Das Milchstraßensystem

Die Sonne mit ihren Planeten ist zusammen mit allen anderen Sternen Teil eines viel größeren Systems, das wegen seines Aussehens am dunklen Nachthimmel früherer Zeiten „die Milchstraße“ (Galaxis) genannt wird.

Die Wolken der Milchstraße umspannen das ganze Firmament als ein zartes, nebeliges Band. Unsere Sternkarten zeigen den Verlauf der Milchstraße. In einigen Bereichen sind sie sehr blaß und nur in wirklich dunklen Nächten zu sehen. In anderen hingegen enthüllt eine klare Nacht eine Vielzahl dichtgepackt erscheinender Sternwolken; in manchen Zonen lassen sich sogar die Umrisse der Sternbilder kaum wiederfinden. Ausgedehnte Dunkelwolken bezeugen die Existenz dichter Staubwolken, die das Licht dahinterliegender Sterne verschlucken. All diese Stern- und Staub„wolken“ sowie die vielen offenen Sternhaufen markieren die Ebene der Spiralarme und damit die Scheibe unserer Galaxis. Das Milchstraßensystem oder Galaktische System ist eine Sterneninsel mit einigen hundert Milliarden Sternen. Unsere Galaxis dürfte bis zu 500 Milliarden Sterne enthalten. Die Gesamtmasse der Galaxis beläuft sich auf etwa 200 Milliarden Sonnenmassen. Der Durchmesser dieser dünnen galaktischen Scheibe beläuft sich auf rund 30 kpc oder etwa 100 000 Lichtjahre. Die Höhe der zentralen Verdichtung – des sogenannten galaktischen Wulstes – beträgt etwa 15 000 Lichtjahre. Die Dicke der Scheibe beträgt etwa 2000 Lichtjahre. Von oben betrachtet hätte es die Form einer flach geformten Spirale. Die Milchstraßenebene ist um rund 62 Grad gegen den Himmelsäquator geneigt, weil die Erdbahnebene gegen den galaktischen Äquator und darüber hinaus der Erdäquator (und mit ihm der Himmelsäquator) gegen die Ekliptik geneigt sind.

Weitwinkelaufnahmen zeigen gelegentlich die Galaxis als Scheibe mit einer zentralen Verdickung in Richtung zum Sternbild Sagittarius. Dieser linsenförmige Buckel, der galaktische Kern, enthält im Gegensatz zu den Spiralarmen vorwiegend alte, rötliche Sterne. Wir sitzen nicht im Zentrum, sondern sind rund 27 000 Lichtjahre von ihm entfernt, auf einem Spiralarm gelegen. Im Mittelpunkt liegt das eigentliche galaktische Zentrum, rund 10 kpc entfernt in Richtung Sagittarius nahe der Grenze zu Ophiuchus. Im Bereich des sichtbaren Lichtes versperren dichte Staubwolken den Blick auf das galaktische Zentrum, doch zeigen Röntgenstrahlen, Infrarot- und Radiowellen es als Zone mit riesigen, umherwirbelnden Gaswolken und gewaltigen Sternhaufen, in deren Zentrum möglicherweise ein gigantisches Schwarzes Loch von etwa 2.5 Millionen Sonnenmassen steht.

Die Sterne und anderen Objekte laufen um das Zentrum des Milchstraßensystems herum. Unsere Sonne benötigt mit ihren Planeten etwa 240 Mill. Jahre zu einem Umlauf. Ihre Geschwindigkeit beträgt dabei rund 220 km/s.

Zur Galaxis gehört aber noch ein viel größerer, ungleich unauffälligerer Bereich, der galaktische Halo. Diese gewaltige Sphäre, deren unsichtbare Grenzen durch weit entfernte kugelförmige Sternhaufen markiert werden, umhüllt die galaktische Scheibe und erstreckt sich weit darüber hinaus. Er enthält eine noch unbekannte Menge an Gas und etliche, weit verstreute Einzelsterne.

Die innere Struktur der Galaxis zu ermitteln ist keine leichte Aufgabe. Aus dem Vergleich mit anderen Galaxien lassen sich allerdings einige Hilfen ableiten. Man nimmt heute an, daß unsere Milchstraße von außen als eine Spiralgalaxie mit teilweise recht eng gewundenen Spiralarmen erscheint und im Hubbleschen Klassifikationsschema als Sb-Galaxie geführt wird.

Sterne können auch in größeren Gruppen, den Sternhaufen, vereint sein. Man unterscheidet zwischen offenen (oder galaktischen) Haufen und kugelförmigen Haufen.

Offene Haufen

Sterne entstehen zumeist in größerer Zahl aus der Kontraktion intestellarer Gas- und Staubwolken. Sobald sich die „Nebel“ gelichtet haben, präsentieren sich die neuen „Weltbürger“ in Form mehr oder minder gedrängt erscheinender Sternhaufen. Im Bereich der Milchstraße sind über tausend solcher Haufen katalogisiert, nicht einmal 10 Prozent der geschätzten Gesamtzahl.

Die Verteilung der Sterne am Himmel ist alles andere als zufällig. Bereits mit bloßem Auge erkennt man einige auffällige Konzentrationen. Doch der Eindruck, daß die Mitglieder eines solchen Sternhaufens „dicht gedrängt“ beisammen stehen, täuscht. Der Abstand zwischen den einzelnen Sternen beträgt ein bis mehrere Lichtjahre. Der Durchmesser der Sternhaufen beläuft sich auf 15 bis 30 Lichtjahre. Die Entfernung der Sternhaufen selbst beläuft sich auf einige hundert bis ein paar tausend Lichtjahre.

Die zeitliche Nähe solcher Sternhaufen zu den Frühphasen der Sternentwicklung drückt sich in zahlreichen Fällen auch durch eine räumliche Nähe zu Sternentstehungsregionen aus.

Ursprünglich wurden solche Sternansammlungen wegen ihrer nicht allzu starken Konzentration als offene Sternhaufen bezeichnet – im Gegensatz zu den wesentlich kompakteren kugelförmigen Haufen. Mittlerweile hat sich noch ein anderer Name eingebürgert, der sich aus der Verteilung dieser Sternhaufen innerhalb der Milchstraße ergibt: Schon an der flach erscheinenden Himmelssphäre fällt eine deutliche Konzentration dieser Haufen zur Milchstraßenebene auf, und so nennt man sie auch galaktische Sternhaufen.

Sie enthalten einige Dutzende bis einige hundert Sterne, die verhältnismäßig zerstreut angeordnet sind. Die offenen Haufen zeigen eine unregelmäßige Form; ihre Mitglieder sind gemeinsam aus einer interstellaren Gas- und Staubwolke entstanden und somit gleich alt und vergleichbar zusammengesetzt. Ihr Alter beträgt einige Millionen Jahre. Sie sind vor allem in den Spiralarmen der Galaxis anzutreffen und häufen sich daher im Bereich der Milchstraße.

Kugelförmige Haufen

Ein kleiner Teil aller bekannten Sternhaufen erweist sich auch bei starker Vergrößerung als äußerst kompakte Ansammlung von Sternen; dazu gehören vor allem jene fernab der Milchstraßenebene. Wegen ihres Aussehens heißen sie kugelförmige Sternhaufen oder Kugelhaufen. Insgesamt sind rund 150 solcher Kugelhaufen bekannt, doch wird ihre Gesamtzahl im Bereich der Milchstraße viel höher geschätzt.

Obwohl einige wenige Kugelsternhaufen bereits mit bloßem Auge zu sehen sind, blieb ihr besonderer Charakter lange Zeit hindurch verborgen. Das Fehlen blauer Sterne läßt schon vermuten, daß es sich dabei um recht alte Gebilde handeln muß, da blaue Sterne relativ junge Sterne sind. Sie enthalten auch deutlich weniger schwere Elemente als etwa die Sterne in der Sonnenumgebung. Auch dies ist ein Hinweis auf das hohe Alter dieser Sterne: Sie müssen zu einer Zeit entstanden sein, als die Zusammensetzung der interstellaren Materie noch anders war als vor rund 5 Milliarden Jahren zum Zeitpunkt der Entstehung unseren Sonnensystems. Hinzu kommt, daß Kugelsternhaufen im Gegensatz zu etlichen offenen Haufen keine oder allenfalls verschwindend wenig interstellare Materie enthalten, aus denen noch heute neue Sterne entstehen könnten. Man ordnet das Alter der Sterne in Kugelsternhaufen bei etwa 10 bis 12 Milliarden Jahren ein.

Kugelförmige Haufen erscheinen als dichtgepackte Sternansammlungen, die mitunter bis zu einer Million Sterne oder mehr enthalten. Der Durchmesser beträgt zwischen 15 und 350 Lichtjahren. Der Abstand der Sterne untereinander beträgt etwa 30 000 AE. Sie sind nahezu kugelsymetrisch aufgebaut – von einer gelegentlichen leichten Abplattung abgesehen. Sie müssen in der Frühphase der Galaxisentwicklung entstanden und damit sehr alt sein, denn sie enthalten kaum schwere Elemente, die erst später im Innern anderer Sterne gebildet wurden. Man findet sie vor allem in den Außenbezirken der Galaxis, dem sogenannten galaktischen Halo, aber auch in der Umgebung des galaktischen Zentrums im Sternbild Sagittarius. Entfernungsmessungen reichen von 15 000 bis mehr als 150 000 Lichtjahre. Angesichts solcher Entfernungen ist es nicht verwunderlich, daß es schwerfällt, sie in Einzelsterne aufzulösen.

Sogenannte Nebel

Der Raum zwischen den Sternen ist nicht leer, sondern enthält an vielen Stellen mehr oder minder dicht Ansammlungen aus interstellarer Materie. Die Galaxis enthält im Bereich zwischen den Sternen große Mengen an Gas und Staub, die vielfach in Form von Wolken konzentriert sind und als Nebel beobachtet werden können. Bis zum Beginn des 20. Jahrhunderts waren „Nebel“ für den Astronomen graue Nebelflecke am Himmel, die sich nicht in einzelne Sterne auflösen ließen. Erst allmählich lernte man, daß der Begriff „Nebel“ eigentlich ganz verschiedenartige Objekte umfaßt.

Sie verraten sich entweder durch ihre lichtverschluckende Wirkung und erscheinen dann vor dem Hintergrund weiter entfernter Sternfelder als Dunkelnebel wie „Löcher im Himmel“ oder können durch benachbarte Sterne auf unterschiedlichste Weise zum Leuchten gebracht werden.

Helle Nebel

Die hellen Nebel sind häufig Brutstätten, in denen auch heute noch Sterne entstehen. Auf Farbaufnahmen zeigen sich diese Nebel recht farbenprächtig. Wir müssen aber bedenken, daß wir diese Farben beim Blick durchs Fernrohr nie sehen. Uns erscheinen alle kosmischen Nebel grau. Unser Auge ist bei schwachen Lichteindrücken nämlich sehr farbuntüchtig („In der Nacht sind alle Katzen grau“).

Emissionsnebel

Trifft das energiereiche Licht heißer, junger Sterne auf benachbartes, interstellares Gas, kann es die Atome zum Leuchten im Bereich des sichtbaren Lichtes anregen. Das Gemisch aus Wasserstoffatomkernen und freien Elektronen wird von den Astronomen als HII-Region bezeichnet, wobei die römische II angibt, daß der Wasserstoff ionisiert ist. Dem Auge erscheinen Emissionsnebel grünlich, während sie auf Farbaufnahmen im roten Licht des Wasserstoffs (656.382 nm) leuchten. Emissionsnebel und Dunkelnebel fallen oft mit Gebieten der Sternentstehung zusammen.

Reflexionsnebel

Mitunter reicht die Energie naher Sterne aber nicht aus, um das Gas einer interstellaren Wolke zu ionisieren. Hier leuchtet das Gas nicht im „eigenen“ Licht, sondern eingelagerte Staubteilchen werfen das auftreffende Sternlicht zurück. Interstellarer Staub läßt die Reflexionsnebel entstehen. Nur wenige können visuell beobachtet werden, doch sind sie auf lang belichteten Aufnahmen leicht an ihrer meist bläulichen Farbe zu erkennen, da sie das bläuliche Licht heißer, junger Sterne reflektieren.

Planetarische Nebel

Wenn ein Stern gegen Ende seiner Entwicklung die äußere Hülle abbläst, entsteht ein planetarischer Nebel (so benannt nach ihrem mitunter planetenähnlichen Aussehen). Sie zeigen sich als kleine Nebelscheiben oder -ringe. Es sind leuchtende und expandierende Gasschalen. Die „Lebensdauer“ eines solchen Objektes wird auf einige 50 000 Jahre geschätzt. Sie dehnen sich immer weiter aus, und in vielen Fällen kann man den heißen Sternrest in ihrem Zentrum erkennen. Es handelt sich dabei um einen sog. Weißen Zwerg. Nicht ein einziger Weißer Zwerg kann mit bloßem Auge beobachtet werden.

Supernova-Überreste

Ähnliche Nebel entstehen, wenn massereiche Sterne als Supernova explodieren und dabei die im Innern entstandenen schweren Elemente in den umgebenden Weltraum hinausschleudern. Sie heißen dann Supernova-Überreste (SNR). Ein solcher Nebel wird von dem rasch rotierenden Neutronenstern (Pulsar) im Zentrum gleich in zweifacher Weise zum Leuchten angeregt (Synchrotronstrahlung, extreme Oberflächentemperatur von mehreren Millionen Grad).

Dunkelnebel

Dichte Wolken interstellaren Staubes und kalten Gases blockieren als Dunkelnebel das Licht dahinterliegender Sterne. Es gibt sehr auffällige Stellen in der Milchstraße sowie eine Vielzahl von kleineren, unauffälligeren Dunkelzonen im Bereich der Milchstraßenwolken, die nur bei geringer Vergrößerung und exzellenten Seeing-Bedingungen zu erkennen sind.