Milchstrasse

So könnte sich die Milchstraße einem äußeren Betrachter darstellen. Man beachte den zentralen Balken. Die im Licht der H-α-Linie des Wasserstoffs rot leuchtenden Bereiche in den Spiralarmen sind Sternentstehungsgebiete.

Die Milchstraße ist die bandförmige Aufhellung am Nachthimmel, die als hervortretende Symmetrieebene des Milchstraßensystems nahezu längs eines Großkreises die Himmelskugel umspannt. Der Begriff steht gelegentlich auch als abkürzende Bezeichnung für das Milchstraßensystem selbst, auch Galaxis genannt. Das Sternensystem vom Typ einer Balkenspiralgalaxie ist die Heimat des Sonnensystems. Andere extragalaktische Sterneninseln werden Galaxie genannt.

Geschichte und Herkunft des Namens

Jacopo Tintoretto: Die Entstehung der Milchstraße, 1575

Die Milchstraße am Nachthimmel, abgebildet ist die Region zwischen Deneb (unterhalb Bildmitte) und Kassiopeia (oben rechts). Ein Teil wird von der Silhouette eines Baums verdeckt.

Den Namen Milchstraße trägt unser Sternsystem, weil es von der Erde aus wie ein quer über das Firmament gesetzter milchiger Pinselstrich erscheint. Dass dieses weiße Band sich in Wirklichkeit aus Milliarden von Sternen zusammensetzt, wurde erst 1609 von Galileo Galilei erkannt, der die Erscheinung als Erster durch ein Fernrohr betrachtete.

Schon im Altertum war die Milchstraße als heller, schmaler Streifen am Nachthimmel bekannt. Ihr altgriechischer Name galaxias (γαλαξίας) – von dem auch der heutige Fachausdruck „Galaxis“ stammt – ist von dem Wort gala (γάλα, Milch) abgeleitet. ^[1] Wie dem deutschen Wort „Milchstraße“ liegt also auch dem altgriechischen Begriff das „milchige“ Aussehen zugrunde.

Eine antike griechische Sage versucht diesen Begriff mythologisch zu erklären: danach habe Zeus seinen Sohn Herakles, den ihm die sterbliche Frau Alkmene geschenkt hatte, an der Brust seiner göttlichen Frau Hera trinken lassen, als diese schlief. Herakles sollte auf diese Weise göttliche Kräfte erhalten. Aber er saugte so ungestüm, dass Hera erwachte und den ihr fremden Säugling zurückstieß; dabei wurde ein Strahl ihrer Milch über den ganzen Himmel verspritzt.

Einer germanischen Sage zufolge erhielt die Milchstraße nach dem Gott des Lichtes, Heimdall, auch Iring genannt, den Namen Iringsstraße (laut Felix Dahn, Walhall – germanische Götter- und Heldensagen). Die afrikanischen San gaben der Milchstraße den Namen „Rückgrat der Nacht“.

Zur ersten Vorstellung der Scheibenform der Milchstraße gelangte bereits Wilhelm Herschel im Jahr 1785 aufgrund systematischer Sternzählungen (Stellarstatistik). Diese Methode konnte aber nicht zu einem realistischen Bild führen, da das Licht weiter entfernter Sterne stark durch interstellare Staubwolken abgeschwächt wird, ein Effekt, dessen wahre Bedeutung erst in der ersten Hälfte des 20. Jahrhunderts vollständig erfasst wurde. Durch Untersuchungen zur Verteilung der Kugelsternhaufen im Raum gelangte Harlow Shapley 1919 zu realistischen Abschätzungen der Größe der Milchstraße und zu der Erkenntnis, dass die Sonne nicht – wie bis dahin, z. B. von Jacobus Kapteyn, angenommen – im Zentrum der Galaxis sitzt, sondern eher an deren Rand. Edwin Hubbles Messungen der Entfernungen von Spiralnebeln zeigten, dass diese außerhalb der Milchstraße liegen und tatsächlich wie diese eigenständige Galaxien sind.

Erscheinungsbild

Das Band der Milchstraße erstreckt sich als unregelmäßig breiter, schwach milchig-heller Streifen über dem Firmament. Seine Erscheinung rührt daher, dass in ihm mit bloßem Auge keine Einzelsterne wahrgenommen werden, sondern eine Vielzahl lichtschwacher Sterne der galaktischen Scheibe und des Bulges (in Richtung des galaktischen Zentrums). Um es zu sehen, sind sehr gute Beobachtungsbedingungen nötig, wie klare Luft und keine Lichtverschmutzung durch künstliche Lichtquellen innerhalb einiger Kilometer um den Beobachtungsort. Darüber hinaus gehören alle der maximal 6000 mit bloßem Auge sichtbaren Sterne am Nachthimmel zum Milchstraßensystem.

Das Milchstraßenband verläuft unter anderem durch die Sternbilder Schütze (in dieser Richtung liegt auch das galaktische Zentrum), Adler, Schwan, Kassiopeia, Perseus, Fuhrmann, Zwillinge, Orion, Kiel des Schiffs, Zentaur, Kreuz des Südens und Skorpion. Die Milchstraßenebene ist gegenüber dem Himmelsäquator um einen Winkel von etwa 63° gekippt.

Astronomen verwenden gelegentlich ein spezielles, an die Geometrie der Milchstraße angepasstes galaktisches Koordinatensystem, bestehend aus Länge l und Breite b. Die galaktische Breite beträgt 0° in der Ebene der Milchstraße, +90° am galaktischen Nordpol und −90° am galaktischen Südpol. Die galaktische Länge, die ebenfalls in Grad angegeben wird, hat ihren Ursprung (l = 0°) in Richtung des galaktischen Zentrums und nimmt nach Osten hin zu.

Aufbau der Galaxis

Allgemeine Struktur

Infrarotaufnahme der Milchstraße durch den Satelliten COBE. Scheibe und zentrale Ausbeulung sind erkennbar.

Die Erforschung der Struktur der Milchstraße ist schwieriger als die der Strukturen anderer Galaxien, da Beobachtungen nur von einem Punkt innerhalb der Scheibe gemacht werden können. Wegen der erwähnten Absorption sichtbaren Lichts durch interstellaren Staub ist es nicht möglich, durch visuelle Beobachtungen ein vollständiges Bild der Milchstraße zu erhalten. Große Fortschritte wurden erst gemacht, als Beobachtungen in anderen Wellenlängenbereichen, insbesondere im Radio- und im Infraroten möglich wurden. Dennoch sind viele Details im Aufbau der Milchstraße noch nicht bekannt.

Das Milchstraßensystem wurde früher als vier- oder fünfarmig betrachtet, nun gilt sie als zweiarmige Balkenspiralgalaxie. Sie besteht aus etwa 100 bis 300 Milliarden Sternen und großen Mengen interstellarer Materie, die nochmals 600 Millionen bis einige Milliarden Sonnenmassen ausmacht (Die Anzahl der Sterne und damit auch die Gesamtmasse unserer Galaxis kann auf Basis gewisser Berechnungen und Beobachtungen nur geschätzt werden, woraus sich der große Toleranzbereich der Zahlen ergibt). Die Masse dieses inneren Bereichs der Galaxis wird mit ungefähr 3,6 × 10⁴¹ kg veranschlagt. Ihre Ausdehnung in der galaktischen Ebene beträgt etwa 100.000 Lichtjahre (30 kpc), die Dicke der Scheibe etwa 3000 Lichtjahre (920 pc) und die der zentralen Ausbauchung (engl. Bulge) etwa 16.000 Lichtjahre (5 kpc). Die Angaben der Dicke müssen aber eventuell noch bis zum Doppelten nach oben korrigiert werden, wie der australische Wissenschaftler Bryan Gaensler und sein Team im Januar 2008 äußerten.^[2][3] Aus der Bewegung interstellaren Gases und der Sternverteilung im Bulge ergibt sich für diesen eine längliche Form. Dieser Balken bildet mit der Verbindungslinie des Sonnensystems zum Zentrum der Milchstraße einen Winkel von 45°. Die Milchstraße ist also vermutlich eine Balkenspiralgalaxie vom Hubble-Typ SBc. Gemäß einer Bestimmung mithilfe des Infrarot-Weltraumteleskops Spitzer ist die Balkenstruktur mit einer Ausdehnung von 27.000 Lichtjahren überraschend lang.

Basierend auf der bekannten Umlaufzeit der Sonne und ihrem Abstand vom galaktischen Zentrum kann nach dem dritten Keplerschen Gesetz zumindest die Gesamtmasse berechnet werden, die sich innerhalb der Sonnenbahn befindet. ^[4] Die Gesamtmasse der Milchstraße wird auf etwa 1,0 bis 1,9 Billionen Sonnenmassen geschätzt^[5][6], damit ist sie neben dem Andromedanebel die massereichste Galaxie der Lokalen Gruppe (vgl. Andromedanebel: 1,2 Billionen Sonnenmassen).

Galaktischer Halo

Umgeben ist die Galaxis vom kugelförmigen galaktischen Halo mit einem Durchmesser von etwa 165.000 Lichtjahren (50 kpc), einer Art von galaktischer „Atmosphäre“. In ihm befinden sich neben den etwa 150 Kugelsternhaufen nur weitere alte Sterne, darunter RR Lyrae-Veränderliche, und Gas sehr geringer Dichte. Ausnahme sind die heißen Blue Straggler-Sterne. Dazu kommen große Mengen Dunkle Materie mit etwa 1 Billion Sonnenmassen, darunter auch so genannte MACHOs. Anders als die galaktische Scheibe ist der Halo weitgehend staubfrei und enthält fast ausschließlich Sterne der älteren, metallarmen Population II, deren Orbit sehr stark gegen die galaktische Ebene geneigt ist.

Galaktische Scheibe

Der Großteil der Sterne innerhalb der Galaxis ist annähernd gleichmäßig auf die galaktische Scheibe verteilt. Sie enthält im Gegensatz zum Halo vor allem Sterne der Population I, welche sich durch einen hohen Anteil schwerer Elemente auszeichnen.

Spiralarme

Teil der Scheibe sind auch die für unsere Milchstraße charakteristischen Spiralarme. In den Spiralarmen befinden sich enorme Ansammlungen von Wasserstoff und auch die größten HII-Regionen, die Sternentstehungsgebiete der Galaxis. Daher befinden sich dort auch viele Protosterne, junge Sterne des T-Tauri-Typs und Herbig-Haro-Objekte. Während ihrer Lebenszeit bewegen sich Sterne von ihren Geburtsstätten weg und verteilen sich auf die Scheibe. Besonders massereiche und leuchtkräftige Sterne entfernen sich allerdings aufgrund ihrer kürzeren Lebensdauer nicht so weit von den Spiralarmen, weswegen diese hervortreten. Daher gehören zu den dort befindlichen stellaren Objekten vor allem Sterne der Spektralklassen O und B, Überriesen und Cepheiden, alle jünger als 100 Millionen Jahre. Sie stellen jedoch nur etwa ein Prozent der Sterne in der Milchstraße. Der größte Teil der Masse der Galaxis besteht aus alten, massearmen Sternen. Der „Zwischenraum“ zwischen den Spiralarmen ist also nicht leer, sondern ist einfach nur weniger leuchtstark.

Schema der beobachteten Spiralarme unseres Milchstraßensystems (siehe Text).

Die Spiralstruktur der Galaxis konnte durch die Beobachtung der Verteilung von neutralem Wasserstoff bestätigt werden. Die entdeckten Spiralarme wurden nach den in ihrer Richtung liegenden Sternbildern benannt.

Die Zeichnung rechts stellt den Aufbau der Milchstraße schematisch dar. Das Zentrum ist im sichtbaren Licht nicht direkt beobachtbar, ebenso wie der hinter ihm liegende Bereich. Die Sonne (gelber Kreis) liegt zwischen den Spiralarmen Sagittarius und Perseus, auf dem lokalen Arm, auch Orionarm genannt. Vermutlich ist dieser Arm nicht vollständig, siehe braune Linie in der Abbildung. Im Verhältnis zu dieser unmittelbaren Umgebung bewegt sich die Sonne mit etwa 30 km/s in Richtung des Sternbildes Herkules. Der innerste Arm ist der Norma-Arm (auch 3-kpc-Arm), der äußerste (nicht in der Abbildung) ist der so genannte Cygnus-Arm, welcher vermutlich die Fortsetzung des Scutum-Crux-Arms ist.

Wissenschaftler der Universität von Wisconsin veröffentlichten im Juni 2008 Auswertungen von Infrarotaufnahmen des Spitzer-Teleskopes, die die Milchstraße nun als zweiarmige Galaxie darstellen. Sagittarius und Norma sind in dieser Darstellung nur noch als dünne Nebenarme erkenntlich.^[7]

Die Entfernung zu W3OH, einem Sternentstehungsgebiet im Perseus-Arm (blaues Kreuz) konnte mittels Triangulierung und VLBA direkt gemessen werden. Sie beträgt 6357 ± 130 Lichtjahre.^[8] Die Messung basiert auf einem VLBA mit einer Basislänge von ca. 8000 km bei einer Radiofrequenz von 12 GHz.

Benennungen der Spiralarme

Standardname	Alternativer Name	Astronomisch
Norma-Arm	3-kpc-Arm (-Ring)	keine
Scutum-Crux-Arm	Centaurus-Arm	-II
Sagittarius-Arm	Sagittarius-Carina-Arm	-I
Orion-Arm	Lokaler Arm	0
Perseus-Arm	kein	+I
Cygnus-Arm	Äußerer Arm	+II

Die Milchstraße in Richtung des Sagittarius-Arms, rechts der Eta-Carinae-Nebel NGC 3372, eine HII-Region

Welche Prozesse für die Entstehung der Spiralstruktur verantwortlich sind, ist bislang noch nicht eindeutig geklärt. Jedoch ist klar, dass die zu den Spiralarmen gehörigen Sterne keine starre Struktur darstellen, die sich in Formation um das Milchstraßenzentrum dreht. Wäre dies der Fall, würde sich die Spiralstruktur der Milchstraße und anderer Spiralgalaxien, aufgrund der unterschiedlichen Bahngeschwindigkeiten, innerhalb relativ kurzer Zeit aufwickeln und unkenntlich werden. Eine Erklärung bietet die Dichtewellentheorie, nach der die Spiralarme Zonen erhöhter Materiedichte und Sternentstehung sind, die sich unabhängig von den Sternen durch die Scheibe bewegen. Die durch die Spiralarme verursachten Störungen in den Bahnen der Sterne können zu Lindblad-Resonanzen führen.

Sterne der galaktischen Scheibe

Die zur Population I zählenden Sterne der galaktischen Scheibe lassen sich mit zunehmender Streuung um die Hauptebene und Alter in drei Unterpopulationen einteilen. Die so genannte „Thin Disk“ in einem Bereich von 700 bis 800 Lichtjahren über und unterhalb der galaktischen Ebene enthält neben den oben genannten leuchtkräftigen Sternen der Spiralarme, die sich nur maximal 500 Lichtjahre von der Ebene entfernen, Sterne der Spektralklassen A und F, einige Riesen der Klassen A, F, G und K, sowie Zwergsterne der Klassen G, K und M und auch einige Weiße Zwerge. Die Metallizität dieser Sterne ist vergleichbar mit der der Sonne, meist aber auch doppelt so hoch, ihr Alter liegt bei etwa einer Milliarde Jahren.

Eine weitere Gruppe ist die der mittelalten Sterne (Alter bis zu fünf Milliarden Jahre). Dazu zählen die Sonne und weitere Zwergsterne der Spektraltypen G, K und M, sowie einige Unter- und Rote Riesen. Der Metallgehalt ist hier deutlich geringer mit nur etwa 50 bis 100 Prozent dessen der Sonne. Auch ist die Bahnexzentrizität der galaktischen Orbits dieser Sterne höher und sie befinden sich nicht weiter als 1500 Lichtjahre über oder unterhalb der galaktischen Ebene.

Zwischen maximal 2500 Lichtjahren ober- und unterhalb der Hauptebene erstreckt sich die „Thick Disk“. Dort befinden sich rote K- und M-Zwerge, Weiße Zwerge, sowie einige Unterriesen und Rote Riesen, aber auch langperiodische Veränderliche. Ihr Alter erreicht bis zu zehn Milliarden Jahre und sie sind vergleichsweise metallarm (etwa ein Viertel der Sonnenmetallizität). Diese Population ähnelt auch vielen Sternen im Bulge.

Die galaktische Scheibe ist nicht vollkommen gerade, durch gravitative Wechselwirkung mit den Magellanschen Wolken ist sie leicht in deren Richtung gebogen.

Zentrum

Ein 900 Lichtjahre breiter Ausschnitt der Zentralregion der Milchstraße

Hauptartikel Galaktisches Zentrum

Das Zentrum der Milchstraße liegt im Sternbild Schütze und ist hinter dunklen Gaswolken verborgen, so dass es im sichtbaren Licht nicht direkt beobachtet werden kann. Beginnend in den 1950er Jahren ist es gelungen, im Radiowellenbereich sowie mit Infrarotstrahlung und Röntgenstrahlung zunehmend detailreichere Bilder aus der nahen Umgebung des galaktischen Zentrums zu gewinnen. Man hat dort eine starke Radioquelle entdeckt, bezeichnet als Sagittarius A* (Sgr A*), die aus einem sehr kleinen Gebiet strahlt. Diese Massenkonzentration wird von einer Gruppe von Sternen in einem Radius von weniger als einem halben Lichtjahr mit einer Umlaufzeit von etwa 100 Jahren, sowie einem Schwarzen Loch mit 1300 Sonnenmassen in drei Lichtjahren Entfernung umkreist. Der dem zentralen Schwarzen Loch am nächsten liegende Stern S2 umläuft das galaktische Zentrum in einer Entfernung von etwa 17 Lichtstunden in einem Zeitraum von nur 15,2 Jahren. Seine Bahn konnte inzwischen über einen vollen Umlauf hinweg beobachtet werden. Aus den Beobachtungen der Bewegungen der Sternes des zentralen Sternhaufens ergibt sich, dass sich innerhalb dieser Region von 15,4 Millionen km Durchmesser eine Masse von geschätzten 4,31 Millionen Sonnenmassen befinden muss.^[9] Die plausibleste und einzige mit allen Beobachtungen konsistente Erklärung für diese große Massenkonzentration ist die Anwesenheit eines Schwarzen Lochs.

Größenvergleich

Man bekommt eine anschauliche Vorstellung von der Größe unserer Galaxis mit ihren 100 bis 300 Milliarden Sternen, wenn man sie sich im Maßstab 1:10¹⁷ verkleinert als Schneetreiben auf einem Gebiet von 10 km Durchmesser und einer Höhe von etwa 1 km im Mittel vorstellt. Jede Schneeflocke entspricht dabei einem Stern und es gibt etwa drei Stück pro Kubikmeter. Unsere Sonne hätte in diesem Maßstab einen Durchmesser von etwa 10 nm, wäre also kleiner als ein Virus. Selbst die Plutobahn läge mit einem Durchmesser von 0,1 mm an der Grenze der visuellen Erkennbarkeit. Pluto selbst hätte ebenso wie die Erde lediglich atomare Dimension. Damit demonstriert dieses Modell auch die ungeheuer geringe Massendichte im Kosmos.

Fotomosaik des gesamten Milchstraßenbandes

Lage der Sonne im Milchstraßensystem

Die hellsten Sterne in der Umgebung der Sonne (entfernungstreue Abbildung mit Rektaszension; Deklination vernachlässigt)

Die direkte Umgebung der Sonne (ca. 2200 Lj. x 1800 Lj.)

Die Sonne umkreist das Zentrum des Milchstraßensystems in einem Abstand von 25.000 bis 28.000 Lichtjahren (7,94 ± 0,42 kpc)^[10] und befindet sich nördlich der Mittelebene der galaktischen Scheibe innerhalb des Orion-Arms, in einem weitgehend staubfreien Raumgebiet, das als „Lokale Blase“ bekannt ist. Für einen Umlauf um das Zentrum der Galaxis, ein so genanntes galaktisches Jahr, benötigt sie 220 bis 240 Millionen Jahre, was einer Rotationsgeschwindigkeit von etwa 220 km/s entspricht. Die Erforschung dieser Rotation ist mittels der Eigenbewegung und der Radialgeschwindigkeit vieler Sterne möglich; aus ihnen wurden um 1930 die Oortschen Rotationsformeln abgeleitet. Heutzutage kann auch die durch die Umlaufbewegung des Sonnensystems bedingte scheinbare Bewegung des Milchstraßenzentrums gegenüber Hintergrundquellen direkt beobachtet werden, so dass die Umlaufgeschwindigkeit des Sonnensystems unmittelbar messbar ist.^[11] Neuere Messungen haben eine Umlaufgeschwindigkeit von ca. 267 km/s ergeben.^[12]

Das Sonnensystem umläuft das Milchstraßenzentrum nicht auf einer ungestörten ebenen Keplerbahn. Die in der Milchstraßenscheibe verteilte Masse übt eine starke Störung aus, so dass die Sonne zusätzlich zu ihrer Umlaufbahn um das Zentrum auch regelmäßig durch die Scheibe auf und ab oszilliert. Die Scheibe durchquert sie dabei etwa alle 30 bis 45 Millionen Jahre einmal^[13]. Vor ca. 1,5 Millionen Jahren hat sie die Scheibe in nördlicher Richtung passiert und befindet sich jetzt etwa 65 Lichtjahre (ca. 20 pc)^[14] über ihr. Die größte Entfernung wird etwa 250 Lichtjahre (80 pc) betragen, dann kehrt sich die Bewegung wieder um.^[13]

Größere datierbare Krater auf der Erde sowie erdgeschichtliche Massenaussterben scheinen eine Periodizität von 34 bis 37 Millionen Jahren aufzuweisen, was auffällig mit der Periodizität der Scheibenpassagen übereinstimmt. Möglicherweise stören während einer Scheibendurchquerung die in Scheibennähe stärker werdenden Gravitationsfelder die Oortsche Wolke des Sonnensystems, so dass eine größere Anzahl von Kometen ins innere Sonnensystem gelangt und die Anzahl schwerer Impakte auf der Erde zunimmt. Die betreffenden Perioden sind jedoch bisher nicht genau genug bekannt, um definitiv einen Zusammenhang festzustellen;^[13] neuere Ergebnisse (Scheibendurchgang alle 42 ± 2 Millionen Jahre) sprechen eher dagegen.^[15]

Umgebung

Unmittelbare Nachbarschaft

Begleitergalaxien der Milchstraße

Um das Milchstraßensystem herum sind einige Zwerggalaxien versammelt. Die bekanntesten davon sind die Große und die Kleine Magellansche Wolke, mit denen die Milchstraße über eine etwa 300.000 Lichtjahre lange Wasserstoffgasbrücke, den Magellanschen Strom, verbunden ist.

Die dem Milchstraßensystem am nächsten gelegene Galaxie ist der Canis-Major-Zwerg, mit einer Entfernung von 42.000 Lichtjahren vom Milchstraßenzentrum und 25.000 Lichtjahren von unserem Sonnensystem. Die Zwerggalaxie wird zur Zeit von den Gezeitenkräften der Milchstraße auseinandergerissen und hinterlässt dabei ein Filament aus Sternen, das sich um die Milchstraße windet, den so genannten Monoceros-Ring. Ob es sich dabei allerdings tatsächlich um die Überreste einer Zwerggalaxie oder um eine zufällige, projektionsbedingte Häufung handelt, ist derzeit noch nicht sicher. Andernfalls wäre die 50.000 Lichtjahre vom galaktischen Zentrum entfernte Sagittarius-Zwerggalaxie die nächste Galaxie, die ebenfalls gerade durch die Milchstraße einverleibt wird.

Die Milchstraße verleibt sich beständig Zwerggalaxien ein und nimmt dadurch an Masse zu. Während der Verschmelzung hinterlassen die Zwergsysteme Ströme aus Sternen und interstellarer Materie, die durch die Gezeitenkräfte der Milchstraße aus den kleinen Galaxien herausgerissen werden (siehe auch: Wechselwirkende Galaxien). Dadurch entstehen Strukturen wie der Magellansche Strom, der Monoceros-Ring und der Virgo-Strom, sowie die anderen Hochgeschwindigkeitswolken in der Umgebung unserer Galaxis.

Lokale Gruppe

Mit der Andromeda-Galaxie und einigen anderen kleineren Galaxien bildet die Milchstraße die Lokale Gruppe, wobei die Milchstraße die massereichste Galaxie darunter ist, obwohl sie nicht die größte Ausdehnung besitzt. Die Lokale Gruppe ist Bestandteil des Virgo-Superhaufens, der nach dem Virgohaufen in seinem Zentrum benannt ist. Auf diesen bewegt sich die Lokale Gruppe zu. Der lokale Superhaufen strebt mit anderen Großstrukturen dem Shapley-Superhaufen entgegen (die frühere Annahme, Ziel dieses Strebens sei der Große Attraktor, ist überholt).^[16]

Die Andromeda-Galaxie ist eine der wenigen Galaxien im Universum, deren Spektrum eine Blauverschiebung aufweist: Die Andromeda-Galaxie und die Milchstraße bewegen sich mit einer Geschwindigkeit von 120 km/s aufeinander zu. Allerdings gibt die Blauverschiebung nur Aufschluss über die Geschwindigkeitskomponente parallel zur Verbindungslinie Andromeda–Milchstraße, während die Komponente senkrecht zu dieser Linie unbekannt ist. Vermutlich werden die beiden Galaxien in etwa drei Milliarden Jahren zusammenstoßen und zu einer größeren Galaxie verschmelzen. Für den Ablauf der Kollision können mangels Kenntnis der Raumgeschwindigkeiten und wegen der Komplexität der beim Zusammenstoß ablaufenden Prozesse nur Wahrscheinlichkeitsaussagen gemacht werden. Dazu kommen Computersimulationen zum Einsatz.^[17] Nach der Verschmelzung der beiden Galaxien wird das Endprodukt voraussichtlich eine massereiche elliptische Galaxie sein. Als Name für diese Galaxie wurde „Milkomeda“ vorgeschlagen, eine Verschmelzung des englischen Milky Way und Andromeda.^[17]

Alter

Messungen aus dem Jahre 2004 zufolge ist das Milchstraßensystem etwa 13,6 Milliarden Jahre alt. Die Genauigkeit dieser Abschätzung, die das Alter anhand des Berylliumanteils einiger Kugelsternhaufen bestimmt, wird mit etwa 800 Millionen Jahren angegeben.

Siehe auch

• Liste der Satellitengalaxien der Milchstraße
• Liste der hellsten Sterne (die Sterne gehören alle zur Milchstraße)
• Liste der nächsten Sterne (die Sterne gehören alle zur Milchstraße)

Literatur

• Cuno Hoffmeister: Der Aufbau der Galaxis. Akademie-Verlag, Berlin 1966
• Nigel Henbest, Heather Couper: Die Milchstraße. Birkhäuser Verlag, 1996, ISBN 3-7643-5235-3
• Dossier 4/2003. Milchstraße. Spektrum der Wissenschaft, 2003, ISBN 3-936278-38-5. 
• Dieter B. Herrmann: Die Milchstraße - Sterne, Nebel, Sternsysteme. Kosmos, Stuttgart 2003, ISBN 3-440-09409-X
• Uwe Reichert: Unsere kosmische Heimat - das neue Bild der Milchstrasse. Sterne und Weltraum Special; 2006,1, Spektrum-der-Wiss.-Verl. Heidelberg 2006, ISBN 978-3-938639-45-0
• Dan Clemens, (et al.): Milky way surveys - the structure and evolution of our galaxy. Astronomical Soc. of the Pacific, San Francisco 2004, ISBN 1-58381-177-X

Weblinks

• Wie ist unsere Milchstraße aufgebaut?, Flash-Video aus der Fernsehsendung alpha-Centauri (JavaScript benötigt)

• Die Milchstraße
• The Milky Way Galaxy
• Die Milchstraße im Universum
• Über den Perseus-Arm
• die milchstraße | geschichte unserer galaxis

Einzelnachweise

1. ↑ Friedrich Kluge, Elmar Seebold: Etymologisches Wörterbuch der deutschen Sprache, 24. Aufl., de Gruyter, 2002, S. 326
2. ↑ B. M. Gaensler, G. J. Madsen, S. Chatterjee, S. A. Mao: The Scale Height and Filling Factor of Warm Ionized Gas in the Milky Way. In: Bulletin of the American Astronomical Society. 39, Nr. 4, 2007, S. 762 (Abstract). 
3. ↑ Markus C. Schulte von Drach, : Die Milchstraße. Dicker als gedacht. sueddeutsche.de, 22.02.2008 – Artikel der SDZ über neueste Forschungen von Bryan Gaensler und seinem Team.
4. ↑ Hans Joachim Störig: Knaurs moderne Astronomie, Droemer Knaur, München, 1992, S. 197
5. ↑ MPIA: [1]
6. ↑ Keine kleine Schwester mehr: Milchstraße zieht mit Andromeda gleich
7. ↑ Artikel auf science.orf.at
8. ↑ Galaktische Vermessungstechniker, pro-physik.de, 20.12.2005
9. ↑ S. Gillessen et al.: Monitoring Stellar Orbits Around the Massive Black Hole in the Galactic Center. In: Astroph. Journ.. 692, 2009, S. 1075-1109 (doi:10.1088/0004-637X/692/2/1075). 
10. ↑ F. Eisenhauer, R. Schödel, R. Genzel, T. Ott, M. Tecza, R. Abuter, A. Eckart, T. Alexander: A Geometric Determination of the Distance to the Galactic Center. In: The Astrophysical Journal. 597, Nr. 2, 2003, S. L121-L124 (doi:10.1086/380188) (Abstract)). 
11. ↑ M. J. Reid, A. C. S. Readhead, R. C. Vermeulen, R. N. Treuhaft: The Proper Motion of Sagittarius A*. I. First VLBA Results. In: The Astrophysical Journal. 524, Nr. 2, 1999, S. 816-823 (doi:10.1086/307855) (Abstract). 
12. ↑ Artikel auf AstroNews.com, VLBA, Milchstraße massereicher als gedacht, 06.01.2009
13. ↑ ^{a b c} J. J. Matese, K. A. Innanen, M. J. Valtonen:Variable Oort cloud flux due to the Galactic tide. In: Collisional processes in the solar system, ed. by M.Ya. Marov and H. Rickman, Astrophysics and space science library, Vol. 261, Dordrecht: Kluwer Academic Publishers, ISBN 0-7923-6946-7, 2001, S. 91–102 (PDF, 258 KB)
14. ↑ B. C. Reed: The Sun's Displacement from the Galactic Plane from Spectroscopic Parallaxes of 2500 OB Stars. In: Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 100, Nr. 4, 2006, S. 146–148 (arXiv:astro-ph/0507655). 
15. ↑ O. Bienaymé, C. Soubiran, T. V. Mishenina, V. V. Kovtyukh, A. Siebert: Vertical distribution of Galactic disk stars. In: A&A. 446, 2006, S. 933-942 (doi:10.1051/0004-6361:20053538) (Abstract). 
16. ↑ Galaxienkonzentration weit hinter dem »Großen Attraktor« zieht an der Milchstraße
17. ↑ ^{a b} T. J. Cox, A. Loeb: The collision between the Milky Way and Andromeda, MNRAS 386, 461 (2008) [2]