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In einer lichtarmen Umgebung mit klarer, trockener Luft erkennt man mit blossem Auge ein milchiges Band, das sich über den ganzen Himmel erstreckt. Wegen seiner Erscheinungsform nennt man es die Milchstrasse oder die Galaxis. Von mittleren nördlichen Breiten der Erde gegen 23 h aus betrachtet, liegt die Milchstrasse im Frühjahr fast parallel zum Horizont, im Spätsommer taucht sie fast im rechten Winkel ziemlich genau im Süden unter den Horizont und überstreicht annährend parallel zum Meridian den Himmel.
Die eigentliche Natur der Milchstrasse hat sich erst im Laufe der Zeit enthüllt. Und auch heute noch ist unser Bild längst nicht vollständig. Erst 1994 wurde zum Beispiel eine Zwerggalaxie namens Sagittarius entdeckt, die fast mit der Milchstrasse kollidiert (sie wird es später wirklich einmal tun). Eine kurze Chronik zur ``Entdeckung der Milchstrasse'':
ist der Durchmesser der Sonne):
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Cen
messen. Es ist die erste verlässliche Bestimmung einer
Entfernung zu einem Stern und war ein wichtiger Nachweis für
die Korrektheit des heliozentrischen Modells.
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In der Abbildung 4.1 ist die Milchstrasse schematisch dargestellt und als Vergleich eine ähnliche Galaxie von der Kante her gesehen (edge-on), also aus der Position, wie wir die Milchstrasse auch sehen. Kurz zusammengefasst ist die Milchstrasse eine Scheibengalaxie, sie besteht vor allem aus Sternen, Gas, Staub, Planeten und Dunkler Materie und wird durch die Gravitation zusammengehalten. Man kann sie in die Komponenten Bulge (die zentrale Verdickung), Scheibe, Halo und Korona einteilen. In der Scheibe kann man einen ``Staubstreifen'' erkennen, der durch Gas-, Molekül und Staubwolken verursacht wird. Da wir uns innerhalb der Scheibe befinden, können wir entlang der Scheibenebene nicht sehr weit sehen im Vergleich zu senkrecht dazu. Das kann eindrücklich an der Verteilung der Galaxien am Himmel demonstriert werden (siehe Abbildung 4.2).
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Um ein wenig Gespür für die Anzahl der Sterne in der Milchstrasse
zu bekommen, kann man eine einfache Abschätzung vornehmen: die
Distanz zum nächsten Stern,
Centauri, ist etwa 1.3 parsec.
Die Scheibe der Milchstrasse ist 30 kpc im Durchmesser und etwa 1 kpc
dick. Wieviel Sterne hat die Milchstrasse in etwa? (man macht am
einfachsten die Annahme, die Milchstrasse sein ein Zylinder;
;
man kann als mittlere Distanz zwischen
den Sternen 1 pc verwenden).
Um sich trotz der grossen Zahlen eine Vorstellung der Abstände der Sterne in den verschiedenen Komponenten der Milchstrasse und ähnlicher Galaxien machen zu können, sind in Tabelle 4.2 diese Grössen in einem ``handlichen'' Massstab von 1:1392000000000 angegeben.
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Aufnahmen von anderen Scheibengalaxien wie der Andromedagalaxie zeigen helle Arme, die spiralförmig aufgewickelt sind. In diesen Spiralarmen ist mehr Gas vorhanden als sonst in der Scheibe. Durch eine Stossfront wird das Gas komprimiert und kann Wolken und in den Wolken Sterne bilden. Vor allem die massereichen jungen Sterne leuchten extrem hell und lassen so die Spiralstruktur hervortreten. Über das Zustandekommen der spiralförmigen Störungsfront gibt es noch keine etablierte Theorie.
Würden die Sterne einfach stillstehen, würde die Anziehungskraft sie dorthin ziehen, wo am meisten Masse vorhanden ist, also ins Zentrum der Galaxis. Die Sterne würden zum Zentrum der Galaxis beschleunigt werden (genauso wie ein Apfel vom Baum oder ein kaputtes Flugzeug auf die Erde hin) und dort einen riesen Wirbel veranstalten. Die Milchstrasse würde wie ein Kartenhaus zusammen fallen. Das wäre nicht gut.
Eine Möglichkeit zur Stabilisierung der Galaxis ist es, die Sterne um das Zentrum kreisen zu lassen. Dann wirkt der Anziehungskraft zum Zentrum die Zentrifugalkraft (wie im Kettenkarusell) entgegen, und die Sterne bleiben immer in etwa gleich weit von dem Zentrum entfernt. Wie kann man diese Rotation bestimmen? Man könnte Radialgeschwindigkeiten von Sternen messen. Unter Radialgeschwindigkeit versteht man den Anteil der Gesamtgeschwindigkeit eines Sternes entlang der Verdbindungslinie von uns zum Stern. Das hat den Nachteil, dass man das für sehr viele Sterne machen müsste, von denen man auch noch die Entfernung braucht. Von weit entfernten Sternen aber kann man keine guten Spektren aufnehmen, und darum auch keine Radialgeschwindigkeiten bestimmen. Auch die Entfernungen sind umso schwieriger zu messen, je weiter die Sterne entfernt sind. Eine bessere Methode ist die Messung von Radialgeschwindigkeiten von Wolken neutralen Wasserstoffs, sogenannte H I Wolken. Das Prinzip ist in Abbildung 4.3 dargestellt. Vom Sonnensystem beobachtet man entlang einer galaktischen Länge l mit einem Radioteleskop. Man findet eine Überlagerung von vielen Wolken entlang der Sichtlinie, z.B. in P und T. Wenn die Wolken auf Kreisbahnen umlaufen, wird die Wolke am schnellsten sein, die wir am Tangentialpunkt beobachten können. Wenn man also immer die schnellsten Wolken nimmt, und das für eine Reihe galaktischer Längen wiederholt, kann man ein Rotationsprofil der Milchstrassenscheibe erstellen. Allerdings nur bis zum Abstand der Sonne. Für weiter aussen liegende Teile der Milchstrasse muss man andere Verfahren anwenden, die leider weniger zuverlässige Ergebnisse bringen.
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Wie bereits angedeutet, sind in der Scheibe der Galaxis Gas und Sterne in einer Wechselwirkung zueinander. Aus dem Gas entstehen vor allem entlang der Spiralarme Sterne, die sich entwickeln und in Form von Sternwinden oder als Supernovae oder Planetarischen Nebel Gas wieder an das Interstellare Medium (ISM) zurückgeben können. Dieser Kreislauf ist in Abbildung 4.4 schematisch dargestellt.
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Diese Umwandlungsprozesse sind nicht überall in der Scheibe gleich. Es passiert mehr, wo mehr Material vorhanden ist, also gegen das Zentrum der Milchstrasse hin. Da Staub vor allem in den Hüllen von Roten Riesen entsteht, ist der Staubanteil im Zentrum der Galaxis am grössten und fällt nach aussen hin stark ab. Das molekulare Gas, aus dem die Sterne entstehen, ist am häufigsten in den mittleren Zonen der Scheibe zu finden, und das atomare Gas (H I) nimmt nach aussen hin zu.
Wir befinden uns derzeit in einer Art Blase, die man die local bubble nennt. Diese Blase wurde von einer Supernovaexplosion gebildet. Abbildung 4.5 zeigt den schematischen Aufbau.
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Den zentralen Bereich mit 1 bis 3 kpc Durchmesser nennt man den Bulge. Der Bulge hat eine Masse von etwa 2 Milliarden Sonnenmassen und hat die höchsten Stern- und Gasdichten in der Milchstrasse. Die genaue Strukur des Bulges ist sehr schwer zu untersuchen, da Gas und Staub in der Scheibe den Blick verhindern. Mit Radiotechniken konnte man nachweisen, dass die Milchstrasse wie einige andere Scheibengalaxien auch einen Balken hat. Ganz im Zentrum des Bulges vermutet man ein Schwarzes Loch mit etwa 1 Million Sonnenmassen.
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Man unterscheidet zwei Arten von Sternhaufen: Offene und
Kugelsternhaufen. Bekannte Vertreter der Offenen Sternhaufen sind die
Plejaden, die Hyaden, die Praesepe und der Doppelsternhaufen h und
Persei. Kugelsternhaufen sind beispielsweise 
Centauri,
47 Tucanae oder M 13 im Herkules.
Die Hyaden sind der uns am nächsten liegende Sternhaufen und ist
darum vom herausragender Bedeutung. Speziell für die sogenannte
kosmologische Distanzleiter ist dieser Haufen wichtig, da er der
einzige ist, zu dem man einen ``guten'' Wert für seine Entfernung
mittels statistischer Parallaxen und, seit der Veröffentlichung der
Daten des Hipparcos-Satelliten, auch mit dessen direkten Parallaxen
bestimmen kann. Man erhält einen Wert von 48 
2.5 parsec.
Dabei ist ein Problem, dass man möglichst alle Haufenmitglieder
finden muss, um den Mittelpunkt korrekt zu bestimmen, da die
Ausdehnung Offener Haufen zwischen 1 und 20 parsec betragen kann. Im
Fall der Hyaden fand man eine Wert von 4 parsec für den Durchmesser.
Nachdem man die Entfernung bestimmt hat, kann man ein
Farben-Helligkeitsdiagramm des Sternhaufens anfertigen (vergleiche
mit Abbildung 3.2, rechtes Bild). Mit diesem kann man
dann die Entfernung zu weiter entfernt liegenden Offenen Haufen
bestimmen, in dem man von diesen ebenfalls
Farben-Helligkeitsdiagramme erstellt und diese so relativ zu dem der
Hyaden verschiebt, dass die ``Hauptreihen'' übereinander zu liegen
kommen. Aus der nötigen Verschiebung kann man die Entfernung zu dem
``neuen'' Haufen berechnen. Diese Methode nennt man Hauptreihenfit.
Leider ist nämlich keiner der etwa 350 Sterne der Hyaden eine
``Standardkerze'', z.B. ein 
-Cepheid, welchen man über die
bekannte Haufendistanz eichen könnte. Da -Cepheiden sehr
hell sind, kann man sie in sehr grossen Distanzen (sogar in Galaxien
bis zum Virgohaufen) vermessen, und über ihre
Perioden-Helligkeits-Beziehung die Entfernung einfach bestimmen.
Weiter entfernte Haufen enthalten -Cepheiden, und so muss man
den Zwischenschritt über den Hauptreihenfit machen.
Die meisten Offenen Sternhaufen haben Durchmesser von 2 bis 6 parsec und zwischen 10 und einigen tausend Mitgliedssternen. Die Sterndichte in den Offenen Sternhaufen ist im Mittel um das Zweihundertfache höher als in der Sonnenumgebung. In M 11, einem extremen Fall, sind die Sterne sogar tausendmal dichter als in unserer unmittelbaren Umgebung. Die Hyaden haben nur ein etwa dreissigmal höhere Dichte. Die offenen Haufen sind in der Regel relativ junge Gebilde - die Plejaden sind etwa 60 Millionen Jahre alt. Die ältesten Offenen Sternhaufen sind allerdings etwa 8 Milliarden Jahre alt. Wie alle Offenen Sternhaufen liegen die obengenannten Haufen in oder nahe der Scheibenebene der Milchstrasse. Aufgrund der Wechselwirkung mit anderen Haufen (die Milchstrasse hat vermutlich 15000 bis 20000 davon, auch wenn man bislang nur etwa 1200 kennt) und mit einzelnen Sternen in der Scheibe der Galaxis lösen sich die Offenen Haufen auf, wobei zu Beginn vor allem die massearmen Haufenmitglieder herausgeschleudert werden können. Lockere und kleinere Haufen wie die Hyaden tun dies in einigen hundert Millionen Jahren, kompakte Haufen wie die Plejaden können mehrere Milliarden Jahre überleben.
Kugelsternhaufen oder Kugelhaufen sind fast kugelsymmetrische
Sternhaufen, die sich sphärisch um die Milchstrasse verteilen. Sie
enthalten einige zehntausend bis zu 10 Millionen Sterne und haben
Durchmesser zwischen 5 und 110 pc. Die Sterndichten in den zentralen
Bereichen der Kugelhaufen sind etwa tausend- bis zehntausendmal
höher als in der Sonnenumgebung. Zur Milchstrasse gehören etwa
150 Kugelhaufen, die bis zu etwa 120 kpc (Kiloparsec) vom
Milchstrassenzentrum entfernt sind. Entfernungen zu Kugelsternhaufen
misst man heute vor allem über RR-Lyrae Sterne. Das ist eine Art von
Veränderlichen Sternen, die praktisch alle gleich hell sind. Shapley
benutzte zu Beginn des 20. Jahrhunderts den -Cepheiden
verwandte W-Virginis Sterne, die allerdings leuchtschwächer sind als
die ``Originale'', was dazu führte, dass Shapley die Grösse der
Milchstrasse überschätzte. Allerdings konnte er mit seinen
Entfernungsmessungen zu den Kugelsternhaufen zeigen, dass die Sonne
nicht wie bis anhin üblicherweise angenommen, im Zentrum der Galaxis
steht, sondern weit ausserhalb ``am Rand'' der Scheibe.
Die Verteilung der galaktischen Kugelsternhaufen ist in den Abbildungen
von 4.6 gezeigt.
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Bevor die ``nackten'' Kennzahlen der Milchstrasse präsentiert
werden, sollen die wichtigsten Grössenverhältnisse in der
Milchstrasse noch in einem stark verkleinernden Massstab dargestellt
werden. Diese sind in Tabelle 4.4 zu finden.
Die Milchstrasse in Zahlen:
pro Jahr