Astronomisches Grundwissen 7: Die Milchstraße und andere Galaxien

19. Februar 2013 von Markus Pössel in Astronomie

Dieser Blogbeitrag ist Teil einer zehnteiligen Serie, die astronomisches Grundwissen vermitteln soll. Alle Beiträge auf einen Blick:

  1. Nachthimmel, Lichtverschmutzung, Beobachtungen
  2. Bilder, Spektren, Einfluss der Atmosphäre, Entfernungen
  3. Unser Sonnensystem
  4. Die Sonne und andere Sterne
  5. Das Leben der Sterne
  6. Exoplaneten
  7. Die Milchstraße und andere Galaxien
  8. Kosmische Strahlung, Gravitationslinsen, großräumige Struktur
  9. Kosmische Expansion und Urknall
  10. Galaxienentwicklung, Dunkle Energie und Ausblick

Näheres zur Motivation der Serie und dazu, was ich unter astronomischem Grundwissen verstehe, findet sich hier in Teil 1.


Unsere Milchstraße

Die Milchstraße sieht man in Regionen, in denen es dunkel genug ist, als schwach leuchtendes Band am Nachthimmel. Hier ist ein Beispiel, in diesem Falle allerdings aufgenommen von einem schön dunklen Ort auf der Südhalbkugel - dem südafrikanischen Observatorium in Sutherland:

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Warum dieses Band? Weil unser Sonnensystem Teil einer scheibenförmigen Ansammlung von rund 200 Milliarden Sternen ist. Wir sitzen im Inneren der Scheibe, wie in dieser vereinfachten Abbildung hier schematisch dargestellt. Wir sind der rote Ball, an dem die Pfeile hängen:

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Schauen wir nun entlang der Scheibenebene, wie es z.B. den grünen Pfeilen entspricht, dann sehen wir entsprechend viele Sterne - die allermeisten Sterne befinden sich eben in der Scheibe, und unsere Blickrichtung bedeutet, dass wir einen beträchtlichen Teil der Scheibe sehen. Schauen wir aus der Scheibenebene heraus, z.B. in Richtung der blauen Pfeile, dann sehen wir deutlich weniger Sterne. Die Scheibe ist in diese Richtung sehr dünn; auf allzuviele Sterne trifft unser Blick daher nicht, bevor die Leere des die Scheibe umgebenden Raums beginnt.

Ergo sehen wir ein Band am Himmel: in all (grünen und vergleichbaren) Blickrichtungen in die Scheibe hinein sehen wir mehr Sterne, in allen anderen (blauen und vergleichbaren) deutlich weniger.

Zusätzlich zur Scheibenform zeigt unsere Milchstraße durchaus noch weitere Struktur. Da wir im Inneren der Milchstraße hocken, können wir sie natürlich nicht von außen fotografieren. Wir können nur rekonstruieren, wie sie von außen aussehen würde. Sterne in unserer näheren Umgebung können wir mit dem bloßen Auge sehen; mit herkömmlichen Teleskopen können wir zwar tiefer in die Scheibe vordringen, werden aber durch beachtliche Mengen Staub behindert, die den Blick auf dahinterliegende Regionen trüben. Hier helfen Infrarotbeobachtungen weiter, mit denen man durch den Staub weitgehend ungestört hindurch blicken kann. Mit radioastronomischen Beobachtungen wiederum lässt sich sehr schön die Verteilung von Wasserstoffatomen rekonstruieren (inbesondere über die sogenannte "21 cm-Linie"); in den entsprechenden Karten zeigen sich direkt die verschiedenen Spiralarme.

Dieses Wissen wird in dieser schönen Rekonstruktion der Kollegen vom Spitzer-Weltraumteleskop zusammengefasst (Bild: NASA/JPL-Caltech/R. Hurt [SSC/Caltech]):

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Deutlich sichtbar sind die Spiralarme, die unsere Heimatgalaxie zu einer Spiralgalaxie machen. In diesen Spiralarmen ist übrigens nicht unbedingt mehr Materie als in den dunkleren Zwischenräumen; dort gibt es aber deutlich mehr junge, helle Sterne. Unser Sonnensystem befindet sich an demjenigen Punkt, wo die eingezeichneten radialen Koordinatenstrahlen zusammenlaufen ("Sun") und läuft alle rund 230 Millionen Jahre um das Milchstraßenzentrum um.

Im Durchmesser misst die hier abgebildete Scheibe 100.000 Lichtjahre. Von der Seite her gesehen ist die Scheibe dagegen nur rund 1000 Lichtjahre dick, ist also recht schmal.

Unsere Milchstraße ist zwar diejenige Galaxie, der wir am genauesten in die Eingeweide schauen können. Aber es ist wenig sinnvoll, sie hier alleine abzuhandeln; weiten wir also unseren Blick und nehmen gleich noch die anderen Galaxien hinzu. Im Vergleich mit denen können wir unsere eigene Milchstraße besser verstehen (und umgekehrt liefert uns unsere Milchstraße Daten, mit denen wir die anderen Galaxien besser verstehen können - das wird hier in Heidelberg am Sonderforschungsbereich "Das Milchstraßensystem" weidlich ausgenutzt).

Das Reich der Scheibengalaxien

Suchen wir erst einmal nach Galaxien, die unserer Milchstraße ähnlich sehen. Da wäre beispielsweise die Andromedagalaxie, mit 2,5 Millionen Lichtjahren die uns nächstgelegene größere Spiralgalaxie (Aufnahme: K. Birkle, Max-Planck-Institut für Astronomie):

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Relativ zu unserer Blickrichtung ist die Scheibe dieser Galaxie etwas gekippt. Typisch für Galaxien ist, dass die jüngeren Sterne, die bläulicher leuchten, vor allem in der äußeren Scheibe und den Spiralarmen der Galaxie sitzen. Ältere Sterne sammeln sich in einem großen, aufgeblähten Bereich in der Mitte, dem auch in diesem Bild gelblich erscheinenden "Bulge".

Der Andromedagalaxie fehlt allerdings der Balken, die längliche Struktur entlang des Zentrums, die in der künstlerischen Darstellung der Milchstraße sichtbar ist (siehe oben). Bei anderen Balkenspiralgalaxien ist diese Eigenschaft dafür umso ausgeprägter, etwa hier bei NGC 1300, aufgenommen vom Hubble-Weltraumteleskop (Bild: NASA/ESA/Hubble Heritage Team [STScI/AURA]):

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An anderen Scheibengalaxien kann man auch sehen, wie unsere eigene Galaxie von der Seite aussehen würde. So ähnlich wahrscheinlich wie NGC 4565 hier (Bild: Joseph D. Schulman):

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Deutlich zu erkennen ist die zentrale Verdickung, der Bulge; deutlich zu sehen sind außerdem die Staubbänder, die sich durch die Scheibe ziehen.

Insgesamt ist unsere Milchstraße übrigens im Vergleich mit den meisten anderen Galaxien durchaus stattlich - ein ziemlich großes Exemplar ihrer Gattung.

Weg von der Scheibe

Wer jetzt vor seinem geistigen Auge beim Stichwort Galaxien nur noch Scheiben sieht, muss allerdings noch einmal umdenken. Die Scheibe ist nur der kleinere Teil unserer Galaxie und ihrer Verwandten. Sie liegt im Inneren einer noch deutlich größeren, grob kugelförmigen Struktur, die "Halo" heißt.

Im Halo findet sich zunächst einmal sehr heißes, sehr dünnes Gas, hunderttausend oder sogar eine Million Kelvin (oder Grad Celsius, das macht bei solchen Zahlen wie gesagt keinen Unterschied) heiß und so dünn, dass auf jeden Würfel mit der Seitenlänge ein Lichtjahr nur ein Zehnmillionstel Sonnenmasse davon kommt. Die folgende künstlerische Darstellung von der Größe des Gashalos vom NASA-Röntgenteleskop Chandra (Bild: NASA/CXC/M.Weiss; NASA/CXC/Ohio State/A.Gupta et al.), mit dem gemessen wurde, wie dieses Gas das Röntgenlicht ferner Quellen absorbiert. Zusammen mit Daten der Röntgenteleskope XMM-Newton und Suzaku dazu, wieviel Röntgenlicht da Gas aussendet, ließen sich Ausdehnung und Masse des Halos abschätzen.

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Im Halobereich gibt es bis zu Distanzen von einigen hunderttausend Lichtjahren nicht nur Gas, sondern außerdem noch eine bestimmte Sorte altvon Sternhaufen: die Kugelsternhaufen nämlich, Ansammlungen von hunderttausenden von Sternen, die durch ihre gegenseitige Schwerkraft aneinander gebunden sind.

Rechts ist ein Beispiel für solch einen Kugelsternhaufen zu sehen: NGC 2808, aufgenommen mit dem Weltraumteleskop Hubble (Bild: NASA/ESA/A. Sarajedini [University of Florida] und G. Piotto [Universität Padua]).

Dunkle Materie

Offenbar gibt es aber noch eine weitere Substanz in galaktischen Halos. Hinweise darauf werden uns im Rest dieses Textes noch mehrmals begegnen - durchaus voneinander unabhängige Hinweise, insgesamt ein schlüssiger Beleg dafür, dass es diese sogenannte "Dunkle Materie" tatsächlich gibt.

Dies hier ist das erste Puzzlestück: Betrachtet man, wie die Sterne um das Zentrum von Scheibengalaxien umlaufen, so ergibt sich ein ungewöhnlicher Befund. Wie schnell ein Stern bei gegebenem Abstand umläuft, hängt davon ab, wie viel Masse innerhalb seiner Umlaufbahn vorhanden ist; je mehr Masse, umso schneller der Lauf des Sterns. Wie der Vergleich mit der Materie zeigt, die sich durch ihr Leuchten bemerkbar macht - sowohl Sterne als auch das in anderen Wellenlängen nachweisbare Gas der Galaxie - ist dort anscheinend noch etliche Materie vorhanden, die nicht leuchtet, aber Masse besitzt und sich durch ihre Anziehungskraft bemerkbar macht. Daher die Wahl der Bezeichnung Dunkle Materie.

Abschätzungen zufolge ist die Dunkle Materie für den Großteil der Masse unserer Heimatgalaxie verantwortlich: Sie hat die Masse von einigen Billionen (sprich: einigen Tausend Milliarden) Mal der Masse der Sonne; auf die Sterne der Milchstraße entfallen im Gegensatz dazu nur 64 Milliarden Sonnenmassen.

Aus welchen Teilchen diese Dunkle Materie besteht, ist derzeit noch nicht geklärt. Physiker suchen in Teilchenbeschleunigern wie dem Large Hadron Collider in Genf nach künstlich erzeugten Exemplaren von geeigneten Kandidatenteilchen; umgekehrt laufen Experimente, Teilchen der Dunklen Materie direkt nachzuweisen. Bislang hatte die Suche nach solchen Teilchen aber noch keinen Erfolg.

Zur astronomischen Allgemeinbildung gehört auch, zu wissen, dass es einige wenige Astronomen gibt, die die Befunde, die üblicherweise als Beleg für die Existenz von Dunkler Materie gesehen werden, stattdessen als Hinweise darauf sehen, dass das Gravitationsgesetz eine andere Form hat als die von Newton gefundene. Das zu wissen, ist insbesondere wichtig, um Pressemitteilungen wie "Schwerer Schlag für die Theorie der Dunklen Materie?" richtig einordnen zu können. Darin wird schlicht verschwiegen, dass die Pressemitteilung nicht von einer völlig ungeplanten Entdeckung berichtet, sondern Teil einer bereits länger andauernden wissenschaftlichen Kontroverse ist. In diesem Falle folgte schon kurz darauf eine weitere Veröffentlichung, die zu dem Schluss kam, das Ergebnis der ersten Studie basiere auf falschen Annahmen, die in die Analyse eingeflossen seien. Man muss da als Laie keine Partei ergreifen, sollte aber zumindest wissen, welche Themen kontrovers sind.

Ellipsen und Zwerge

Spiralgalaxien sind nicht die einzigen Galaxien dort draußen. Da gibt es zum Beispiel noch die ziemlich strukturlosen elliptischen Galaxien, Ansammlungen vor allem recht alter und daher gelblich-rötlicher Sterne wie im Bild unten die Galaxie ESO 325-G004 (Bild: NASA/ESA/Hubble Heritage Team [STScI/AURA]):

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In diesem Bild schauen wir nicht etwa auf eine strukturlose Scheibe, sondern mit großer Wahrscheinlichkeit auf eine nahezu kugelförmige, vielleicht etwas abgeplattete Sternverteilung. Einige der massereichsten Galaxien überhaupt gehören zu diesem seltenen Galaxientypus.

Am anderen Ende der Massenskala finden wir die Zwerggalaxien. Das sind kleine Spiralgalaxien, elliptische Galaxien, in vielen Fällen aber auch ungewöhnlich geformte, sogenannte irreguläre Galaxien, mit insgesamt einigen Hunderttausend bis einigen Milliarden Sternen. Hier ist ein Beispiel: die irreguläre Zwerggalaxie namens Barnards Galaxie, auch NGC 6822 genannt, einer der näheren Nachbarn unserer Milchstraße (Bild: ESO).

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So unterschiedlich die Galaxien von ihrer Erscheinungsform her auch sein mögen, eines scheinen so gut wie alle von ihnen gemeinsam zu haben:

Supermassereiche Schwarze Löcher

Im Zentrum so gut wie jeder nicht allzu kleinen Galaxie sitzt ein großes Schwarzes Loch, das ungleich mehr Masse besitzt als jene Schwarzen Löcher, die beim Kollaps von Sternen entstehen. Das sind die sogenannten supermassereichen Schwarzen Löcher.

altDas uns nächste Exemplar dieser Art ist gleichzeitig das am besten erforschte Schwarze Loch überhaupt: das im Zentrum unserer Heimatgalaxie, der Milchstraße. Zwei verschiedene Forschergruppen, eine um Reinhard Genzel am Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik in Garching, eine um Andrea Ghez von der University of California in Los Angeles, verfolgen seit mittlerweile 20 Jahren, wie sich die Sterne im Abstand von nur wenigen Lichttagen vom galaktischen Zentrum bewegen.

Die Animation oben (Bild: Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik) ist bereits etwas älteren Datums; inzwischen sind die Sternumlaufbahnen knapp doppelt solange verfolgt worden. Aus den Umlaufbahnen der Sterne lässt sich schließen, dass dort, wo in der Animation das rote Kreuz eingezeichnet ist, ein unsichtbares Objekt sehr geringer Ausdehnung und mit der Masse von vier Millionen Mal der Sonnenmasse sitzt. Aller Wahrscheinlichkeit nach ist dies ein supermassereiches Schwarzes Loch. Ein sehr kompakter Sternhaufen als Alternative beispielsweise wäre nicht langfristig stabil und müsste seinerseits zu einem Schwarzen Loch kollabieren.

Ähnliche Nachweise lassen sich auch in anderen Galaxien führen. Sie zeigen, das Schwarze Löcher in den Zentren zumindest aller größeren Galaxien die Regel zu sein scheinen.

Gelegentlich liest man in Presseberichten den Ausdruck "supermassives Schwarzes Loch". Das liegt nahe, da der englische Ausdruck "supermassive black hole" lautet; im deutschen hat massiv aber Assoziationen von "solide" und "fest", die hier wirklich nicht passen. Wie eine Reihe anderer Astronomen vermeide ich daher diesen Begriff zugunsten eben von "supermassereich".

Aktive Galaxien

Tatsächlich hatten supermassereiche Schwarze Löcher schon viel früher als mit dem direkten Nachweis in unserer Heimatgalaxie Einzug in die Astronomie gehalten. Vorausgegangen war eine Entdeckung seltsamer Radioquellen in den späten 1950er Jahren, deren Erscheinungsbild am Himmel genau wie das von Sternen punktförmig zu sein schien und deren Spektrum völlig anders war als das aller damals bekannten Himmelsobjekte. In den frühen 1960er Jahren gelang der Nachweis, dass es sich um weit entfernte Objekte handelte, zwischen einigen hundert Millionen und einigen Milliarden Lichtjahren von der Erde entfernt. (Die Entfernungsbestimmung erfolgte über die sogenannte Rotverschiebung der Objekte, die wir später noch kennenlernen werden.) Um bei so großer Entfernung noch so vergleichsweise hell auszusehen, mussten die Objekte gewaltige Energien freisetzen. Aber wie?

Wir hatten im Zusammenhang mit stellaren Schwarzen Löchern bereits erwähnt, dass der Einfall von Materie auf ein Schwarzes Loch einer der effektivsten Prozesse zur Freisetzung von Energie überhaupt ist. Die Astronomen begannen in Erwägung zu ziehen, dass genau solche Prozesse für die große Quasarleuchtkraft verantwortlich sind. Nach heutigem Stand handelt es sich bei Quasaren und verwandten Objekten tatsächlich um aktive Galaxienkerne, bei denen größere Mengen von Materie auf das zentrale supermassereiche Schwarze Loch zustürzen und sich in der oben schon erwähnten Akkretionsscheibe sammeln, die dadurch extrem heiß und daher extrem leuchtkräftig wird.

Auch bei solchen galaktischen Akkretionsscheiben können sich Jets bilden, die weit über die Heimatgalaxie des Schwarzen Lochs herausreichen können. Einmal mehr sind die Mechanismen dabei dieselben, die wir schon an mehreren anderen Stellen kurz erwähnt hatten, nämlich bei Mikroquasaren, Gammastrahlenausbrüchen und den Scheiben um junge Sterne.

In den Jets und dort, wo sie auf die intergalaktische Materie treffen (die eine sehr geringe Dichte besitzt) entsteht typischerweise beträchtliche Radiostrahlung. Die betreffenden aktiven Galaxien, die freilich recht selten sind, heißen dementsprechend auch Radiogalaxien. Als Beispiel zeigt die folgende Abbildung die Radiogalaxie Herkules A (Bild: NASA, ESA, S. Baum and C. O'Dea [RIT], R. Perley and W. Cotton [NRAO/AUI/NSF], and the Hubble Heritage Team [STScI/AURA]):

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Dieses Bild Bild ist, einmal mehr, ein Falschfarbenbild: Es zeigt in ein und derselben Abbildung sichtbares Licht (weiß) und Radiostrahlung (rosarot). Die Galaxie selbst, in der Mitte weißlich sichtbar, ist eine elliptische Galaxie mit einem Durchmesser von knapp einer halben Million Lichtjahren. Die beiden Radio-Jets, die offenbar in entgegen gesetzten Richtungen weit über die Galaxie hinausreichen, regen intergalaktische Materie bis in Entfernungen von jeweils rund einer Million Lichtjahren zum Leuchten an.

Aktive Galaxienkerne, insbesondere die Quasare, die im sichtbaren Licht in gleicher Weise punktförmig erscheinen wie Sterne, sind als extrem helle Objekte bis in große Distanzen sichtbar. Einige Astronomen verwenden sie, um die zwischen uns und einem fernen Quasar liegende Materie, die selbst nicht hinreichend hell leuchtet, aber einen Teil der Quasarstrahlung absorbiert, zu untersuchen.

Spiralen, Elliptische, Zwerggalaxien, Aktive Galaxien - das ist ein ziemlicher Zoo, und bislang ohne große Systematik. Etwas klarer sollten die Verhältnisse werden, wenn es darum geht, wie Galaxien entstehen und sich entwickeln. Das lässt sich aber am besten beschreiben, wenn es um die Geschichte unseres Kosmos als Ganzes geht, und bis wir an dem Punkt angelangt sind, fehlen noch ein paar weitere Bausteine.

Weiter geht es mit Teil 8: Kosmische Strahlung, Gravitationslinsen, großräumige Struktur

 


Ich danke Knud Jahnke, Carolin Liefke und Jakob Staude für hilfreiche Anmerkungen zu diesem Text.


2 Kommentare zu “Astronomisches Grundwissen 7: Die Milchstraße und andere Galaxien”

  1. Martin Holzherr Antworten | Permalink

    Milchstrasse: Viel gelernt

    Die Abbildung der Milchstrasse als Scheibe hat mir mit der Position der Sonne in dieser Scheibe erst bewusst gemacht, dass das, was wir als Sternbilder kennen durch unsere Nachbarsterne gebildet wird. Wären wir in einem Einzelstern ein paar tausend Lichtjahre ausserhalb unserer Milchstrasse beheimatet, wäre der Nachthimmel fast vollständig schwarz - bis auf die Milchstrasse.

    Interessant auch die Information über den Halo der Milchstrasse. Hier habe ich einen Widerspruch zur Information in der Wikipedia gefunden. In Halo (Astronomie) liest man:
    "Der Halo der Milchstraße hat einen Durchmesser von ungefähr 165.000 Lichtjahren."
    Das scheint ein Widerspruch zur Angabe im Text hier zu sein, wo man liest: "Im Halobereich gibt es bis zu Distanzen von einigen hunderttausend Lichtjahren ..."
    Auch zu den Temperaturangaben hier finde ich keine Entsprechung in der Wikipedia. In diesem Beitrag liest man:
    "Im Halo findet sich zunächst einmal sehr heißes, sehr dünnes Gas, hunderttausend oder sogar eine Million Kelvin (oder Grad Celsius, das macht bei solchen Zahlen wie gesagt keinen Unterschied) heiß"

    In der Wikipedia findet man nur gerade Angaben zur interstellaren Materie und bezüglich Temperatur liest man:
    "der Temperaturbereich erstreckt sich von 20 bis 50 Kelvin in Molekülwolken oder Infrarot-Cirrus bis zu mehreren Millionen Kelvin in koronalem Gas"

    Dass es im Halo - also tausende von Lichtjahren von der eigentlichen Galaxie entfernt -, ein Gas mit Temperaturen von hunderttausenden Kelvin geben soll, erstaunt. Es müsste doch sehr schnell durch Abstrahlung auskühlen gibt es doch keine Wärmequelle dort draussen.

  2. Herr Senf Antworten | Permalink

    Zahlenvergleich, Hallo Dr. Pössel

    Erstmal vielen Dank für die nette Serie, aber ich habe "Gewichtsprobleme". Leider sind die Literaturangaben der letzten Jahre auch nicht eindeutig.
    Nimmt man die Keplerbahn der Sonne, hätten wir eine eingeschlossene Masse von etwa 100 Mrd Sonnenmassen, die Scheibenmasse wäre dann geschätzt 200 Mrd. Etwa 95% entfallen auf Sterne und 5% auf Gas(Staub), also die leuchtende Materie. Das Verhältnis zur Dunklen Materie beträgt 17/83%, also etwa 1000 Mrd Sonnenmassen für die DM, wobei sich diese bis zur Sonnenbahn kaum auf die Rotationskurve auswirkt.
    Im Beitrag wird die Sternenmasse mit "nur" 64 Mrd beziffert.
    Irritationen löst bei Laien häufig die Angabe 17/83% aus, also 5mal mehr DM, obwohl man selbst nicht mehr wiegt.
    Dazu sollte man für's Basiswissen aufklären, daß die DM nicht klumpt und sich über die Milchstraße und das Halo verteilt. Die Dichte in Sonnennähe beträgt lediglich 1kg DM auf das Volumen der Erdkugel, so siehts anschaulicher aus.
    Für die Didaktik unter DM vielleicht noch ein paar kleine Ergänzungen bringen?

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