Unsere Milchstraße

Dieses Bild zeigt eine idealisierte künstlerische Darstellung auf der Basis von Infrarot-Beobachtungen mit dem Spitzer-Teleskop. Das Resultat dieser Beobachtungen lässt auf eine Balkenstruktur im Zentralbereich unserer Milchstraße schließen. So wie auf diesem Bild kann man sich die Milchstraße von außen betrachtet vorstellen.

Die folgenden Abbildungen zeigen hingegen die Milchstraße (bzw. den ganzen Himmel) in unterschiedlichen Wellenlängen vom Standpunkt der Erde aus betrachtet.

Diese Darstellungen zeigen, jeweils in elliptischer Projektion und in galaktischen Koordinaten*, den gesamten Himmel (ganz ähnlich zu entsprechenden elliptischen Darstellungen, die die gesamte Erdoberfläche auf einmal aufzeigen). In den folgenden Bildern liegt die Ebene unserer Milchstraße im Äquator, und das galaktische Zentrum befindet sich jeweils im Zentrum der Abbildung.

* "Galaktische Koordinaten: Ein Koordinaten-System von galaktischen Längen- und Breitengrad, um scheinbare Positionen von Sternen und Nebeln in unserer Galaxis zu messen. Der Breitengrad b = 0 läuft genau entlang des Zentrums der Milchstrasse und der Längengrad l = 0 zeigt bei b = 0 das kinematische Zentrum unserer Galaxis."
Quelle: Wörterbuch der Astrophysik (Frederic Hessman, Göttingen).

Anblick des gesamten Himmels im sichtbaren Licht

Um sich eine Vorstellung von unserer Heimatgalaxie machen zu können, muss man wissen, dass es sich bei der Milchstraße um eine Spiralgalaxie handelt. Die Milchstraße komplett von außen zu betrachten ist uns nicht möglich, da wir selbst ein Teil von ihr sind. Auch keine Raumsonde wäre in der Lage, solche Aufnahmen zu gewinnen, denn ihre Reise würde sehr lange dauern und die Aufrechterhaltung des Funkkontakts über solch riesige Distanzen wäre technisch unmöglich.

Als Beispiel: Die zu Anfang der 70er Jahre gestarteten Voyager-Sonden haben gerade mal die Grenzen den Sonnensystems erreicht und befinden sich irgendwo im Kuiper-Ring hinter Pluto.

Durch globale Beobachtung des Nachthimmels sind die Astronomen allerdings in der Lage, sich ein Bild von der Außenansicht der Milchstraße zu machen. Schon in der Antike war das Band der Milchstraße bekannt und gab letztendlich allen Sternensystemen ihren Namen: der Begriff Galaxie oder Galaxis stammt von dem griechischen Wort galaktos, was übersetzt Milch bedeutet.

Dieses Band, das die gesamte Himmelssphäre umspannt, ist eine besonders dichte Ansammlung vieler Sterne und bildet die galaktische Scheibe oder auch die Hauptebene unserer Spiralgalaxie. Es gibt aber auch Sterne ober- und unterhalb dieser Ebene und insgesamt umspannt ein riesiges, kugeliges Gebilde, die galaktische Scheibe, mit einem Durchmesser von 160000 Lichtjahren (50 kpc), das als galaktischer Halo bezeichnet wird. Dort befinden sich die ältesten Objekte der Milchstraße: alte Sterne und Ansammlungen von etwa 100000 Sternen, die man Kugelsternhaufen (engl. globular cluster) nennt, und die der so genannten Halopopulation (auch Population II genannt) angehören. Die jüngeren Sterne der galaktischen Scheibe gehören Population* I an.

Der Durchmesser unserer Milchstraße liegt bei etwa 100000 Lichtjahren. Die Dicke der galaktischen Scheibe beträgt nur ungefähr 3000 (1kpc) Lichtjahre; sie nimmt allerdings in der Kernregion auf ca. 15000 Lichtjahre (5kpc) zu. Dies ist der galaktische Bulge (engl. bulge: "Wulst, Verdickung").

Hier sieht man nun ein optisches Bild der Milchstraße, wie man es auch mit dem bloßen Auge sehen kann. Der zentrale Bereich unserer Galaxie ist allerdings durch interstellaren Staub verdeckt, sodass uns der direkte Blick ins Zentrum verwehrt bleibt. Sichtbares Licht wird auf dem Weg vom galaktischen Zentrum zur Erde um etwa 30 Magnituden (Faktor 10¹²) abgeschwächt. Das Licht stammt hauptsächlich von uns nahegelegenen Sternen, da zwischen diesen und uns geringere Staubmengen vorhanden sind.

*Die Astronomen klassifizieren die Population anhand des Metallgehalts der Sterne, d.h. an dem Anteil schwerer Elemente. Je mehr schwere Elemente ein Stern enthält, umso älter ist er.

Röntgenhimmel

Diese vom Röntgensatelliten ROSAT aufgenommene Komplettkarte des Himmels setzt sich aus 3 verschiedenen Röntgenkarten, die jeweils eine andere Wellenlänge zeigen, zusammen. Die rote Farbe zeigt die energieärmste bzw. weicheste Röntgenstrahlung an. Der grüne Farbanteil symbolisiert schon etwas härtere bzw. energiereichere Röntgenstrahlung und das blaue Band durch die Mitte entspricht der von diesen 3 am härtesten bzw. energiereichsten Strahlung.

Im Zuge seiner Himmelsdurchmusterung fand ROSAT 120000 Röntgenquellen. Das obige Bild kann man ebenfalls in die "Ur-Bilder" mit den einzelnen Energiebereichen ("Rot": 0,25 keV; "Grün": 0,75 keV; "Blau": 1,5 keV) getrennt darstellen. In den drei folgenden Abbildungen stehen die Farben dann für die unterschiedliche Intensität der Röntgenstrahlung (jeweils von Blau über Grün und Rot bis Weiss):

Bei einem Frequenzbereich von 1,5 keV ist im galaktischen Zentrum sowie bei noch höherer galaktischer Breite deutlich eine Häufung von Objekten, die im bei diesen Bildern härtesten bzw. energiereichsten Röntgenbereich strahlen, zu erkennen.

Die "Cygnus Superbubble" (l ≈ 90°, b ≈ 0°) formt eine Art Hufeisen, das in Richtung galaktisches Zentrum geöffnet ist. Ein Teil der "Cygnus-Superbubble" ist der Cygnus Loop, auch genannt Veil nebula, zu deutsch Cirrusnebel. Es handelt sich hier um den in einer Entfernung von ungefähr 1300 - 2600 Lichtjahren im Sternbild Schwan (Cygnus) gelegenen Überrest einer gewaltigen Supernovaexplosion, die sich vor ca. 30000 bis 40000 Jahren ereignete.

Ebenfalls klar zu identifizieren ist der Virgo-Galaxienhaufen (Virgo-Cluster), der sich als langes breites Band, etwas links angefangen, nach oben hin über das gesamte galaktische Zentrum erstreckt. Er ist der uns nächstgelegene Galaxienhaufen jenseits unserer eigenen lokalen Gruppe. Er umfasst ungefähr 2500 Galaxien und ist etwa 50 Millionen Lichtjahre entfernt.

Der Raum zwischen den Galaxien ist mit "heißem" Gas ausgefüllt, was bedeutet, dass dieses Gas hier im Röntgenbereich sichtbar ist.

Zusatzinfo: Wie der Name schon verrät befindet sich der Virgo-Haufen im Sternbild Jungfrau.

Der 0,75 keV Frequenzbereich ähnelt generell dem bei 1,5 keV, allerdings sind die "galaktischen Kennzeichen" bzw. bestimmte Regionen heller oder anders ausgedrückt: die Strahlung von weniger energiereichen Objekten wird durch Gas- und Staubmassen deutlich stärker absorbiert.

Die Absorption über den ganzen Äquator hinweg, die sich im 1,5 keV-Band nur ganz links leicht abzeichnete, kann nun hier gut erkennbar über den gesamten galaktischen Äquator verfolgt werden.

Hier sticht eine weitere besonders helle Quelle ins Auge: die Überreste zwei besonders starker Supernovae im Sternbild Vela. Der seit langem bekannte Vela SNR (SNR steht für: SuperNova Remnant) ist mit einer Entfernung von 1500 Lichtjahren einer der nächsten Supernovaüberreste (Vela SNR) in unserer Umgebung. Sein geschätztes Alter beträgt 20000 Lichtjahre und sein Durchmesser 200 Lichtjahre. Im Zentrum rotiert ein Neutronenstern, der leuchtfeuerartig im Radio-, optischen, Röntgen- und Gammabereich strahlt.

Räumlich gesehen befindet sich hinter der Vela SNR Puppis A, der deutlich jünger ist und auch noch wesentlich höhere Temperaturen aufweist, im Inneren aber auch einen Neutronenstern enthält.

In dieser Aufnahme erkennt man außerdem weit besser als im 1,5 keV-Band: Eridanus. In diesem Sternbild kann man viele interessante Galaxien finden, wie z.B. die Galaxie NGC 1232 vom Typ Sc, die den doppelten Durchmesser (200000 Lichtjahre) unserer Milchstraße besitzt und rund 70 Millionen Lichtjahre entfernt ist.

Im Vergleich zu den vorausgegangenen Bändern weist das 0,25 keV-Band eine vollkommen andere Struktur auf. Wo die zwei höherenergetischen Frequenzbereiche hauptsächlich isotropisch in der Überlagerung von besonderen galaktischen Kennzeichen waren, zeigt der 0,25 keV Frequenzbereich einen ganz anderen Himmel. Im Bereich des galaktischen Äquators wird die energieärmere Röntgenstrahlung großflächig von Gas- und Staubwolken absorbiert.

Dafür treten in diesem Energiebereich verstärkt in hohen galaktischen Breiten helle Strahlungsquellen auf. Diese Strahlung stammt von der galaktischen Halo, die unsere Galaxie kugelförmig mit einem Durchmesser von ca. 165000 Lichtjahren umgibt. Es handelt sich hierbei um eine Art galaktischer "Atmosphäre". Hier befinden sich neben etwa 150 Kugelsternhaufen viele alte Sterne, sowie Gas sehr geringer Dichte und alte Supernovaüberreste.

Radiohimmel bei 73 cm Wellenlänge

Aufgenommen bei einer Wellenlänge von 73 cm (Frequenz: 408 MHz) zeigt dieses Falschfarbenbild die Radioemission des gesamten Himmels. Die Farben zeigen jeweils die Intensität der Radiostrahlung (sie läuft von blau (niedrig) über grün, gelb bis rot (hoch)) an. Wir beobachten bei 408 MHz vornehmlich diffuse Radioemissionen, die über den Synchrotonprozess, also nichtthermisch, erzeugt werden. Bei dieser hier benutzten Frequenz von 408 MHz (=73 cm Wellenlänge) sieht man im wesentlichen die abgegebene Radiostrahlung von fast lichtschnellen Elektronen, die sich durch das Magnetfeld unserer Galaxie bewegen.

Die Intensität der Synchrotonstrahlung ist dem Produkt aus Elektronendichte und Magnetfeldstärke (letztere wird mit einem Faktor potenziert, der von der Energieverteilung der Elektronen abhängt) proportional, d.h. die Messung der 408 MHz gibt Aufschluss über die Dichte der Elektronen in unserer Milchstraße. Quelle: SuW 11/1990

Eine der in dieser Karte auffälligsten Strukturen ist der Nordpolare Sporn (North Polar Spur), der als Bogen scheinbar das galaktische Zentrum umspannt. Jedoch handelt es sich hierbei um ein sehr nahes Gebilde (Entfernung einige 100 pc). Vermutlich ist der Nordpolare Sporn (NPS) der Überrest einer nur wenige Hunderttausend Jahre zurückliegenden Supernovaexplosion. Je weiter solche Supernovaüberreste von uns entfernt sind, umso geringer ist ihre projizierte Ausdehnung senkrecht zur galaktischen Ebene, sodass weitere Sporn- bzw. Bogenstrukturen mit steigendem Abstand zur Sonne in der starken Intensität der 408 MHz-Strahlung der galaktischen Scheibe untergehen.

Trotzdem ist man in der Lage auf dieser Karte eine große Anzahl weiterer galaktischer und extragalaktischer 408 MHz-Quellen zu identifizieren: So z.B. der Crab Nebula bzw. Krabbennebel ganz am rechten Bildrand knapp unter der galaktischen Ebene. Der Krabbennebel ist ein Supernovaüberrest im Sternbild Stier und wird im Messier-Katalog als M1 sowie im New General Catalogue als NGC 1952 geführt. Die Supernova des Sterns mit 8 bis 12facher Sonnenmasse geschah im Jahre 1054 (auch durch historische Quellen belegt) und war für rund 23 Tage am Tageshimmel sichtbar. Im Krabbennebel wurde auch der erste Pulsar entdeckt, der vermutlich einen Durchmesser von 28-30 km hat. Alle 33 Millisekunden sendet er Strahlungsimpulse über das gesamte elektromagnetische Spektrum aus.

Wie auch schon in den Röntgenbildern sind gut die Puppis-Vela-Region in der Mitte der rechten Bildhälfte, der galaktische Bulge sowie links der Cygnus Superbubble als starke Radioquellen zu erkennen.

(Info: 10 Jahre lang wurden die Daten mit den jeweils größten Einzelteleskopen in der nördlichen und südlichen Hemisphäre gesammelt (100-m-Radioteleskop in Effelsberg bei Bonn, 76-m-Radioteleskop bei Jodrell Bank/England, bzw. 64-m-Radioteleskop bei Parkes/Australien)

Gammastrahlung-Himmel

Diese Himmelskarte aufgenommen vom Energetic Gamma-Ray Experiment Telescope (EGRET) des Compton Gamma-Ray Observatory (CGRO) zeigt besonders harte bzw. hochenergetische Gammastrahlung.

Die Karte enthält alle Photonen mit Energien größer als 100 MeV. Bei diesen extrem hohen Energien entspringt die meiste Gammastrahlung bei Kollisionen kosmischer Strahlung mit interstellaren Wolken. Somit ist die Milchstraße eine diffuse Quelle von Gammastrahlung.

Insgesamt ist es noch schwer festzustellen, was für ein astronomisches Objekt sich hinter einer einzelnen Gammastrahlungsquelle versteckt. Jedoch kann man in dieser Karte mehrere Pulsare klar identifizieren, die im Bereich harter Gammastrahlung emittieren. Dazu zählen der schon oben erwähnte Pulsar im Krebsnebel, Geminga* sowie die Vela-Pulsare entlang der galaktischen Ebene auf der rechten Seite des Bildes.

Weg von der galaktischen Ebene sind viele weitere Quellen, aber auch speziell aktive galaktische Kerne (engl. Active Galactic Nuclei = AGN) erkennbar.

*Geminga stellt eine Besonderheit dar: In nur rund 500 Lichtjahren Entfernung befindet sich dieser 350000 Jahre alter Neutronenstern, der mit 120 km/s durchs All rast. Normalerweise verraten sich Neutronensterne als pulsierende Quellen im Radiobereich, aber Geminga tut das nicht. Er sendet periodisch starke Gammastrahlen in einem Bereich über 100 MeV aus, was ihn zu einer der stärksten Gammastrahlenquellen am Himmel macht. Sein Name leitet sich von GEMINi GAmmaray source (dt. Gemini-Gammstrahlungsquelle) ab.

Infrarot-Himmel

Diese Karte stellt eine Mischung aus MID und FIR dar, aufgenommen vom Infrared Astronomical Satellite (IRAS) bei Wellenlngen von 12, 60 und 100 µm.

Bei den meisten Emissionen handelt es sich um von absorbiertem Sternenlicht erwärmten Staub sowie um die Strahlung von Sternentstehungsgebieten.

Besonders auffällig sind die schwarzen Striche rechts oben und links unten im Bild. Hierbei handelt es sich schlicht und einfach um fehlende Daten, da IRAS zu schnell das flüssige Helium, das als Kühlmittel für den Satelliten diente, ausging.

Eine andere Feinheit, die bei genauem Betrachten auffällt, ist eine schräge rote s-förmige Krümmung bzw. Biegung, die sich über das gesamte Bild erstreckt. Denkt man an die ekliptischen Koordinaten, so wird man bemerken, dass dieses rote Band genau durch die Ekliptik verläuft.

Das s-Band ergibt sich aus der Subtraktion des Zodiakallichts. Die Ebene des Sonnensystems ist mit Staub gefüllt, der das Sonnenlicht absorbiert und im Infrarotbereich wieder abstrahlt. Um nun die infrarote Strahlung von der Galaxie sehen zu können, haben die Astronomen das Licht aus unserem Sonnensystem abgezogen.

In Richtung des galaktischen Zentrums konzentriert sich die energiereichere Infrarotstrahlung fast ganz auf die galaktische Ebene.

Einige Objekte "leuchten" dennoch am Infrarothimmel: So z.B. der Orionnebel und der Rosettennebel. Bei beiden handelt es sich 2 benachbarte stellare Kinderstuben und H-II-Gebiete.

(H-II-Bereiche sind Bereiche interstellaren Gases, bestehend aus ionisiertem Wasserstoff. Der neutrale atomare Wasserstoff wird durch die intensive ultraviolette Strahlung naher heißer (mindestens circa 10.000K) Sterne ionisiert. Bei der ständig erfolgenden Rekombination zu neutralem Wasserstoff (und erneuten Ionisation) wird charakteristische Linienemission erzeugt. Solche Bereiche zählen aus diesem Grund zu den Emissionsnebeln. Quelle: Wikipedia)

Der Rosettennebel (engl. Rosette Nebula) ist ein diffuser Emissionsnebel mit einem offenen Sternhaufen im Sternbild Einhorn.

Auch beim Orionnebel im Sternbild Orion handelt es sich um einen Emissionsnebel, der von Messier in die Einzelobjekte M42 (im Süden; engl. Great Orion Nebula) und M43 (im Norden) gesplittet wurde. Die Region M43 ist auch als De Mairans Nebel (engl. De Mairan's Nebula) bekannt und wird von dem veränderlichen Stern NU Orionis (HD 37061), der sich in ihrem Inneren befindet, zum Leuchten angeregt.

Hl-Himmel

Diese Komplettkarte des Himmels zeigt die Verteilung des Wasserstoffgases in unserer Milchstraße. Hohe Intensitäten in der galaktischen Ebene sind rot und Richtung der Pole nimmt der Wasserstoffgehalt immer mehr ab (blau abgebildet).

Wasserstoff war mit Helium zusammen das erste chemische Element, das nach dem Urknall entstand und strahlt Radiowellen mit einer Wellenlänge von 21 cm (bei einer Frequenz von 1420 MHz) aus. Wasserstoff ist zwar das chemische Element mit der größten Verbreitung im Universum, und das Gas zwischen den Sternen besteht nahezu vollständig aus Wasserstoff, aber das interstellare Gas ist dabei so stark verdünnt, dass man es unter Laboratoriumsbedingungen als nahezu vollkommenes Vakuum bezeichnen würde.

Die Entstehung von dieser 21 cm-Strahlung lässt sich auf folgenden Vorgang zurückführen: Ein Wasserstoffatom besteht aus einem Proton als Kern und einem um dieses kreisenden Elektron. Das Elektron rotiert aber auch um seine eigene Achse (es hat einen Drehimpuls (Spin)). Aber im Unterschied zu Planetensystemen kann dieser Spin 2 Einstellung aufweisen, zwischen denen das Elektron manchmal hin und her springt und dabei das Energieniveau ändert. Kurz gesagt bedeutet das, dass der Drehimpuls des Elektrons sich plötzlich umkehren kann. Bei diesem Übergang wird dann ein kleiner Energiebetrag frei, der mit einer Strahlung von 21 cm Wellenlänge identisch ist. [4]

Die Wahrscheinlichkeit für einen Übergang zwischen den beiden Energieniveaus ist allerdings extrem gering. Im Mittel erfolgt ein solcher Übergang nur alle 11 Millionen Jahre (!). Aufgrund der Vielzahl von Wasserstoffatomen in der enormen Ausdehnung des interstellaren Raums erfolgen aber zu jeder Zeit so viele Übergänge, dass der Gesamtbetrag der Strahlung genügend groß ist, um von der Erde aus beobachtet werden zu können.

Wasserstoff ist der vorherrschende Bestandteil des interstellaren Mediums in unserer Galaxie. Durch Untersuchungen der Emission von Wasserstoff in seinem neutralen Zustand sind die Wissenschaftler in der Lage, einen Einblick in das unterschiedliche Temperatur- und Dichtesystem und in die kinematische und morphologische Beschaffenheit der Milchstraße zu gewinnen. Wegen der "Allgegenwärtigkeit" des neutralen Wasserstoffs sowie dem Umstand, dass das interstellare Medium bei 21 cm Wellenlänge "transparent" ist, also nicht oder nur ganz wenig absorbiert wird, kann man die ganze Galaxie hinter ihrem optischen Horizont enthüllen.

Durch die neu gewonnenen Daten konnten Astronomen der Universität Bonn bereits zeigen, dass die Milchstraße in ein ausgedehntes 1,4 Millionen Grad heißes Plasma eingebettet ist. [5]

Radiohimmel bei 21 cm Wellenlänge

Während der "HI-Himmel" (s.o.) nur konkret das Linienspektrum des Wasserstoffs bei 21 cm Wellenlänge darstellt, sieht man hier das absolut kalibrierte Radiokontinuum des gesamten Himmels. D.h., dass der Wellenlängenbereich der HI-Linie des Wasserstoffs aus den Daten herausgefiltert wurde.

Im Vergleich zum Radiohimmel bei 408 MHz ist diese Karte deutlich schärfer. Quellen wie Puppis A / Vela SNR oder aber auch Cygnus Loop treten noch deutlicher hervor. In diesem Zusammenhang ist noch eine andere Quelle erwähnenswert: die große Magellansche Wolke (engl. Large Magellanic Cloud, kurz LMC), die sich in der rechten Bildhälfte etwas unterhalb der galaktischen Ebene befindet (grüner Punkt).

Die Große Magellansche Wolke ist zusammen mit der kleinen Magellanschen Wolke unser nächster Nachbar im All. Sie besitzt ein Viertel der Leuchtkraft unserer Milchstraße und ist uns mit einem Abstand von nur 185000 Lichtjahren sehr nahe. Diese Zwerggalaxie bietet einige interessante Beobachtungsobjekte, z.B. den Tarantelnebel (auch 30 Doradus genannt). Besonders interessant: 1987 leuchtete in der LMC eine Supernova auf, die den Astronomen die Gelegenheit bot, eine solche Explosion aus "nächster" Nähe zu sehen. Leider sind beide Zwerggalaxien nur am südlichen Nachthimmel zu sehen.

Fazit: Wie das Projekt zeigt, ist man heute in der Astronomie in der Lage, viel mehr zu erfassen, als man im sichtbaren Licht erfassen kann.