Vom Aufbau des Milchstraßensystems
Vom Aufbau des Milchstraßensystems
Vom Aufbau des Milchstraßensystems
Erfolgreiche ePaper selbst erstellen
Machen Sie aus Ihren PDF Publikationen ein blätterbares Flipbook mit unserer einzigartigen Google optimierten e-Paper Software.
<strong>Vom</strong> <strong>Aufbau</strong> <strong>des</strong><br />
<strong>Milchstraßensystems</strong><br />
Milchstra ensystems<br />
Dr. Monika Maintz<br />
Planetarium Mannheim<br />
Astronomieschule an der Lan<strong>des</strong>sternwarte,<br />
ZAH, Universität Universit t Heidelberg
Die Milchstraße<br />
Milchstra e - Überblick berblick<br />
Typische Balkenspirale (zwischen SBb und SBc) SBc<br />
Alter: Größ Größenordnung<br />
enordnung 10 Milliarden Jahre<br />
Enthält Enth lt 100 bis 200 Milliarden Sterne<br />
Bildet mit rund 20 weiteren Galaxien die Lokale Gruppe<br />
Bewegt sich mit etwa 500 km/s in Richtung Virgo-Haufen<br />
Virgo Haufen
Die Milchstraße<br />
Milchstra e - <strong>Aufbau</strong><br />
„Normale Normale Materie“ Materie + „Dunkle Dunkle Materie“ Materie<br />
– 90 % aller Atome in Sternen<br />
– 10 % aller Atome: Interstellare Materie<br />
Schwarzes Loch (3 Millionen M (Sonne)) (Sonne<br />
Verschiedene Populationen<br />
5 wesentliche Bestandteile:<br />
– (Innerer) Halo<br />
– Scheibe<br />
– Zentrale Verdickung (Bulge ( Bulge)<br />
– Zentrale Masse („Kern ( Kern“)<br />
– Äußerer erer Halo (Korona)
Populationen<br />
Untersysteme der Milchstraße Milchstra e mit ähnl hnl. . Eigenschaften<br />
– räuml uml. . Anordnung<br />
– Metallizität Metallizit<br />
– Kinematik<br />
– Alter
(Innerer) Halo<br />
Sphärisch, Sph risch, leicht abgeplattet<br />
Weit ausgedehnt<br />
Ausdehnung in der galaktischen Ebene: 160 000 Lj. Lj<br />
Sehr alte Sterne, Kugelstern-<br />
haufen, haufen,<br />
„Schnelll Schnellläufer ufer“ mit<br />
Geschwindigkeiten von<br />
100 – 300 km/s rel. zur Sonne<br />
Lang gestreckte<br />
ellipsenartige Bahnen
Scheibe<br />
Dünne nne Scheibe, Spiralarme, Hauptmasse der Sterne<br />
Durchmesser (äußerer ( erer Rand): 100 000 Lj. Lj<br />
Innerer Rand: 16 000 Lj. Lj.<br />
vom Zentrum entfernt<br />
Junge und mittel alte Sterne (inkl. Sonne), größ größter<br />
ter Teil<br />
der interstellaren Materie<br />
Nahezu kreisförmige kreisf rmige Bahnen<br />
Dicke: im Bereich der Sonne: 3000 – 6000 Lj.<br />
Lj
Zentrale Verdickung (Bulge ( Bulge)<br />
Ansammlung alter Sterne, im wesentlichen Sterne der<br />
Scheibenpopulation<br />
Form: Ovaler rotierender Balken<br />
(Rotationsellipsoid<br />
Rotationsellipsoid)<br />
Durchmesser (in der Ebene<br />
der Milchstraße): Milchstra e): 16 000 Lj.<br />
Lj
Äußerer erer Halo (Korona)<br />
Sehr weit ausgedehnt (Durchmesser: 400 000 Lj. Lj.<br />
!)<br />
Annähernd Ann hernd kugelförmig<br />
kugelf rmig<br />
Sehr massereich (beinhaltet vermutl. vermutl.<br />
Hauptmasse der Milchstraße)<br />
Milchstra e)<br />
Macht sich nur durch Gravitationswirkung bemerkbar<br />
Verhindert „kepler kepler‘schen schen Abfall“ Abfall<br />
der Rotationskurve in den Außen Au en-<br />
bezirken der Milchstraße<br />
Milchstra<br />
Population III (bisher unbekannt)<br />
– Nicht / schwach leuchtende Materie ?<br />
– Dunkle Materie ???
Interstellare Materie<br />
Nur wenige % der Gesamtmasse der Milchstraße<br />
Milchstra<br />
Stark gegen Milchstraßenebene Milchstra enebene konzentriert<br />
HII-Gebiete<br />
HII Gebiete (ionisiertes Wasserstoffgas)<br />
– wird von O- O und B-Sternen B Sternen zum Leuchten angeregt<br />
HI-Gebiete HI Gebiete (neutr. atomarer Wasserstoff, 21-cm 21 cm-Linie) Linie)<br />
Hochionisiertes interstellares Gas<br />
– durch SN-Explosionen SN Explosionen aufgeheizt und bis in den Bereich der<br />
Halopopulation geschleudert, fällt f llt wieder auf gal. Ebene zurück zur ck<br />
Molekülwolken<br />
Molek lwolken<br />
Staub (verantwortlich für f r interstellare Absorption und Verfärbung)<br />
Verf rbung)<br />
Staub
Sonne<br />
In der Scheibe am Rand eines Spiralarms<br />
Etwa 50 Lj. Lj.<br />
nördlich n rdlich der galaktischen Ebene<br />
28 000 Lj. Lj.<br />
vom Zentrum entfernt<br />
Umlaufgeschwindigkeit um das galaktische Zentrum:<br />
220 km/s (bezogen auf Kreisbahn)<br />
Umlaufzeit um gal. Zentrum: 250 Millionen Jahre
Spiralstruktur<br />
Entstehung durch Dichtewellen<br />
Orte mit höherem h herem Grav.potential<br />
Beobachtbar durch 21-cm 21 cm-Linie Linie
Rotation<br />
Differentielle Rotation<br />
Ableitbar aus Raumbewegung der Sterne<br />
Abschätzung Absch tzung der Gesamtmasse der Milchstraße<br />
Milchstra<br />
Keine Kepler-Rotation!<br />
Kepler Rotation! - Äußerer erer Halo!!!
Magnetfeld<br />
Großräumige Gro umige Magnetfelder<br />
Feldlinien im wesentlichen parallel zu den Spiralarmen<br />
Feldstärke: Feldst rke: einige 10 hoch (-10) ( 10) Tesla<br />
Im Zentralbereich:<br />
– Scheinbar senkrecht zur galaktischen Ebene<br />
– Feldstärken Feldst rken lokal bis zu 10 hoch (-7) ( 7) Tesla<br />
Macht sich bemerkbar durch:<br />
– Zeeman-Effekt<br />
Zeeman Effekt: : Aufspaltung von Spektrallinien (z.B. 21-cm 21 cm-Linie) Linie)<br />
– Polarisation <strong>des</strong> Sternlichts durch Ausrichtung länglicher l nglicher Partikel<br />
<strong>des</strong> interstellaren Staubs<br />
– Faraday-Effekt: Faraday Effekt: Drehung der Polarisationsebene linear<br />
polarisierter elektromagnetischer Wellen
Die Milchstraße Milchstra e in verschiedenen<br />
Wellenlängenbereichen<br />
Wellenl ngenbereichen
Change language