwenden, die leider weniger zuverlässige Ergebnisse bringen.

  

Abbildung 4.3: Prinzip der Messung der galaktischen Rotationsgeschwindigkeit. Vom Ort der Sonne/Erde beobachtet man entlang einer galaktischen Breite l mit einem Radioteleskop im Bereich 21 cm Wellenlänge. Man empfängt ein Signal, das aus der Überlagerung vieler Wolken zusammengesetzt ist, z.B. beim Punkt P und T liegenden. Im einfachsten Fall befinden sich die Wolken auf Kreisbahnen, und somit sollten die Wolken am schnellsten sein, die genau entlang unserer Sichtlinie laufen (am Punkt T), denn die anderen Wolken haben nur einen Teil ihrer Geschwindigkeit entlang unserer Sichtlinie (z.B. die bei Punkt P). Wenn man die jeweils grösste Geschwindigkeit an jeder galaktischen Länge l misst und aufträgt, erhält man das Rotationsgeschwindigkeitsprofil der Milchstrasse. Für entfernte Scheibengalaxien, die man von der Kante her sieht, funktioniert die Methode analog.

Was ist Galaktochemodynamik?

Wie bereits angedeutet, sind in der Scheibe der Galaxis Gas und Sterne in einer Wechselwirkung zueinander. Aus dem Gas entstehen vor allem entlang der Spiralarme Sterne, die sich entwickeln und in Form von Sternwinden oder als Supernovae oder Planetarischen Nebel Gas wieder an das Interstellare Medium (ISM) zurückgeben können. Dieser Kreislauf ist in Abbildung 4.4 schematisch dargestellt.

  

Abbildung 4.4: Materiekreislauf im Universum. Eine gute Vorlage für ein Recyclingkonzept. Aus den “primordialen” Elementen Wasserstoff und Helium entsteht eine erste Generation von Sternen, in deren Kernen Wasserstoff und Helium zu schwereren Elementen (in der Astronomie “Metalle” genannt) fusioniert werden. Durch Sternwinde (und Ähnliches wie Novae) und Prozesse am Lebensende der Sterne (Planetarische Nebel, Supernovae) werden diese Metalle in das Interstellare Medium zurückgegeben, wo sie sich mit Molekülwolken vermischen (und diese mit schwereren Elementen als Wasserstoff und Helium anreichern). In diesen Wolken entstehende Sterne können dann auch Planetensysteme wie das Sonnensystem bilden.

Diese Umwandlungsprozesse sind nicht überall in der Scheibe gleich. Es passiert mehr, wo mehr Material vorhanden ist, also gegen das Zentrum der Milchstrasse hin. Da Staub vor allem in den Hüllen von Roten Riesen entsteht, ist der Staubanteil im Zentrum der Galaxis am grössten und fällt nach aussen hin stark ab. Das molekulare Gas, aus dem die Sterne entstehen, ist am häufigsten in den mittleren Zonen der Scheibe zu finden, und das atomare Gas (H I) nimmt nach aussen hin zu.

Wir befinden uns derzeit in einer Art Blase, die man die local bubble nennt. Diese Blase wurde von einer Supernovaexplosion gebildet. Abbildung 4.5 zeigt den schematischen Aufbau.

  

Abbildung 4.5: Die local bubble, in der wir uns befinden. Sie ist durch mindestens eine, wahrscheinlich mehrere Supernovaexplosionen entstanden. Das von diesen ausgestossene Gas stösst in der Scheibenebene der Milchstrasse mit anderen Gasmassen zusammen. In diesen Zonen können Sternentstehungsgebiete auftreten. Ausserhalb der galaktischen Scheibe ist die Gasdichte gering, und die Supernovaewinde können sich praktisch ungehindert ausbreiten. Die dort starkt aufgebläht Blase brachte diesem Symptom den Namen Champagnereffekt ein. (Grafik: Markus Samland)

Bulge

Den zentralen Bereich mit 1 bis 3 kpc Durchmesser nennt man den Bulge. Der Bulge hat eine Masse von etwa 2 Milliarden Sonnenmassen und hat die höchsten Stern- und Gasdichten in der Milchstrasse. Die genaue Strukur des Bulges ist sehr schwer zu untersuchen, da Gas und Staub in der Scheibe den Blick verhindern. Mit Radiotechniken konnte man nachweisen, dass die Milchstrasse wie einige andere Scheibengalaxien auch einen Balken hat. Ganz im Zentrum des Bulges vermutet man ein Schwarzes Loch mit etwa 1 Million Sonnenmassen.

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Sternhaufen

Man unterscheidet zwei Arten von Sternhaufen: Offene und Kugelsternhaufen. Bekannte Vertreter der Offenen Sternhaufen sind die Plejaden, die Hyaden, die Praesepe und der Doppelsternhaufen h und Persei. Kugelsternhaufen sind beispielsweise Centauri, 47 Tucanae oder M 13 im Herkules.

Die Hyaden sind der uns am nächsten liegende Sternhaufen und ist darum vom herausragender Bedeutung. Speziell für die sogenannte kosmologische Distanzleiter ist dieser Haufen wichtig, da er der einzige ist, zu dem man einen “guten” Wert für seine Entfernung mittels statistischer Parallaxen und, seit der Veröffentlichung der Daten des Hipparcos-Satelliten, auch mit dessen direkten Parallaxen bestimmen kann. Man erhält einen Wert von 48 2.5 parsec. Dabei ist ein Problem, dass man möglichst alle Haufenmitglieder finden muss, um den Mittelpunkt korrekt zu bestimmen, da die Ausdehnung Offener Haufen zwischen 1 und 20 parsec betragen kann. Im Fall der Hyaden fand man eine Wert von 4 parsec für den Durchmesser. Nachdem man die Entfernung bestimmt hat, kann man ein Farben-Helligkeitsdiagramm des Sternhaufens anfertigen (vergleiche mit Abbildung 3.2, rechtes Bild). Mit diesem kann man dann die Entfernung zu weiter entfernt liegenden Offenen Haufen bestimmen, in dem man von diesen ebenfalls Farben-Helligkeitsdiagramme erstellt und diese so relativ zu dem der Hyaden verschiebt, dass die “Hauptreihen” übereinander zu liegen kommen. Aus der nötigen Verschiebung kann man die Entfernung zu dem “neuen” Haufen berechnen. Diese Methode nennt man Hauptreihenfit. Leider ist nämlich keiner der etwa 350 Sterne der Hyaden eine “Standardkerze”, z.B. ein -Cepheid, welchen man über die bekannte Haufendistanz eichen könnte. Da -Cepheiden sehr hell sind, kann man sie in sehr grossen Distanzen (sogar in Galaxien bis zum Virgohaufen) vermessen, und über ihre Perioden-Helligkeits-Beziehung die Entfernung einfach bestimmen. Weiter entfernte Haufen enthalten -Cepheiden, und so muss man den Zwischenschritt über den Hauptreihenfit machen.

Die meisten Offenen Sternhaufen haben Durchmesser von 2 bis 6 parsec und zwischen 10 und einigen tausend Mitgliedssternen. Die Sterndichte in den Offenen Sternhaufen ist im Mittel um das Zweihundertfache höher als in der Sonnenumgebung. In M 11, einem extremen Fall, sind die Sterne sogar tausendmal dichter als in unserer unmittelbaren Umgebung. Die Hyaden haben nur ein etwa dreissigmal höhere Dichte. Die offenen Haufen sind in der Regel relativ junge Gebilde - die Plejaden sind etwa 60 Millionen Jahre alt. Die ältesten Offenen Sternhaufen sind allerdings etwa 8 Milliarden Jahre alt. Wie alle Offenen Sternhaufen liegen die obengenannten Haufen in oder nahe der Scheibenebene der Milchstrasse. Aufgrund der Wechselwirkung mit anderen Haufen (die Milchstrasse hat vermutlich 15000 bis 20000 davon, auch wenn man bislang nur etwa 1200 kennt) und mit einzelnen Sternen in der Scheibe der Galaxis lösen sich die Offenen Haufen auf, wobei zu Beginn vor allem die massearmen Haufenmitglieder herausgeschleudert werden können. Lockere und kleinere Haufen wie die Hyaden tun dies in einigen hundert Millionen Jahren, kompakte Haufen wie die Plejaden können mehrere Milliarden Jahre überleben.

Kugelsternhaufen oder Kugelhaufen sind fast kugelsymmetrische Sternhaufen, die sich sphärisch um die Milchstrasse verteilen. Sie enthalten einige zehntausend bis zu 10 Millionen Sterne und haben Durchmesser zwischen 5 und 110 pc. Die Sterndichten in den zentralen Bereichen der Kugelhaufen sind etwa tausend- bis zehntausendmal höher als in der Sonnenumgebung. Zur Milchstrasse gehören etwa 150 Kugelhaufen, die bis zu etwa 120 kpc (Kiloparsec) vom Milchstrassenzentrum entfernt sind. Entfernungen zu Kugelsternhaufen misst man heute vor allem über RR-Lyrae Sterne. Das ist eine Art von Veränderlichen Sternen, die praktisch alle gleich hell sind. Shapley benutzte zu Beginn des 20. Jahrhunderts den -Cepheiden verwandte W-Virginis Sterne, die allerdings leuchtschwächer sind als die “Originale”, was dazu führte, dass Shapley die Grösse der Milchstrasse überschätzte. Allerdings konnte er mit seinen Entfernungsmessungen zu den Kugelsternhaufen zeigen, dass die Sonne nicht wie bis anhin üblicherweise angenommen, im Zentrum der Galaxis steht, sondern weit ausserhalb “am Rand” der Scheibe. Die Verteilung der galaktischen Kugelsternhaufen ist in den Abbildungen von 4.6 gezeigt.

  

Abbildung 4.6: Die Verteilung der Kugelsternhaufen der Milchstrasse in der Sicht “auf die Scheibe”. Die Sonne ist durch einen Stern markiert, das galaktische Zentrum ist in der Mitte. (Grafik: Markus Samland)

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Die Galaxis in Zahlen

Bevor die “nackten” Kennzahlen der Milchstrasse präsentiert werden, sollen die wichtigsten Grössenverhältnisse in der Milchstrasse noch in einem stark verkleinernden Massstab dargestellt werden. Diese sind in Tabelle 4.4 zu finden.

Die Milchstrasse in Zahlen:

• Hubble-Typ: Sbc oder SBbc
• Gesamtmasse:
• Bulge-Masse:
• Scheibenmasse:
• Sterne und Planeten: 70 bis 90 % der Masse
• Interstellares Medium: 10 bis 30 % der Masse
• Dunkle Materie: ?
• Abplattung des Bulge: 0.85
• effektiver Bulgeradius: 2.7 kpc
• Skalenlänge der Scheibe: 2 - 4 kpc
• Dicke der Gasscheibe: 0.1 kpc
• Dicke der Sternscheibe: 0.2 - 1.0 kpc
• Rotatiosgeschwindigkeit: 220 km/s
• Gasgehalt der Scheibe: 30 - 50 %
• Zahl der Sterne: 200 - 300 Milliarden
• Zwergsterne: 100 Milliarden
• Neutronensterne: 1 Milliarde
• Schwarze Löcher: 200 Millionen
• massereiche OB-Sterne: 34000
• Planetarische Nebel: 12000
• Supernova-Überreste: 400
• Kugelsternhaufen: 200
• Sternentstehung: 2 - 5 pro Jahr
• Weiteres: Hochgeschwindigkeitswolken, der zentrale Balken, Dunkle Materie, HII-Regionen, Spiralarme, ...