Aufbau des Milchstraßensystems

Das Milchstraßensystem hat die Form einer flachen Scheibe mit spiralförmigen Armen und einer Verdickung in der Mitte. Der Durchmesser dieser Scheibe beträgt etwa 120.000 Lichtjahre. Ein Lichtstrahl der sich mit 300.000 Kilometer in einer Sekunde bewegt, würde etwa 120.000 Jahre brauchen, um diese Scheibe einmal zu duchqueren! Die Anzahl aller Sterne im Milchstraßensystem wird auf etwa 200 Milliarden geschätzt.

Gestalt

In älterer Literatur wird das Milchstraßensystem als typische Spiralgalaxie angegeben. Das ist aber mittlerweile Geschichte. Im Jahr 2005 haben Beobachtungen mit dem Weltraumteleskop Spitzer gezeigt, dass unser Milchstraßensystem im Zentrum eine etwa 27.000 Lichtjahre lange Balkenstruktur besitzt. Damit ist das Milchstraßensystem eine Balkenspirale! Die genaue Klassifikation ist SB(s)c.

Wie alle Spiral- und Balkenspiralgalaxien besteht auch das Milchstraßensystem aus drei grundsätzlichen Komponenten:

• Dem Kern (Bulge)
• Einer ausgedehnten Scheibe mit den Spiralarmen
• Dem Außenbereich (Halo)

Kern

Das Milchstraßensystem hat ein längliches Zentrum, auch Bulge genannt. Hier findet man vor allem ältere und rötlich leuchtende Sterne, die zur sogenannten Population II gehören. Allerdings ist das Zentrum im optischen Bereich nicht zu sehen, da es hinter dichten Gas- und Staubwolken verborgen liegt. Messungen in anderen Wellenbereichen haben gezeigt, dass sich im Kern ein sehr massives Objekt auf kleinem Raum befindet, ein schwarzes Loch.

Scheibe und Spiralarme

An den Kern des Milchstraßensystems schließt sich eine ausgedehnte rotierende Scheibe an, welche die typischen Spiralarme zeigt. Man bezeichnet sie auch als galaktische Scheibe.

Innerhalb der Scheibe des Milchstraßensystems findet man Gas- und Staubmassen sowie viele junge, massive Sterne, die in einem bläulichen Licht leuchten und zur sogenannten Population I gehören. Sie regen durch ihr ultraviolettes Licht das Gas in den Spiralarme teilweise zum Leuchten an. Und genau dieses leuchtende Gas ist es, was die Spiralarme auf den Fotos von anderen Galaxien so deutlich hervortreten läßt! Genaueres zu der Entstehung von Spiralarmen findet man hier.

Sterne werden anhand ihrer Metallizität in drei Populationen eingeteilt:

Population I	metallreich	Sterne in der galaktischen Scheibe
Population II	metallarm	Sterne im galaktischen Zentrum und im Halo
Population III	metallfrei	Sterne der ersten Generation (nach dem Urknall)

Die zur Population I gehörenden Sterne der galaktischen Scheibe lassen sich in drei Unterpopulationen einteilen:

Die sogenannte dünne Scheibe (Thin Disk) erstreckt sich etwa 700 Lichtjahre ober- und unterhalb der galaktischen Ebene. Sie enthält Sterne mit einer hohen Metallizität (bis zu 200 Prozent der Sonne) und einem Alter bis etwa 1 Milliarde Jahren.

Bis zu einem Abstand von etwa 1500 Lichtjahren ober- und unterhalb der galaktischen Ebene findet man mittelalte Sterne mit einem Alter bis etwa 5 Milliarden Jahren. Darunter ist auch die Sonne. Diese Sterne haben Metallizitäten zwischen 50 und 100 Prozent der Sonne.

Die sogenannte dicke Scheibe (Thick Disk) erstreckt sich bis zu einem Abstand von etwa 2500 Lichtjahren ober- und unterhalb der galaktischen Ebene. Sie enthält alte (bis zu 10 Milliarden Jahre) Sterne mit geringerer Metallizität (etwa 30 Prozent der Sonne).

Spiralarme

In älteren Darstellungen wurde das Milchstraßensystem meist mit vier etwa gleichstarken Spiralarmen gezeigt. Auch das ist mittlerweile Geschichte. Im Jahr 2008 wurden Daten vom Spitzer Weltraumteleskop von Millionen Sternen ausgewertet, wobei man zwei dominierende Spiralarme fand, die von dem länglichen Kern ausgehen: Der Scutum-Centaurus-Arm und der Perseus-Arm. Nach heutigen Ergebnissen ist das Milchstraßensystem eine Balkenspirale mit zwei hellen Spiralarmen der Klassifikation SB(s)c.

Die anderen beiden Spiralarme, der Norma-Arm und der Sagittarius-Carina-Arm, sind nach den neueren Ergebnissen deutlich schwächer als die beiden Hauptarme.

Unsere Sonne liegt zur Zeit am Rande eines kleinen Seitenarms, den Orion-Arm. Blicken wir von der Erde in Richtung Zentrum des Milchstraßensystems, sehen wir zunächst auf den Sagittarius-Carina-Arm. Blicken wir dagegen in die entgegengesetzte Richtung, dann sehen wir auf den Orion-Arm und den weiter außen gelegenen Perseus-Arm.

Die beiden anderen Arme, der Scutum-Centaurus-Arm und der Norma-Arm, sind von der Erde aus schwierig zu beobachten, da sie zum größten Teil hinter den dichten Gas- und Staubmassen des Kerns unserer Galaxis verborgen liegen. Daher bleibt immer eine gewisse Unsicherheit über das genaue Aussehen des Milchstraßensystems bestehen. Da wir uns innerhalb des Milchstraßensystems befinden, läßt sich wahrscheinlich nie sicher sagen, wie es von außen betrachtet wirklich aussieht.

Die Spiralarme deuten schon an, dass das Milchstraßensystem kein starres Gebilde ist. Es rotiert wie alle Galaxien langsam um seine eigene Achse. Alle Sterne umrunden langsam das Zentrum des Milchstraßensystems. Unsere Sonne braucht etwa 250 Millionen Jahre, um das Zentrum einmal zu umrunden. Am Himmel bewegt sich die Sonne auf einen Punkt zu, der sich im Sternbild Herkules befindet. Man bezeichnet diesen Punkt auch als Apex oder Sonnenapex.

Außenbereich (Halo)

An die rotierende Scheibe des Milchstraßensystem schließt sich der Außenbereich an, auch Halo oder galaktischer Halo genannt. Hier befinden sich nur noch vereinzelt Sterne, die alt sind und rötlich leuchten und ebenfalls zur Population II zählen. Im Halo gibt es vor allem viele kugelförmige Sternhaufen, welche das Milchstraßensystem umgeben wie ein Bienenschwarm.

Das Milchstraßensystem wird von einer ganzen Menge Zwerggalaxien umkreist. Die bekanntesten sind die große und die kleine Magellansche Wolke.