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<blockquote data-quote="H2SO4" data-source="post: 91603" data-attributes="member: 2506"><p>Viele Sterne der Milchstraße sind Einzelgänger wie unsere Sonne, andere sind jedoch häufig Mitglieder von Doppel- oder Mehrfachsystemen oder sogar von Sternhaufen. Die Sterndichte lässt sich nur in unmittelbarer Sonnenumgebung genau feststellen. In einem kugelförmigen Raum von 5 [pc] (= Parsec) Durchmesser um die Sonne zählt man 65 Sterne. Davon sind 33 Einzelsterne, 26 gehören zu einem Doppelsystem und es gibt hier 2 Dreifachsysteme. Dazu gesellen sich 6 unsichtbare Begleiter. Hieraus folgt eine mittlere Dichte von 130 Sternen pro 1000 [pc3]. In einer Kugel von 25 [pc] Durchmesser um die Sonne findet man 3600 Sterne, die Dichte sinkt dann auf nur noch 60 Sterne je 1000 [pc3], weil in den großen Abständen lichtschwache Sterne nur noch sehr schwer zu entdecken sind und sich vielfach der Beobachtung entziehen.</p><p></p><p>90 % der Sterne in Sonnennähe sind Hauptreihensterne, weniger als 1 % sind Riesen und die Weißen Zwerge haben einen Anteil von 8 %.</p><p></p><p>Der Aufbau der Milchstraße stellt sich heute etwa folgendermaßen dar:</p><p>Wie bei allen Spiralgalaxien befindet sich im Zentrum des Systems der so genannte Kern, englisch als bulge bezeichnet. Das ist eine in etwa kugelförmige Zusammenballung von Sternen und Materie mit einem Durchmesser von 5 [Kpc] (16 000 Lichtjahre). In diesem Gebiet findet man die höchste Materiedichte einer Galaxie.</p><p></p><p>Aufbau der MilchstraßeSo etwa würde ein Schnitt durch unser Milchstraßensystem aussehen. Nicht angedeutet ist dabei, dass sich im Zentrum ein Schwarzes Loch von mehreren Millionen Sonnenmassen befindet sowie der zentrale Balken von rund 8,3 [Kpc] Länge. Um den Kern erstreckt sich mit einer Dicke von 1 [Kpc] die Scheibe der Galaxie, welche in die Spiralarme ausläuft und einen Durchmesser von 100 000 Lichtjahren hat. Dieses Gebilde ist von einem 100 [Kpc] durchmessendem Halo umgeben, in welchem neben den rund 150 bislang bekannten Kugelsternhaufen auch Einzelsterne zu finden sind. Den äußeren Bereich des Gesamtsystems bildet die Korona, von der wir vermuten, dass sie einen hohen Anteil an Dunkler Materie enthält. Sie hat einen Durchmesser von 200 [Kpc]</p><p></p><p>Die Spiralarme</p><p></p><p>Wie schon oben angedeutet, sind die optisch sichtbaren, heißen, jungen Sterne der Spektralklassen O und B eindeutige Indikatoren für Spiralarme. Hierzu zählen neben H-II- Gebieten (Wolken von leuchtendem, heißem und ionisiertem Wasserstoff) auch kalte, dunkle Molekülwolken (im Radiobereich beobachtbar) und junge Sternhaufen, wie beispielsweise die bekannten Plejaden. Misst man die Entfernung dieser Objekte und trägt sie zusammen mit ihrer Lage im galaktischen Koordinatensystem in ein Diagramm ein, so kristallisieren sich für unsere Milchstraße 4, möglicherweise sogar 5 Spiralarme heraus, die dem zentralen Balken entspringen.</p><p></p><p>Struktur der SpiralarmeDie beobachteten HII- Gebiete der Milchstraße. Andeutungsweise kann man aus ihrer Lage die möglichen Spiralarme ableiten. Das Kreuz in der Mitte deutet das Zentrum an, von welchem die Balkenarme ausgehen, der gelbe Punkt ist der Ort der Sonne. Die Spiralarme sind zum Teil benannt nach den Sternbildern, in deren Richtung sie liegen. Man unterscheidet hier den Perseus- Arm (auch als +1- Arm benannt), den Orion- Arm (0- Arm), den man auch als lokalen Arm bezeichnet, weil sich in ihm die Sonne befindet, sowie den Sagittarius- Arm (-1). Der Orionarm ist womöglich kein vollständiger Arm, sondern nur ein Bruchstück, in ihm läuft die Sonne mit 30 [Km/s] auf das Sternbild Herkules zu. Zwei weitere Arme deuten in Richtung der (südlichen) Sternbilder Scutum (Schild) und Norma (Winkelmaß). </p><p></p><p>Die Spiralarme enthalten also überwiegend helle, weiß- blaue Sterne, Sterne die noch jung sind oder sich im Laufe ihrer Entwicklung auf dem Hauptreihenast des Hertzsprung-Russel- Diagramms langsam nach oben bewegen. Im Kern der Galaxis (unsere Milchstraße nennt man Galaxis, wohingegen alle anderen Sternsysteme als Galaxie bzw. Galaxien bezeichnet werden) dagegen findet man vorwiegend ältere, weiterentwickelte und daher rötliche Sterne, was auch für den zentralen Balken gilt. Die Arme mit ihren jungen Sternen stellen nur einen geringen Anteil der Scheibenmasse dar. Ungleich mehr Masse wird von gleichmäßig über die Scheibe verteilten, älteren Sternen gebildet.</p><p></p><p>Warum, fragen wir uns, bilden so viele Galaxien wie auch unsere Milchstraße eigentlich Spiralarme aus? Den Mechanismus, der solche Strukturen erzeugt, kennt man nur sehr vage. Die zu einem System gehörenden Sterne müssen nicht zwangsläufig absolut gleichmäßig verteilt sein. Vielmehr können sich, wenn das System gleichsinnig um einen gemeinsamen Schwerpunkt rotiert, Dichtestörungen - die Spiralarme - ausbilden. Vermutlich hat man es dabei mit einer Art Wellenphänomen zu tun, einer Dichtewelle, die durch ihre Eigengravitation aufrechterhalten wird und damit das "Aufwickeln" der Spiralen verhindert.</p><p>Man kann sich leicht eine kleine "Minigalaxie" selbst herstellen, indem man seinem Kaffee etwas Milch zufügt und sehr vorsichtig rührt. Dann bilden sich hier auch "Spiralarme" aus - zugegebenermaßen hinkt dieser Vergleich aber ein wenig.</p><p></p><p>Die noch sehr unsichere Dichtewellentheorie besagt, dass Spiralarme nichts anderes sind als Gebiete, in denen das Gravitationsfeld gegenüber dem großräumigen Mittelwert etwas erhöht ist. Diese Störungen bilden dann in der galaktischen Ebene die Spiralarme aus. Sie rotieren mit konstanter Winkelgeschwindigkeit, diese ist aber etwas geringer als diejenige der umlaufenden Sterne und Materiewolken. Sie holen deshalb die Störungszonen ein und werden bei Annäherung etwas beschleunigt, bei Entfernung von diesem Gebiet aber ein wenig abgebremst. Dadurch entsteht ein Gebiet mit einer um nur wenige % erhöhten Sterndichte, ein Spiralarm. Die Sterne selbst beeinflussen sich gegenseitig nur wenig, da sie zu große Abstände haben. Die Interstellare Materie hingegen wird bei diesem Vorgang komprimiert, weil die einzelnen Teilchen sich relativ nahe stehen. Das kann dann zu Gravitationsinstabilitäten führen, eine Kontraktion ist die Folge und damit eine erhöhte Sternentstehungsrate in den Spiralarmen.</p><p></p><p>Massereiche (O und B-) Sterne entwickeln sich dabei sehr schnell, können daher ihren Entstehungsort kaum verlassen. Sie sind deshalb zusammen mit den konzentrierten Gebieten Interstellarer Materie ausgezeichnete Indikatoren für Spiralarme. Dennoch stehen überzeugende Beweise für die Richtigkeit der Dichtewellentheorie weiterhin aus.</p><p></p><p>Die Galaxis ist doch eine Balkenspirale?Wie schon beschrieben ist es höchst schwierig, eine Aussage über die Struktur der Milchstraße zu machen, wenn man mittendrin sitzt. Eine umfangreiche Durchmusterung von Sternen mit dem Spitzer Weltraumteleskop aus 2005 überzeugt aber nun die Astronomen, dass die Galaxis nicht länger eine reine Spiralgalaxie ist. Die peinlich genaue Infrarot- Erfassung von über 30 Millionen Sternen lässt aber keinen anderen Schluss zu: wir leben in einer Balkenspirale. Wie in der Abbildung dargestellt, würde ein außenstehender Beobachter erkennen, dass unsere Galaxie durch einen ausgeprägten, über 27 000 Lichtjahre weiten Balken geprägt wird. Haben schon frühere Untersuchungen die mögliche Existenz eines schwachen Balkens angedeutet, ist nach heutiger Erkenntnis der zentrale Balken die dominierende Erscheinung der Milchstraße. Angeordnet ist der Balken in einem Winkel von 45 ° zu einer Verbindungslinie Sonne- Galaxienzentrum. </p><p></p><p>Man lernt ja ständig dazu! Das Spitzer- Teleskop hat mittlerweile (Stand: Juni 2008) über 800 000 Einzelaufnahmen unserer Milchstraße angesammelt und damit 110 Millionen Sterne erfasst, was allerdings nur einen Bruchteil der Gesamtanzahl von Sternen in der Galaxis ausmacht. Eine solche Informationsfülle lässt sich nur noch mit Computern auswerten, und deshalb hat Robert Benjamin von der University of Wisconsin ein spezielles Programm entwickelt, welches die Häufigkeit von Sternen in den verschiedenen Himmelsregionen ermittelt. Die neuen Ergebnisse sind nun doch überraschend. Zunächst fand man wie erwartet eine erhöhte Sterndichte in Richtung des Scutum- Centaurus- Arms. Doch eine hohe Anzahl von Sternen in den Regionen des Sagittarius- und des Norma- Arms konnte nun nicht mehr nachgewiesen werden. Wie in der Abbildung gezeigt, stellt sich uns nun ein ganz anderes Bild der Milchstraße dar. Es gibt nur noch 2 Hauptarme, Scutum- Centaurus und Perseus (letzterer wurde in der neuen Untersuchung nicht erfasst). Sie bestehen in der Hauptsache aus jungen und auch alten Sternen und entspringen dem zentralen Balken. Die Nebenarme wie Orion (engl. Orion Spur), Sagittarius und Norma bestehen dagegen überwiegend aus Gas/Staub und relativ wenigen jungen Sternen. Im Laufe der Jahre hat sich damit unsere Erkenntnis über das Aussehen unserer Heimatgalaxie erheblich geändert. Dachte man zunächst noch, die Milchstraße sei eine Zwillingsschwester der Andromeda- Galaxie (M 32), so ähnelt sie unseres heutigen Wissens eher der Balkenspirale M 83. </p><p></p><p>Rotation und Masse</p><p></p><p>Der Kern unserer Galaxie mit einem Durchmesser von rund 3300 Lichtjahren rotiert nahezu wie ein starrer Körper. Allerdings gibt es hier auch so genannte Schnellläufer, Sterne, die sich auf stark exzentrischen Bahnen bewegen. In der Scheibe liegen die Verhältnisse dagegen völlig anders: Hier herrscht eine differenzielle Rotation vor. Man kann die Scheibe nicht mehr mit einem starren Körper vergleichen, sondern muss vielmehr jeden Stern einzeln betrachten. Jeder Stern umkreist das Zentrum in annähernd kreisförmiger Bahn und befindet sich dabei stets im Gleichgewicht zwischen Fliehkraft und die auf ihn einwirkenden Gravitationskräfte des Gesamtsystems. Generell sollte nach dem dritten Keplerschen Gesetz die Rotationsgeschwindigkeit von innen nach außen abnehmen, das ist aber seltsamerweise nicht der Fall.</p><p></p><p>Rotationsgeschwindigkeiten der SterneIn dieser Grafik sind die Rotationsgeschwindigkeiten der Sterne gegen den Abstand vom Zentrum dargestellt (die Verteilung der Bahngeschwindigkeiten in einer Galaxie wird Geschwindigkeitsdispersion genannt). Die grüne Kurve zeigt den Verlauf wie er zu erwarten wäre, die rote stellt die tatsächlichen Verhältnisse dar. Etwa bis zur Sonne, welche in einem Abstand von 8,6 [Kpc] das Zentrum mit ca. 230 [Km/s] in 210 Millionen Jahren einmal umkreist, stimmen die Geschwindigkeiten. Mit weiterem Abstand nimmt die Bahngeschwindigkeit der Sterne aber zu, anstatt sich zu verringern. Auch bei vielen anderen Galaxien wird dieses Phänomen beobachtet, aber wie ist es zu erklären? Wir müssen uns mit dem Gedanken vertraut machen, dass unsere Milchstraße viel größer ist als bisher geglaubt. Die leuchtende Materie (Gas und Sterne) macht nur etwa 20% der Gesamtmasse aus, wir sind von ungeheuer großen Ansammlungen von etwas Unbekanntem umgeben, das sich unseren Beobachtungen vollständig entzieht (siehe auch Dunkle Materie). Etwa 1 Billion Sonnenmassen verbergen sich im Halo oder in der Korona, wirken aber gravitativ und verursachen die Abweichungen der Umlaufgeschwindigkeiten.</p><p></p><p>Es gibt allerdings einen, wenn auch nur vagen Hinweis auf die missing mass. Galaxien sollten eigentlich "durchsichtig" sein, durch dünn besetzte Randzonen sollte man beispielsweise hinter der Galaxie liegende Objekte erkennen können. Das ist aber häufig nicht der Fall, vielmehr könnte deshalb ein Teil der fehlenden, obwohl vorhandenen, sichtbaren Materie durch Absorptionseffekte unseren Blicken verborgen bleiben. Wie hoch dieser Masseanteil ist vermag allerdings niemand zu sagen. Auch durch so genannte Microlensing- Effekte sind bereits ansonsten nicht sichtbare Körper nachgewiesen worden. Unstrittig ist jedoch, dass von den Halos der Galaxien eine beachtliche gravitative Wirkung ausgeht, wodurch auch immer sie verursacht wird. </p><p></p><p>Halo und Korona</p><p></p><p>Wie oben bereits angedeutet ist unsere Milchstraße, wie auch andere Galaxien, eingebettet in den so genannten Halo. Dies ist nicht ein streng von der Galaxienscheibe abgetrennter Raum mit einem Durchmesser von 50, vielleicht sogar 100 [Kpc], vielmehr durchdringen sich Scheibe und Halo, es ist ein fließender Übergang. Dennoch gibt es Unterschiede: Der Halo wie auch die darin enthaltenen Sterne nehmen nicht an der allgemeinen Rotation der Galaxienscheibe teil. Auch die Sterne des Halos unterscheiden sich von den Sternen der Scheibe. Während man die Scheibensterne als Population I bezeichnet, gehören die Halosterne der Population II an.</p><p></p><p>Den Begriff der Population hat Walter Baade 1944 eingeführt. Demnach umfasst eine Population alle Sterne mit gleichem Alter, gleicher chemischer Zusammensetzung, derselben räumlichen Verteilung und ähnlichen Bewegungsverhältnissen.</p><p>In der Population I findet man einen hohen Anteil junger, heißer Sterne, die in der Population II völlig fehlen. Von den Mitgliedern alter, offener Sternhaufen, über die Interstellare Materie bis hin zu den jungen OB- Sternen haben alle eine ähnliche chemische Zusammensetzung wie die Sonne (sie ist ebenfalls ein Population I- Stern).</p><p></p><p>Unsere MilchstraßeHier nochmals eine künstlerische Darstellung, wie unsere Milchstraße weit entfernten Beobachtern erscheinen könnte (allerdings muss das Aussehen neueren Erkenntnissen zufolge korrigiert werden, siehe unter "Spiralarme"). Durch Anklicken erhalten Sie eine Großansicht (über 1 MB!)</p><p></p><p>Population II- Sterne weisen hingegen ein um den Faktor 100 bis 1000 geringeres Verhältnis von Metallen zu Wasserstoff auf (Astronomen nennen alle Elemente außer Wasserstoff Metalle!). Diese metallarmen Sterne sind deshalb auch die ältesten, denn in dieser Population fehlen, wie gesagt, die jungen Sterne. </p><p></p><p></p><p>Ein Stern zeigt ja an seiner Oberfläche die Zusammensetzung des Gases an, aus dem er entstanden ist (die Umwandlung der Materie erfolgt durch Fusionen nur im Kernbereich; das hier ausgebrütete Material kann aber nicht nach außen gelangen). Deshalb hat sich der Metallgehalt des Interstellaren Mediums der Scheibe seit Entstehung der Milchstraße um den Faktor 100 bis 1000 angereichert, dieser Prozess war bereits in den ersten 109 Jahren, dem Entstehungszeitraum der Population II- Sterne, vollzogen.</p><p></p><p>Heute werden die Populationen allerdings noch feiner unterteilt. O- und B- Sterne, Delta Cephei- Sterne, junge, offene Haufen, Interstellare Materie sowie Sternassoziationen bilden die so genannte extreme Population I. Sterne der Spektralklasse A und andere sind weiter von der Milchstraßenebene entfernt und bilden ein größeres Untersystem. Ein weiteres Untersystem wird von den RR- Lyrae- Veränderlichen mit einer unter 0,4 Tagen liegenden Periode dargestellt, dazu gehören auch die Zentralsterne Planetarischer Nebel sowie Sterne der Spektralklassen F bis M. Die bis hierhin aufgeführten Sterne gehören alle zur Scheibenpopulation, auch diejenigen der wohl sternreichsten Gegend, des Zentralbereichs der Milchstraße. </p><p></p><p>In der Zwischenpopulation II findet man die Schnellläufer (siehe auch weiter unten) mit einer Geschwindigkeit von mehr als 30 [Km/s] senkrecht zur galaktischen Ebene, sowie langperiodische Veränderliche mit Perioden über 250 Tagen. Dazu gehören auch die Sterne der Spektralklassen vor M5. Das weiträumigste Untersystem bilden aber die Kugelsternhaufen und RR- Lyrae- Sterne mit einer Periode über 0,4 Tagen, sie machen den größten Teil des Halos aus.</p><p></p><p>Im Halo ist keine Interstellare Materie nachweisbar wie in der Scheibe, lediglich dünnes Gas konnte nachgewiesen werden, aber kein Staub. Die Entstehung neuer Sterne ist daher in diesem Bereich ausgeschlossen. Weil sich Halo und Scheibe gegenseitig an ihren "Kontaktstellen" durchdringen, finden sich auch in der Sonnenumgebung Sterne der Population II. Diese, weil sie nicht an der Rotation der Scheibe teilnehmen, bewegen sich scheinbar sehr schnell gegen die Rotation, man bezeichnet sie deshalb als so genannte Schnellläufer. Ein weiteres Kennzeichen des Halos sind die Kugelsternhaufen. Von ihnen kennt man heute etwa 150, ihre Gesamtzahl wird auf ca. 200 bis 300 geschätzt. Sie bewegen sich in sehr lang gestreckten Ellipsen um das galaktische Zentrum, die Bahnebenen sind dabei scheinbar gleichmäßig verteilt, auch sie enthalten sich der Scheibenrotation. </p><p></p><p>Wie wir heute wissen, entstanden die Kugelsternhaufen in einer sehr frühen Phase der Entstehung des Milchstraßensystems, und zwar innerhalb sehr kurzer Zeit, denn sie sind in etwa alle gleich alt. Mit einem Alter von etwa 11 bis 12 Milliarden Jahren stellen sie die wohl ältesten Objekte der Milchstraße dar, deren Alter selbst auf 13,6 Milliarden Jahre datiert wird. Die aus 10 000 bis zu 10 Millionen Sternen bestehenden Kugelhaufen weisen ebenfalls, wie die Halosterne, einen geringen Metallgehalt auf. Einige liegen bei 0.5%, andere bei max. 15% des vergleichbaren Sonnenwertes. Wobei die metallärmeren meist weiter vom Galaxienzentrum entfernt sind.</p><p></p><p>Im Halo können wir wie schon erwähnt auch heißes, ionisiertes Gas nachweisen. Es erstreckt sich bis in eine Entfernung von 3000 [pc] zur galaktischen Ebene und besteht aus z.B. fünffach ionisiertem Sauerstoff und vierfach ionisiertem Stickstoff. Die Temperatur des Gases kann bis auf mehrere 100 000 [K] ansteigen, allerdings ist seine Dichte sehr gering. Man findet nur 10-4 H- Atome je [cm3]. Vermutlich wird das Gas von Supernovaexplosionen aufgeheizt und bis in den Halo geschleudert. Hier kühlt es wieder ab, verdichtet sich und fällt zurück zur Scheibe. Die Abkühlung geschieht jedoch nur äußerst langsam, weil das Gas sehr dünn ist. Zur Kühlung müssen nämlich die Teilchen zusammenstoßen, um ihre kinetische Energie abzubauen. Denn nur bei einer Kollision wird Bewegungsenergie umgewandelt und als Wärmestrahlung in Form von Photonen emittiert. Die Teilchen in einem solchen Gas sind jedoch sehr weit voneinander entfernt, so dass Kollisionen nur selten stattfinden.</p><p></p><p>Über den äußeren Halo, häufig auch als Korona bezeichnet, wissen wir so gut wie nichts. Diese Korona hat vermutlich eine Ausdehnung von mindestens 200 [Kpc] und muss, wie schon oben erwähnt, große Mengen an Materie in sich bergen. Sie ist letztendlich dafür verantwortlich, dass die Rotationsgeschwindigkeiten der Sterne in den Außenbereichen der Scheibe nicht mehr den Kepler- Gesetzen entspricht. Beobachten können wir diese Dunkle Materie, auch als Population III bezeichnet, nicht, sondern nur Vermutungen über sie anstellen. Es könnte sich dabei um kalte, weder optisch noch im Radiobereich sichtbare Materiewolken handeln, um Braune Zwerge, Schwarze Löcher, jupitergroße Objekte oder sogar um exotische Kernteilchen handeln, deren tatsächliche Existenz noch völlig unklar ist. Auch ist ein Gemisch aller dieser Objekte denkbar. In jedem Fall aber bleibt die Suche nach diesem geheimnisvollen, exotischen Stoff äußerst spannend.</p><p></p><p>Die Kernregion</p></blockquote><p></p>
[QUOTE="H2SO4, post: 91603, member: 2506"] Viele Sterne der Milchstraße sind Einzelgänger wie unsere Sonne, andere sind jedoch häufig Mitglieder von Doppel- oder Mehrfachsystemen oder sogar von Sternhaufen. Die Sterndichte lässt sich nur in unmittelbarer Sonnenumgebung genau feststellen. In einem kugelförmigen Raum von 5 [pc] (= Parsec) Durchmesser um die Sonne zählt man 65 Sterne. Davon sind 33 Einzelsterne, 26 gehören zu einem Doppelsystem und es gibt hier 2 Dreifachsysteme. Dazu gesellen sich 6 unsichtbare Begleiter. Hieraus folgt eine mittlere Dichte von 130 Sternen pro 1000 [pc3]. In einer Kugel von 25 [pc] Durchmesser um die Sonne findet man 3600 Sterne, die Dichte sinkt dann auf nur noch 60 Sterne je 1000 [pc3], weil in den großen Abständen lichtschwache Sterne nur noch sehr schwer zu entdecken sind und sich vielfach der Beobachtung entziehen. 90 % der Sterne in Sonnennähe sind Hauptreihensterne, weniger als 1 % sind Riesen und die Weißen Zwerge haben einen Anteil von 8 %. Der Aufbau der Milchstraße stellt sich heute etwa folgendermaßen dar: Wie bei allen Spiralgalaxien befindet sich im Zentrum des Systems der so genannte Kern, englisch als bulge bezeichnet. Das ist eine in etwa kugelförmige Zusammenballung von Sternen und Materie mit einem Durchmesser von 5 [Kpc] (16 000 Lichtjahre). In diesem Gebiet findet man die höchste Materiedichte einer Galaxie. Aufbau der MilchstraßeSo etwa würde ein Schnitt durch unser Milchstraßensystem aussehen. Nicht angedeutet ist dabei, dass sich im Zentrum ein Schwarzes Loch von mehreren Millionen Sonnenmassen befindet sowie der zentrale Balken von rund 8,3 [Kpc] Länge. Um den Kern erstreckt sich mit einer Dicke von 1 [Kpc] die Scheibe der Galaxie, welche in die Spiralarme ausläuft und einen Durchmesser von 100 000 Lichtjahren hat. Dieses Gebilde ist von einem 100 [Kpc] durchmessendem Halo umgeben, in welchem neben den rund 150 bislang bekannten Kugelsternhaufen auch Einzelsterne zu finden sind. Den äußeren Bereich des Gesamtsystems bildet die Korona, von der wir vermuten, dass sie einen hohen Anteil an Dunkler Materie enthält. Sie hat einen Durchmesser von 200 [Kpc] Die Spiralarme Wie schon oben angedeutet, sind die optisch sichtbaren, heißen, jungen Sterne der Spektralklassen O und B eindeutige Indikatoren für Spiralarme. Hierzu zählen neben H-II- Gebieten (Wolken von leuchtendem, heißem und ionisiertem Wasserstoff) auch kalte, dunkle Molekülwolken (im Radiobereich beobachtbar) und junge Sternhaufen, wie beispielsweise die bekannten Plejaden. Misst man die Entfernung dieser Objekte und trägt sie zusammen mit ihrer Lage im galaktischen Koordinatensystem in ein Diagramm ein, so kristallisieren sich für unsere Milchstraße 4, möglicherweise sogar 5 Spiralarme heraus, die dem zentralen Balken entspringen. Struktur der SpiralarmeDie beobachteten HII- Gebiete der Milchstraße. Andeutungsweise kann man aus ihrer Lage die möglichen Spiralarme ableiten. Das Kreuz in der Mitte deutet das Zentrum an, von welchem die Balkenarme ausgehen, der gelbe Punkt ist der Ort der Sonne. Die Spiralarme sind zum Teil benannt nach den Sternbildern, in deren Richtung sie liegen. Man unterscheidet hier den Perseus- Arm (auch als +1- Arm benannt), den Orion- Arm (0- Arm), den man auch als lokalen Arm bezeichnet, weil sich in ihm die Sonne befindet, sowie den Sagittarius- Arm (-1). Der Orionarm ist womöglich kein vollständiger Arm, sondern nur ein Bruchstück, in ihm läuft die Sonne mit 30 [Km/s] auf das Sternbild Herkules zu. Zwei weitere Arme deuten in Richtung der (südlichen) Sternbilder Scutum (Schild) und Norma (Winkelmaß). Die Spiralarme enthalten also überwiegend helle, weiß- blaue Sterne, Sterne die noch jung sind oder sich im Laufe ihrer Entwicklung auf dem Hauptreihenast des Hertzsprung-Russel- Diagramms langsam nach oben bewegen. Im Kern der Galaxis (unsere Milchstraße nennt man Galaxis, wohingegen alle anderen Sternsysteme als Galaxie bzw. Galaxien bezeichnet werden) dagegen findet man vorwiegend ältere, weiterentwickelte und daher rötliche Sterne, was auch für den zentralen Balken gilt. Die Arme mit ihren jungen Sternen stellen nur einen geringen Anteil der Scheibenmasse dar. Ungleich mehr Masse wird von gleichmäßig über die Scheibe verteilten, älteren Sternen gebildet. Warum, fragen wir uns, bilden so viele Galaxien wie auch unsere Milchstraße eigentlich Spiralarme aus? Den Mechanismus, der solche Strukturen erzeugt, kennt man nur sehr vage. Die zu einem System gehörenden Sterne müssen nicht zwangsläufig absolut gleichmäßig verteilt sein. Vielmehr können sich, wenn das System gleichsinnig um einen gemeinsamen Schwerpunkt rotiert, Dichtestörungen - die Spiralarme - ausbilden. Vermutlich hat man es dabei mit einer Art Wellenphänomen zu tun, einer Dichtewelle, die durch ihre Eigengravitation aufrechterhalten wird und damit das "Aufwickeln" der Spiralen verhindert. Man kann sich leicht eine kleine "Minigalaxie" selbst herstellen, indem man seinem Kaffee etwas Milch zufügt und sehr vorsichtig rührt. Dann bilden sich hier auch "Spiralarme" aus - zugegebenermaßen hinkt dieser Vergleich aber ein wenig. Die noch sehr unsichere Dichtewellentheorie besagt, dass Spiralarme nichts anderes sind als Gebiete, in denen das Gravitationsfeld gegenüber dem großräumigen Mittelwert etwas erhöht ist. Diese Störungen bilden dann in der galaktischen Ebene die Spiralarme aus. Sie rotieren mit konstanter Winkelgeschwindigkeit, diese ist aber etwas geringer als diejenige der umlaufenden Sterne und Materiewolken. Sie holen deshalb die Störungszonen ein und werden bei Annäherung etwas beschleunigt, bei Entfernung von diesem Gebiet aber ein wenig abgebremst. Dadurch entsteht ein Gebiet mit einer um nur wenige % erhöhten Sterndichte, ein Spiralarm. Die Sterne selbst beeinflussen sich gegenseitig nur wenig, da sie zu große Abstände haben. Die Interstellare Materie hingegen wird bei diesem Vorgang komprimiert, weil die einzelnen Teilchen sich relativ nahe stehen. Das kann dann zu Gravitationsinstabilitäten führen, eine Kontraktion ist die Folge und damit eine erhöhte Sternentstehungsrate in den Spiralarmen. Massereiche (O und B-) Sterne entwickeln sich dabei sehr schnell, können daher ihren Entstehungsort kaum verlassen. Sie sind deshalb zusammen mit den konzentrierten Gebieten Interstellarer Materie ausgezeichnete Indikatoren für Spiralarme. Dennoch stehen überzeugende Beweise für die Richtigkeit der Dichtewellentheorie weiterhin aus. Die Galaxis ist doch eine Balkenspirale?Wie schon beschrieben ist es höchst schwierig, eine Aussage über die Struktur der Milchstraße zu machen, wenn man mittendrin sitzt. Eine umfangreiche Durchmusterung von Sternen mit dem Spitzer Weltraumteleskop aus 2005 überzeugt aber nun die Astronomen, dass die Galaxis nicht länger eine reine Spiralgalaxie ist. Die peinlich genaue Infrarot- Erfassung von über 30 Millionen Sternen lässt aber keinen anderen Schluss zu: wir leben in einer Balkenspirale. Wie in der Abbildung dargestellt, würde ein außenstehender Beobachter erkennen, dass unsere Galaxie durch einen ausgeprägten, über 27 000 Lichtjahre weiten Balken geprägt wird. Haben schon frühere Untersuchungen die mögliche Existenz eines schwachen Balkens angedeutet, ist nach heutiger Erkenntnis der zentrale Balken die dominierende Erscheinung der Milchstraße. Angeordnet ist der Balken in einem Winkel von 45 ° zu einer Verbindungslinie Sonne- Galaxienzentrum. Man lernt ja ständig dazu! Das Spitzer- Teleskop hat mittlerweile (Stand: Juni 2008) über 800 000 Einzelaufnahmen unserer Milchstraße angesammelt und damit 110 Millionen Sterne erfasst, was allerdings nur einen Bruchteil der Gesamtanzahl von Sternen in der Galaxis ausmacht. Eine solche Informationsfülle lässt sich nur noch mit Computern auswerten, und deshalb hat Robert Benjamin von der University of Wisconsin ein spezielles Programm entwickelt, welches die Häufigkeit von Sternen in den verschiedenen Himmelsregionen ermittelt. Die neuen Ergebnisse sind nun doch überraschend. Zunächst fand man wie erwartet eine erhöhte Sterndichte in Richtung des Scutum- Centaurus- Arms. Doch eine hohe Anzahl von Sternen in den Regionen des Sagittarius- und des Norma- Arms konnte nun nicht mehr nachgewiesen werden. Wie in der Abbildung gezeigt, stellt sich uns nun ein ganz anderes Bild der Milchstraße dar. Es gibt nur noch 2 Hauptarme, Scutum- Centaurus und Perseus (letzterer wurde in der neuen Untersuchung nicht erfasst). Sie bestehen in der Hauptsache aus jungen und auch alten Sternen und entspringen dem zentralen Balken. Die Nebenarme wie Orion (engl. Orion Spur), Sagittarius und Norma bestehen dagegen überwiegend aus Gas/Staub und relativ wenigen jungen Sternen. Im Laufe der Jahre hat sich damit unsere Erkenntnis über das Aussehen unserer Heimatgalaxie erheblich geändert. Dachte man zunächst noch, die Milchstraße sei eine Zwillingsschwester der Andromeda- Galaxie (M 32), so ähnelt sie unseres heutigen Wissens eher der Balkenspirale M 83. Rotation und Masse Der Kern unserer Galaxie mit einem Durchmesser von rund 3300 Lichtjahren rotiert nahezu wie ein starrer Körper. Allerdings gibt es hier auch so genannte Schnellläufer, Sterne, die sich auf stark exzentrischen Bahnen bewegen. In der Scheibe liegen die Verhältnisse dagegen völlig anders: Hier herrscht eine differenzielle Rotation vor. Man kann die Scheibe nicht mehr mit einem starren Körper vergleichen, sondern muss vielmehr jeden Stern einzeln betrachten. Jeder Stern umkreist das Zentrum in annähernd kreisförmiger Bahn und befindet sich dabei stets im Gleichgewicht zwischen Fliehkraft und die auf ihn einwirkenden Gravitationskräfte des Gesamtsystems. Generell sollte nach dem dritten Keplerschen Gesetz die Rotationsgeschwindigkeit von innen nach außen abnehmen, das ist aber seltsamerweise nicht der Fall. Rotationsgeschwindigkeiten der SterneIn dieser Grafik sind die Rotationsgeschwindigkeiten der Sterne gegen den Abstand vom Zentrum dargestellt (die Verteilung der Bahngeschwindigkeiten in einer Galaxie wird Geschwindigkeitsdispersion genannt). Die grüne Kurve zeigt den Verlauf wie er zu erwarten wäre, die rote stellt die tatsächlichen Verhältnisse dar. Etwa bis zur Sonne, welche in einem Abstand von 8,6 [Kpc] das Zentrum mit ca. 230 [Km/s] in 210 Millionen Jahren einmal umkreist, stimmen die Geschwindigkeiten. Mit weiterem Abstand nimmt die Bahngeschwindigkeit der Sterne aber zu, anstatt sich zu verringern. Auch bei vielen anderen Galaxien wird dieses Phänomen beobachtet, aber wie ist es zu erklären? Wir müssen uns mit dem Gedanken vertraut machen, dass unsere Milchstraße viel größer ist als bisher geglaubt. Die leuchtende Materie (Gas und Sterne) macht nur etwa 20% der Gesamtmasse aus, wir sind von ungeheuer großen Ansammlungen von etwas Unbekanntem umgeben, das sich unseren Beobachtungen vollständig entzieht (siehe auch Dunkle Materie). Etwa 1 Billion Sonnenmassen verbergen sich im Halo oder in der Korona, wirken aber gravitativ und verursachen die Abweichungen der Umlaufgeschwindigkeiten. Es gibt allerdings einen, wenn auch nur vagen Hinweis auf die missing mass. Galaxien sollten eigentlich "durchsichtig" sein, durch dünn besetzte Randzonen sollte man beispielsweise hinter der Galaxie liegende Objekte erkennen können. Das ist aber häufig nicht der Fall, vielmehr könnte deshalb ein Teil der fehlenden, obwohl vorhandenen, sichtbaren Materie durch Absorptionseffekte unseren Blicken verborgen bleiben. Wie hoch dieser Masseanteil ist vermag allerdings niemand zu sagen. Auch durch so genannte Microlensing- Effekte sind bereits ansonsten nicht sichtbare Körper nachgewiesen worden. Unstrittig ist jedoch, dass von den Halos der Galaxien eine beachtliche gravitative Wirkung ausgeht, wodurch auch immer sie verursacht wird. Halo und Korona Wie oben bereits angedeutet ist unsere Milchstraße, wie auch andere Galaxien, eingebettet in den so genannten Halo. Dies ist nicht ein streng von der Galaxienscheibe abgetrennter Raum mit einem Durchmesser von 50, vielleicht sogar 100 [Kpc], vielmehr durchdringen sich Scheibe und Halo, es ist ein fließender Übergang. Dennoch gibt es Unterschiede: Der Halo wie auch die darin enthaltenen Sterne nehmen nicht an der allgemeinen Rotation der Galaxienscheibe teil. Auch die Sterne des Halos unterscheiden sich von den Sternen der Scheibe. Während man die Scheibensterne als Population I bezeichnet, gehören die Halosterne der Population II an. Den Begriff der Population hat Walter Baade 1944 eingeführt. Demnach umfasst eine Population alle Sterne mit gleichem Alter, gleicher chemischer Zusammensetzung, derselben räumlichen Verteilung und ähnlichen Bewegungsverhältnissen. In der Population I findet man einen hohen Anteil junger, heißer Sterne, die in der Population II völlig fehlen. Von den Mitgliedern alter, offener Sternhaufen, über die Interstellare Materie bis hin zu den jungen OB- Sternen haben alle eine ähnliche chemische Zusammensetzung wie die Sonne (sie ist ebenfalls ein Population I- Stern). Unsere MilchstraßeHier nochmals eine künstlerische Darstellung, wie unsere Milchstraße weit entfernten Beobachtern erscheinen könnte (allerdings muss das Aussehen neueren Erkenntnissen zufolge korrigiert werden, siehe unter "Spiralarme"). Durch Anklicken erhalten Sie eine Großansicht (über 1 MB!) Population II- Sterne weisen hingegen ein um den Faktor 100 bis 1000 geringeres Verhältnis von Metallen zu Wasserstoff auf (Astronomen nennen alle Elemente außer Wasserstoff Metalle!). Diese metallarmen Sterne sind deshalb auch die ältesten, denn in dieser Population fehlen, wie gesagt, die jungen Sterne. Ein Stern zeigt ja an seiner Oberfläche die Zusammensetzung des Gases an, aus dem er entstanden ist (die Umwandlung der Materie erfolgt durch Fusionen nur im Kernbereich; das hier ausgebrütete Material kann aber nicht nach außen gelangen). Deshalb hat sich der Metallgehalt des Interstellaren Mediums der Scheibe seit Entstehung der Milchstraße um den Faktor 100 bis 1000 angereichert, dieser Prozess war bereits in den ersten 109 Jahren, dem Entstehungszeitraum der Population II- Sterne, vollzogen. Heute werden die Populationen allerdings noch feiner unterteilt. O- und B- Sterne, Delta Cephei- Sterne, junge, offene Haufen, Interstellare Materie sowie Sternassoziationen bilden die so genannte extreme Population I. Sterne der Spektralklasse A und andere sind weiter von der Milchstraßenebene entfernt und bilden ein größeres Untersystem. Ein weiteres Untersystem wird von den RR- Lyrae- Veränderlichen mit einer unter 0,4 Tagen liegenden Periode dargestellt, dazu gehören auch die Zentralsterne Planetarischer Nebel sowie Sterne der Spektralklassen F bis M. Die bis hierhin aufgeführten Sterne gehören alle zur Scheibenpopulation, auch diejenigen der wohl sternreichsten Gegend, des Zentralbereichs der Milchstraße. In der Zwischenpopulation II findet man die Schnellläufer (siehe auch weiter unten) mit einer Geschwindigkeit von mehr als 30 [Km/s] senkrecht zur galaktischen Ebene, sowie langperiodische Veränderliche mit Perioden über 250 Tagen. Dazu gehören auch die Sterne der Spektralklassen vor M5. Das weiträumigste Untersystem bilden aber die Kugelsternhaufen und RR- Lyrae- Sterne mit einer Periode über 0,4 Tagen, sie machen den größten Teil des Halos aus. Im Halo ist keine Interstellare Materie nachweisbar wie in der Scheibe, lediglich dünnes Gas konnte nachgewiesen werden, aber kein Staub. Die Entstehung neuer Sterne ist daher in diesem Bereich ausgeschlossen. Weil sich Halo und Scheibe gegenseitig an ihren "Kontaktstellen" durchdringen, finden sich auch in der Sonnenumgebung Sterne der Population II. Diese, weil sie nicht an der Rotation der Scheibe teilnehmen, bewegen sich scheinbar sehr schnell gegen die Rotation, man bezeichnet sie deshalb als so genannte Schnellläufer. Ein weiteres Kennzeichen des Halos sind die Kugelsternhaufen. Von ihnen kennt man heute etwa 150, ihre Gesamtzahl wird auf ca. 200 bis 300 geschätzt. Sie bewegen sich in sehr lang gestreckten Ellipsen um das galaktische Zentrum, die Bahnebenen sind dabei scheinbar gleichmäßig verteilt, auch sie enthalten sich der Scheibenrotation. Wie wir heute wissen, entstanden die Kugelsternhaufen in einer sehr frühen Phase der Entstehung des Milchstraßensystems, und zwar innerhalb sehr kurzer Zeit, denn sie sind in etwa alle gleich alt. Mit einem Alter von etwa 11 bis 12 Milliarden Jahren stellen sie die wohl ältesten Objekte der Milchstraße dar, deren Alter selbst auf 13,6 Milliarden Jahre datiert wird. Die aus 10 000 bis zu 10 Millionen Sternen bestehenden Kugelhaufen weisen ebenfalls, wie die Halosterne, einen geringen Metallgehalt auf. Einige liegen bei 0.5%, andere bei max. 15% des vergleichbaren Sonnenwertes. Wobei die metallärmeren meist weiter vom Galaxienzentrum entfernt sind. Im Halo können wir wie schon erwähnt auch heißes, ionisiertes Gas nachweisen. Es erstreckt sich bis in eine Entfernung von 3000 [pc] zur galaktischen Ebene und besteht aus z.B. fünffach ionisiertem Sauerstoff und vierfach ionisiertem Stickstoff. Die Temperatur des Gases kann bis auf mehrere 100 000 [K] ansteigen, allerdings ist seine Dichte sehr gering. Man findet nur 10-4 H- Atome je [cm3]. Vermutlich wird das Gas von Supernovaexplosionen aufgeheizt und bis in den Halo geschleudert. Hier kühlt es wieder ab, verdichtet sich und fällt zurück zur Scheibe. Die Abkühlung geschieht jedoch nur äußerst langsam, weil das Gas sehr dünn ist. Zur Kühlung müssen nämlich die Teilchen zusammenstoßen, um ihre kinetische Energie abzubauen. Denn nur bei einer Kollision wird Bewegungsenergie umgewandelt und als Wärmestrahlung in Form von Photonen emittiert. Die Teilchen in einem solchen Gas sind jedoch sehr weit voneinander entfernt, so dass Kollisionen nur selten stattfinden. Über den äußeren Halo, häufig auch als Korona bezeichnet, wissen wir so gut wie nichts. Diese Korona hat vermutlich eine Ausdehnung von mindestens 200 [Kpc] und muss, wie schon oben erwähnt, große Mengen an Materie in sich bergen. Sie ist letztendlich dafür verantwortlich, dass die Rotationsgeschwindigkeiten der Sterne in den Außenbereichen der Scheibe nicht mehr den Kepler- Gesetzen entspricht. Beobachten können wir diese Dunkle Materie, auch als Population III bezeichnet, nicht, sondern nur Vermutungen über sie anstellen. Es könnte sich dabei um kalte, weder optisch noch im Radiobereich sichtbare Materiewolken handeln, um Braune Zwerge, Schwarze Löcher, jupitergroße Objekte oder sogar um exotische Kernteilchen handeln, deren tatsächliche Existenz noch völlig unklar ist. Auch ist ein Gemisch aller dieser Objekte denkbar. In jedem Fall aber bleibt die Suche nach diesem geheimnisvollen, exotischen Stoff äußerst spannend. Die Kernregion [/QUOTE]
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