Text: Yasmin Walter, Starkenburg-Sternwarte e.V.
Der Aufbau der Milchstraße
Die Milchstraße, unsere Galaxis, ist eine Spiralgalaxie, genauer gesagt eine Balkenspiralgalaxie. Sie besteht aus vielen Milliarden Sternen unterschiedlicher Größe und Alters sowie Gas und Staub.
Den Aufbau der Milchstraße kann man in folgende Bereiche untergliedern (Abb. 1):
- Galaktisches Zentrum
- Balkenstruktur
- Bulge / zentrale Ausbeulung
- Dünne Scheibe
- Dicke Scheibe
- Sichtbarer Halo (mit Kugelsternhaufen)
- Erweiterter Halo
Abb. 1: Schematischer Aufbau der Milchstraße
Unsere Galaxis erscheint von oben gesehen (Abb. links) wie eine Spiralgalaxie mit einem zentralen langgestreckten Balken, in dem sich hauptsächlich alte, rötlich leuchtende Sterne befinden. Daran ansetzend befinden sich mehrere Spiralarme, die aus jungen, bläulich leuchtenden Sternen bestehen sowie großen Gas- und Staubregionen (rosa- bzw. dunkle Färbung). Die Entfernung der Sonne zum galaktischen Zentrum beträgt rund 26.000 Lichtjahre (Lj). Von der Seite gesehen (Abb. rechts) erscheint die Milchstraße flach und besitzt eine zentrale Ausbeulung, den Bulge aus alten Sternen. Die Scheibe enthält die Spiralarme, sie ist von einigen Hundert Kugelsternhaufen im galaktischen Halo umgeben. Die Sonne befindet sich in einer der äußeren Regionen, fernab des Zentrums. Der Durchmesser der sichtbaren Galaxis beträgt rund 120.000 Lj.
© ESA//yaw
Die Milchstraße besitzt im Zentrum eine Balkenstruktur sowie eine sie umgebende flache Scheibe mit einer Spiralstruktur. Daher wird sie als Balkenspiralgalaxie klassifiziert. Innerhalb der Scheibe befindet sich der Hauptteil der Sterne, wobei sich im Zentrum vorwiegend alte, rötlich leuchtende Sterne und in den Spiralarmen jüngere, bläulich leuchtende Sterne sowie der Großteil des Gases und des Staubs befinden.
Der visuell sichtbare Durchmesser der Galaxis beträgt rund 120.000 Lichtjahre (Lj). Der Gesamtdurchmesser reicht wahrscheinlich bis zu 170.000-200.000 Lj. Die Beobachtung der Außenbezirke, des galaktischen Halos, sowie kleiner, die Milchstraße umgebender Galaxien weist darauf hin, dass sich der Halo bis zu Entfernungen von rund 950.000 Lj erstreckt. Somit ergäbe sich der Durchmesser der Galaxis zu rund 1,9 Millionen Lj. Die Unsicherheit der Meßergebnisse liegt allerdings bei +/- 200.000 Lj.
Die Milchstraße enthält wahrscheinlich zwischen 100-400 Milliarden Sterne. Die Entfernung der Sonne zum galaktischen Zentrum bemisst sich zu rund 26.000 Lj.
Das galaktische Zentrum
Das Zentrum der Milchstraße, auch als galaktisches Zentrum bezeichnet, umfasst eine Region, die sich in vielem von dem Rest der Galaxis unterscheidet und extreme Objekte enthält. Daher werden wir uns mit dieser speziellen Region gesondert befassen.
Die Balkenstruktur
Erst seit dem Jahr 1990 ist sicher, dass wir in einer Balkengalaxie l(Abb. 2) eben. Die Länge des Balkens beträgt rund 16.000 Lj, seine Masse etwa 2 Milliarden Sonnenmassen. [Anm.: Die Masse der Sonne bezeichnet man als eine Sonnenmasse.]
Abb. 2: Simulation der Form der galaktischen Balkenstruktur.
Eine auf Radiobeobachtungen modellierte Falschfarbenansicht der galaktischen Balkenstruktur zeigt die längliche Ausprägung, an der seitlich (tangential) die Spiralarme ansetzen. Je heller die Färbung, desto mehr Masse befindet sich in dem entsprechenden Volumen. Während eine vollständige Rotation der Milchstraßenstruktur (am Ort der Sonne) um das Zentrum rund 220 Millionen Jahre dauert, benötigt der zentrale Balken für eine Umdrehung lediglich 60 Millionen Jahre. Wenn sich der schneller rotierende Balken einem Spiralarm nähert, wird er langsamer, die Rotation des Spiralarmes dagegen schneller. Anschließend rotieren beide gemeinsam, so dass der Balken länger erscheint. Trennen sich beide Strukturen, wird die Rotation des Balkens erneut schneller, der Spiralarm dagegen langsamer. Derzeit leben wir in einer Periode, in der beide Strukturen miteinander verbunden scheinen, der galaktische Balken länger erscheint und langsamer rotiert als zuvor, während die Bewegung der Sterne in der Sonnenumgebung von der wahren (kleineren) Struktur des Balkens gesteuert wird. Neue Beobachtungen zeigen, dass der innerste Spiralarm tatsächlich mit dem Balken verbunden ist.
© T. Hilmi/Univ. Surrey
Der Balken besitzt eine längliche Form, ähnlich einer Erdnuss oder einem Balken (Abb. 2).
Die Mehrzahl der Spiralgalaxien, die der Milchstraße ähneln, besitzt in ihrem Zentrum ebenfalls eine Balkenstruktur. Die gravitative Wirkung des galaktischen Balkens formt nicht nur die Bahnen der Sterne in seiner direkten Umgebung, sondern bis zu Entfernungen, die dem Abstand unseres Sonnensystems entspricht. Daher trägt die Kenntnis der wahren Ausdehnung des zentralen Balkens und der darin beteiligten Geschwindigkeiten der Objekte entscheidend zum Verständnis der Entstehung und der Entwicklung einer Galaxie bei.
Allerdings ist es im Fall der Milchstraße schwierig, diese Region zu beobachten, da die Blickrichtung größtenteils durch Gas und Staub versperrt wird.
Der Bulge (zentrale Ausbeulung)
Die Form des inneren Bereichs der Galaxis entspricht einer abgeflachten sphärischen Region (Abb. 1). Der Bulge, die zentrale Ausbeulung, besitzt eine Ausdehnung von rund 6.500 Lj. Neue Untersuchungen zeigen, dass diese Region, insbesondere innerhalb von 1.000 Lj um das Zentrum, vor rund 10 Milliarden Jahren durch ein einzelnes Ereignis entstand, bei dem unzählige Sterne geboren wurden.
Die Sternmassen entstanden durch einfallendes Gas, möglicherweise sogar aufgrund einer Kollision mit einer kleinen Galaxie. Die Sterndichte in dieser Region ist wesentlich höher als in anderen Bereichen der Milchstraße, daher erscheint sie wesentlich heller als die Spiralarme. Die Gesamtzahl der Sterne im galaktischen Bulge wird aufgrund einer neuen Durchmusterung auf rund 10 Milliarden Objekte geschätzt, bei denen es sich hauptsächlich um rötliche, alte Sterne handelt. Zum Vergleich: die Milchstraße beherbergt wahrscheinlich zwischen 200-400 Milliarden Sterne.
Der Aufbau der Scheibe
Die flache Scheibe der Galaxis enthält geometrisch gesehen eine dünne Scheibe, deren Höhe rund 700 Lj beträgt, sowie eine sie umgebende dicke Scheibe mit einer Höhe von rund 3.000 Lj und eher ältere Sterne enthält (Abb. 3).
Abb. 3: Schematischer Aufbau der Milchstraßenscheibe
Die Scheibe der Milchstraße besteht aus einer dünnen Scheibe, in der sich vorwiegend junge Sterne (Population I) sowie offenen Sternhaufen, leuchtende Gasnebel (Emissionsnebel) und Staub befinden. Die dünne Scheibe ist von einer dicken Scheibe umgeben, die wesentlich ausgedehnter ist. Somit unterscheidet sich der Materieinhalt der Scheibe deutlich von den sie umgebenden Regionen, die im gewölbten Zentralbereich (Bulge) und dem Halo vorwiegend von alten, rötlich leuchtenden Sternen dominiert werden (Sterne Population II). Der Halo enthält weiterhin Sternansammlungen, die Kugelsternhaufen, die in der Scheibe nicht vorkommen.
© https://commons.wikimedia.org
Die dünne Scheibe
Die geometrisch gesehen dünne Scheibe der Galaxis ist das, was wir am dunklen Nachthimmel als lichtschwaches Milchstraßenband am Himmel sehen könnten. Sie besteht aus zahlreichen Sternen unterschiedlichen Alters, wobei die jüngsten dieser Sterne – astronomisch gesehen – gerade erst entstanden sind. Ebenso sind das Gas und der Staub zwischen den Sternen Teil der jungen dünnen Scheibe. Insgesamt befindet sich der Hauptteil der Sterne der Galaxis in der dünnen Scheibe: etwa 85 Prozent sämtlicher Sterne der galaktischen Ebene und 95 Prozent der Sterne der gesamten Scheibe. Die Sterndichte in dieser Region ist gegenüber der dicken Scheibe extrem hoch. Die Sterne bewegen sich hauptsächlich geordnet um das Zentrum der Milchstraße.
Man vermutet, die dünne Scheibe entstand als Ergebnis von Gasakkretion am Ende des Entstehungszeitraums der Milchstraße vor rund 8-10 Milliarden Jahren. Das zusätzliche Gas könnte aus seiner Kollision mit einer kleinen Satellitengalaxie stammen. Der galaktische Zusammenprall wirbelte dabei die Sterne der dünnen Scheibe durcheinander und erzeugte die dicke Scheibe. Das Gas, das sich in der galaktischen Ebene sammelte, sorgte für eine Neuorganisation der dünnen Scheibe.
Die dicke Scheibe
Die geometrisch gesehen dicke Scheibe umgibt die dünne Scheibe. Die darin befindliche Anzahl der Sterne ist gering (rund 20 Prozent); sie sind im Vergleich wesentlich älter (mindestens 10 Milliarden Jahre) und besitzen weniger schwere Elemente (metallarm). [Anm.: Astronomisch gesehen werden schwere Metalle als chemische Elemente bezeichnet, die schwerer sind als Helium (He).] Die Sterndichte ist relativ gering, die Rotation um das Zentrum wesentlich langsamer und die Helligkeit dieses Bereiches relativ gering (rund 10 % im Vergleich zur dünnen Scheibe).
Je weiter ein Stern von der dünnen Scheibe entfernt ist, desto älter ist er. Die Entwicklung der dicken Scheibe wurde wahrscheinlich von der Verschmelzung mit einer massereichen Satellitengalaxie bestimmt. Dabei könnte die frühe dünne Scheibe durch das Aufsammeln (Akkretion) aufgeheizt worden sein, wodurch zahlreiche neue Sterne entstanden, die sich im Laufe der Entwicklung von der inneren Scheibe nach außen bewegten und sich aktuell in der dicken Scheibe wiederfinden.
Der Halo
Die Scheibe und die in ihr befindliche Spiralstruktur sind von einem Halo, einer sphärischen Hülle, mit einem Durchmesser von rund 200.000 Lj umgeben. Er besteht aus mehr als 100 alten Kugelsternhaufen sowie isolierten Sternen, die keinem Haufen oder einer anderen Struktur zuzuordnen sind. Bei den Kugelsternhaufen handelt es sich um große Sternansammlungen, die die ältesten Sterne der Milchstraße beherbergen, meist mit mehr als 100.000 Mitgliedern (Abb. 4).
Die Kugelsternhaufen
Die Kugelsternhaufen bevölkern den Außenbereich der Milchstraße, den galaktischen Halo. Dabei handelt es sich um riesige Ansammlungen alter, rötlich leuchtender Sterne. Die Haufen können mehr als 100.000 dieser Sterne beherbergen. Sie unterscheiden sich deutlich von den in den Spiralarmen befindlichen offenen Sternhaufen, die wesentlich jünger sind und deren Sterne bläulich leuchten. Die ältesten Objekte schätzt man auf mindestens 12 Milliarden Jahre.
Abb. 4: Schematische Darstellung der Kugelsternhaufen im Halo der Milchstraße
Die Kugelsternhaufen befinden sich allesamt im Halo der Milchstraße. Insgesamt kennen wir rund 150 dieser Objekte. Wahrscheinlich existieren rund 200 dieser alten Sternhaufen, sie sind jedoch aufgrund ihrer Entfernung und der Blickrichtung schwer auszumachen.
© NASA/ESA/A. Feild (STScI)
Die Bezeichnung Kugelsternhaufen geht auf die Bezeichnung globulus (lat.) zurück und beschreibt im Falle der Milchstraße ein kleines kugeliges Objekt am Himmel. Diese kugelförmigen Sternansammlungen enthalten zwischen 100.000 bis zu 10 Millionen Sterne und besitzen Durchmesser von bis zu 300-400 Lj.
Insgesamt kennen wir etwa 150 Kugelsternhaufen, jedoch wird ihre Entdeckung und Beobachtung durch ihre große Entfernung erschwert. Zudem befinden sie sich oftmals in Himmelsrichtungen, die durch Staubansammlungen gekennzeichnet sind. Die Gesamtzahl der Kugelsternhaufen wird auf etwa 180-200 geschätzt.
Abb. 5: Künstlerische Darstellung der Kollision zwischen der Gaia-Enceladus-Galaxie und der Milchstraße
Wahrscheinlich kollidierten die junge Milchstraße und die Zwerggalaxie Gaia-Enceladus vor rund 10 Milliarden Jahren. Dabei veränderte sich der Aufbau der Galaxis, insbesondere im Bereich der Scheibe. Zudem entstanden unzählige neue Sterne.
© Instituto de Astrofísica de Canarias
Etwa 40 Prozent dieser kugeligen Sternansammlungen entstanden in den Regionen, in denen man sie derzeit beobachtet.
Rund 35 Prozent wurden wahrscheinlich durch Kollisionen der Milchstraße mit anderen Sternansammlungen und kleinen Galaxien in den Halo geschleudert (Abb. 5), beispielsweise durch den Zusammenstoß mit der Gaia-Enceladus-Galaxie (19 Prozent), der Sagittarius-Zwerggalaxie (5 Prozent) oder der Sequoia-Galaxie (5 Prozent). Zudem befinden sich einige Kugelsternhaufen in schwach gebundenen Bahnen um das galaktische Zentrum.
Die Entstehung der Milchstraße
In einem Basismodell (ELS-Modell) stellt man sich die Entstehung der Milchstraße wie folgt vor (Abb. 6):
Abb. 6: Schematische Darstellung der Entstehung der Milchstraße
Von links nach rechts: (1) Die Protogalaxie bildete sich aus seiner nahezu sphärischen Wolke aus metallarmem Gas, die aufgrund ihrer Masse in Richtung ihres Zentrums kollabierte. (2) Bei dem Kollaps entstanden zahlreiche metallarme Sterne, die sich relative schnell entwickelten. Die massereichen Sterne endeten als Supernovae (der 1. Generation), daraus entstanden neue Sterne, die bereits schwerere Elemente enthielten. (3) Viele Sterne besaßen exzentrische Bahnen um das galaktische Zentrum. In dieser Phase bildeten sich der Halo und die Kugelsternhaufen. (4) Aufgrund eines weiteren Kollaps verlor das System Energie, diese wurde in Wärme umgewandelt. Die Rotationsgeschwindigkeit der Galaxie nahm (aus Erhaltungsgründen) zu. Hierdurch fielen neu entstandene Sterne, Gas und Staub nach innen und bildeten die Milchstraßenscheibe. Zu diesem Zeitpunkt, rund 4 Milliarden Jahre nach der Entstehung des Universums, leuchtete die Galaxis in einem bläulichen Licht, das von den neuen, jungen Sternen stammte.
© MPIfA
Nach dem Kollaps einer riesigen Urwolke aus Gas vor rund 10-12 Milliarden Jahren bildeten sich die ersten Sterne der Galaxis. (Abb. 6)
Die massereichsten Sterne endeten als Supernovae und erzeugten schwerere Elemente, aus denen neue Sterne entstanden. Nach der Bildung des Halo und der Kugelsternhaufen entstand die Scheibenstruktur der Milchstraße.
In diesem frühen Stadium leuchtete die Galaxis in einem bläulichen Licht (Abb. 7 unten) und besaß unzählige Sternentstehungsregionen (rosafarben), dagegen strahlt sie heute eher gelblich (Abb. 7 oben). Dieses Licht stammt von eher alten Sternen.
Abb. 7: Künstlerische Darstellung der frühen und der aktuellen der Milchstraße
Entgegen ihrem heutigen Aussehen leuchtete die Galaxis nach der Bildung ihrer Scheibe in einem bläulichen Licht (Abb. unten) und besaß unzählige Sternentstehungsregionen (rosafarben). Aktuell besitzt die Milchstraße viele alte Sterne, insbesondere im Bulge und dem Zentrum. Diese Objekte leuchten eher gelblich und orangefarben.
© NASA/ESA/STSci/Z. Levay
Die Spiralstruktur
Die Spiralarmstruktur der Milchstraße besteht aus mehreren, wahrscheinlich insgesamt vier Armen, die aus vorwiegend jungen, bläulich leuchtenden Sternen sowie Gas und Staub bestehen. Jedoch darf man sich die Spiralarme nicht als zusammenhängende Regionen vorstellen, vielmehr bestehen sie aus mehr oder weniger zusammenhängenden Gebieten aus Sternhaufen sowie Gas- und Dunkelwolken (Abb. 8).
Abb. 8: Schematischer Aufbau der Milchstraße mit Spiralarmstruktur.
Die Struktur der Milchstraße gleicht von oben gesehen einer Spiralgalaxie mit einem zentralen langgestreckten Balken (Abb. oben), in dem sich hauptsächlich alte, rötlich leuchtende Sterne befinden. Die Spiralarme heben sich aufgrund der Konzentration von hell leuchtenden, meist bläulichen Sternen sowie der Anordnung des galaktischen Gases und Staubs deutlich ab. Jedoch ist die Struktur der Arme nicht durchgehend, sondern besteht vielmehr aus zahlreichen Fragmenten (Abb. unten). Die Arme besitzen Bezeichnungen, die von der Erde aus in die Blickrichtung zu dem betreffenden Sternbild weisen (Abb. unten).
© https://commons.wikimedia.org
Die vier Hauptarme der Milchstraße (Abb. 8) tragen die Bezeichnungen
- Norma-Arm (auch 3-kpc-Arm genannt),
- Scutum-Crux- Centaurus-Arm,
- Sagittarius- Sagittarius-Carina-Arm,
- Orion- Lokaler Arm,
- Perseus-Arm und
- Cygnus- Äußerer Arm.
Unser Sonnensystem befindet sich im Lokalen bzw. Orion-Arm (Abb. 9), der zwischen dem Sagittarius- und dem Perseus-Arm liegt, im äußeren Drittel der Scheibe. Seine Länge beträgt rund 20.000 Lj und ist etwa 2.000 Lj breit. Der Spiralarm enthält viele heiße Sterne, die vorwiegend zum Sternbild Orion (Ori) gehören.
Abb. 9: Schematische Darstellung der Lage des Orion-Arms
Der Lokale bzw. Orion-Arm, der das Sonnensystem enthält, befindet sich zwischen dem Perseus- und dem Sagittarius-Arm (Abb. oben) in rund 26.000 Lj Entfernung vom Zentrum. Inzwischen gibt es starke Hinweise, dass es sich um eine der Hauptstrukturen der Milchstraße handelt. Der bekannte Orionnebel (Messier 42, M42) befindet sich ebenfalls in diesem Spiralarm.
© https://commons.wikimedia.org // J. P. Pratt – https://www.johnpratt.com
Während man früher davon ausging, dass es sich bei dem Lokalen Arm lediglich um ein kleines Fragment handelt, weiß man inzwischen, er ist eine der Hauptstrukturen der Galaxis, möglicherweise ein Zweig des Perseus-Arms.
Inzwischen existieren zahlreiche Hinweise, dass sich die Sonne innerhalb der Milchstraße weiterbewegt. Innerhalb der letzten rund 500 Millionen Jahre könnte sie sich durch insgesamt vier Spiralarme hindurchbewegt haben. Demnach durchquert das Sonnensystem etwa alle 100 Millionen Jahre einen Spiralarm und verweilt dort während einer Zeitspanne von rund 10 Millionen Jahren.
Quellen
Xu,Y., et al., The local spiral structure of the Milky Way, Sci Adv. 2016 Sep; 2(9): e1600878, PMCID: PMC5040477, PMID: 27704048, doi: 10.1126/sciadv.1600878
Xu, Y., et al., Local spiral structure based on the Gaia EDR3 parallaxes, A&A Jan 5, 2021, ESO (2021)
Reissl, S., et al., Synthetic observations of spiral arm tracers of a simulated Milky Way analog, A&A Jun 21, 2020, ESO (2020)
Johnson, C.I., et al., Blanco DECam Bulge Survey (BDBS) II: project performance, data analysis, and early science results, MNRAS 499,2357–2379 (2020), doi:10.1093/mnras/staa2393
Deason, A. J., et al., The edge of the Galaxy, MNRAS 496(3), 3929-3942 (2020), doi:10.1093/mnras/staa1711
Gies, D.R., Helsel, J.W., ApJ 626(2), 2005, doi: 10.1086/430250
Brink, H.J., Int. Journal of Geosciences 6(08):831-845 (2015), doi: 10.4236/ijg.2015.68067
Massari, D., et al., Origin of the system of globular clusters in the Milky Way, A&A 630, L4 (2019), doi: 10.1051/0004-6361/201936135
Forbes, D.A., et al., Globular cluster formation and evolution in the context of cosmological galaxy assembly: open questions, 474, 2210 (2019), doi: 10.1098/rspa.2017.0616
Hilmi, T., et al., Fluctuations in galactic bar parameters due to bar–spiral interaction. MNRAS 497, 933–955 (2020), doi:10.1093/mnras/staa1934
Dark Energy Cam – Zoombarer Blick in die Bulge-Region der Milchstraße, https://noirlab.edu/public/images/noirlab2027a/zoomable/
Sharma, S., et al., The K2-HERMES Survey: age and metallicity of the thick disc , MNRAS 490, 4, 5335–5352 (2019), doi: 10.1093/mnras/stz2861
Prieto, C.A., The Stellar Population of the Thin Disk, Proc. IAU Symp. 265, 304-312 (2009), doi:10.1017/S1743921310000785
Buser, R., The formation and early evolution of the Milky Way galaxy, Science, Jan 7, 2000; 287(5450): 69-74, doi: 10.1126/science.287.5450.69
Zu den Himmelskörpern des Sonnensystems
