Sterne

Stellarstatistik - Aufbau unseres Milchstraßensystems (4)
Wichtige Daten der Milchstraße
Durchmesser der Scheibe
30 kpc
Dicke der „Dünnen Scheibe“
100 pc – 1 kpc
Dicke der „Dicken Scheibe“
1 – 6 kpc
Durchmesser des Halos
200 kpc
Gesamtmasse (sichtbar)
~10^11 Ms
Gesamtmasse (gravitierend)
~10^12 Ms
Gesamtmasse der Halo-Sterne
~10^9 Ms
Gesamtmasse Bulge
~2*10^10 Ms
Anzahl Kugelsternhaufen
~200
Sonnenabstand vom Zentrum
8,5 kpc
Mittlere Rotationsperiode der Scheibe
2*10^8 Jahre
Alter der Scheibe
~10^10 a
Alter des Halos
~1,6*10^10 a
„Geographie“ unserer Milchstraße
Den genauen strukturellen Aufbau der Milchstraße aus Beobachtungen zu ermitteln
ist aufgrund der Lage der Erde / Sonne im Milchstraßensystem selbst ein äußert
schwieriges Unterfangen.
 Erst 1951 konnte der erste Spiralarm (Perseus-Arm) von William Morgan sicher
identifiziert werden
Sterne der Spektraltypen
O und B sowie der offene
Sternhaufen h und chi Per
haben ungefähr den gleichen
Entfernungsmodul (d. h.
sie sind alle ca. 5000 bis
8000 Lj entfernt)
Junge leuchtkräftige Sterne in der Sonnenumgebung
gruppieren sich in der Scheibe zu mehreren voneinander getrennten Bändern.
Verteilung von HII-Regionen
Besonders schön zeichnet die Verteilung des neutralen
Wasserstoffs die Spiralstruktur nach (21 cm – Linie)
Detaillierte Untersuchungen des
Bulges haben ergeben, daß die
Milchstraße eine Balkenspirale
ist (Typ Sb c)
NGC 6744 – „Milchstraßenzwilling“
Stellare Hauptkomponenten der Milchstraße
Dünne Scheibe – Dicke Scheibe – Halo - Bulge
Dünne Scheibe:
Junge, metallreiche, kinematisch „kalte“ Scheibenpopulation
Dicke ca. 1 kpc, Sonne ist Mitglied der „dünnen Scheibe“
Dicke Scheibe:
Ältere (~10 Ga), meist metallarme, kinematisch „heiße“ Scheibenpopulation; Mitglieder stammen wahrscheinlich aus akkretierten
Zwerggalaxien; Dicke 1 .. 6 kpc, ein bekanntes Mitglied ist Arktur
Halo:
Sehr alte, metallarme Sterne (Population II), sphäroidale Anordnung um
das Zentrum der Milchstraße. Ungeordnete Orbits (kinematisch heiß).
Einige Prozent der Halo-Sterne stammen aus Kugelstern-haufen, ein Teil
kommt aus akkretierten Zwerggalaxien. Auch die Kugelsternhaufen
selbst (Population II) werden dem Halo zugerechnet.
 „Dunkler Halo“
Bulge:
Der Bulge der Milchstraße ist die “zentrale Verdickung” der sonst
scheibenförmigen Galaxie. Im Zentrum sitzt das zentrale „Black hole“
der Milchstraße
Galaktische Scheibe
Diskusförmiger Bereich (Durchmesser ~ 50 kpc) mit, was die Sterndichte betrifft, ziemlich
gleichmäßigen Besatz von mehr oder weniger metallreichen Sternen der Population I
Die galaktische Scheibe besteht aus verschiedenen Komponenten:
Junge dünne Scheibe (young thin disk): Gebiet der momentanen Sternentstehung, enthält
das meiste Gas und Staub der Galaxis und zeichnet die Spiralstruktur auf die Disk
 Skalenhöhe (Distanz, über die die Dichte um 1/e abfällt): ≈ 50 pc
Alte dünne Scheibe (old thin disk): dicker, mit einer Skalenhöhe von ≈ 325 pc
Dicke Scheibe (thick disk): Skalenhöhe von ≈ 1.4 kpc
 Die Dichte ρ der dicken Scheibe beträgt nur etwa 2% der Dichte in der Scheibenebene.
Unterschied der chemischen Zusammensetzung in dünner und dicker Scheibe:
Sterne der Population I (Pop I) : metallreich, Z ~ 0.02, hauptsächlich in dünner Scheibe
Sterne der Population II (Pop II) : metallarm, Z ~ 0.001, hauptsächlich in dicker Scheibe
Charakteristische Werte für die Metallizität:
• in dünner Scheibe: -0.5 <= [Fe/H] <~ 0.3
• in dicker Scheibe: -0.6 <= [Fe/H] <~ -0.4
• (im stellaren Halo: -4.5 <= [Fe/H] <~ -0.5)
Sterne in dünner Scheibe signifikant jünger als Sterne in dicker Scheibe
• entweder - Sternentstehung begann in dicker Scheibe früher, oder hörte dort früher auf
(Sternentstehung in der dicken Scheibe wahrscheinlich > 12 Ga, in der dünnen Scheibe
wahrscheinlich <12 Ga und bis heute andauernd)
• oder - Sterne sind von der dünnen in die dicke Scheibe “gewandert”, z.B. durch Störungen
des Gravitationspotentials durch Begleitgalaxien
Masse der dünnen Scheibe:
→ in Sternen ~ 6×10^10 M⊙, plus ~ 0.5×10^10 M⊙ in Form von Staub und Gas
Ein typischer Scheibenstern hat eine Masse von ~0.8 Sonnenmassen
Masse der dicken Scheibe:
→ Masse M ≈ (2-4)×10^9 M⊙ (~3% der dünnen Scheibe)
Die meisten Sterne der mit Sternen gleichmäßig besetzten galaktischen Scheibe sind
massearme gelb oder rot leuchtende Zwergsterne. Sie werden von den relativ wenigen
massereichen und leuchtkraftstarken Sterne der extremen Population I (Spiralarmpopulation)
überstrahlt.
M31 in UV (Swift)
Staub und Gas in der Galaktischen Scheibe
Staub macht sich durch seine Infrarot-Eigenstrahlung bemerkbar (hier Andromedanebel)
NGC 891
Staubwolken repräsentieren dunkle Molekülwolken, in denen Sterne entstehen…
Gaswolken in der Galaktischen Scheibe
• Gas + Staubwolken: unterschiedliche T, M, und ρ
• Verteilung in der Galaxis durch Messungen der Extinktion und Re-Emission des Staubes,
der 21-cm HI-Linie, der CO-Linien als ‘tracer’ von H2-Gas
• Neutraler Wasserstoff (HI) und kühler Staub: hauptsächlich in der galaktischen Ebene,
mit vertikalen Skalenhöhen von ≈ 90 pc; außerhalb 12 kpc → Skalenhöhen von > 800 pc +
warp
• HI-Wolken auch bei hohen Latituden, die meisten mit großen negativen
Radialgeschwindigkeiten (zur galaktischen Ebene hin) von ≈ 400 km/ s (gemessen mit 21cm Linie) Quellen - noch unklar, SN-Ausbrüche ?
• Heißes Gas, bis zu 50 kp vom GC - “koronales Gas”, jedoch genaue Entfernung unklar
H2
Molekularer Wasserstoff, nur indirekt nachweisbar (homonuklear)
HI
Neutraler (atomarer) Wasserstoff, 21 cm Linien-Emission (van Hulst)
HII
Ionisierter Wasserstoff, optisch (Gasnebel)
Lagunennebel M8: Entfernung 5200 Lj
Trifidnebel M20: Entfernung 5200 Lj.
Milchstraße im Sternbild Cygnus mit Nordamerika- und Pelikannebel
Amateuraufnahme Lagunennebel (A. Matauschek)
Amateuraufnahme Omeganebel (A. Matauschek)
Amateuraufnahme Trifidnebel (A. Matauschek)