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Von unserem Sonnensystem aus betrachtet finden sich
fast alle Kugelhaufen in nur einer Himmelshälfte.
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Die Milchstraße - unsere galaktische Heimat
Nur noch selten erlebt der heutige Zivilisationsmensch das beeindruckende Phänomen Milchstraße. Viele jüngere Menschen haben noch nie mit eigenen Augen das zart schimmernde Lichtband der Milchstraße gesehen, wie es sich in einer mondlosen, dunklen Sternennacht in hohem Bogen von Horizont zu Horizont spannt. Der Lichtsmog irdischer Beleuchtung und die zunehmende Luftverschmutzung lassen leider nur noch die hellsten Sterne in klaren Nächten sichtbar werden. Doch fernab irdischer Lichter an einsamen Meeresstränden oder im Hochgebirge erlebt man gelegentlich einen fantastischen Sternenhimmel mit dem Lichtband der Milchstraße.
Schon im Altertum wurde vermutet, daß die Erscheinung der Milchstraße vom Licht sehr vieler, weit entfernter Sterne hervorgerufen wird, die man mit bloßen Augen nicht als einzelne Lichtpünktchen ausmachen kann. Nach Erfindung des Fernrohres bestätigte sich diese Vermutung. Heute kann sich jeder mit einem guten Feldstecher oder kleinen Teleskop selbst überzeugen, daß sich beim Blick durch die Optik die Milchstraße in Tausende feine Lichtpünktchen auflöst, alles ferne Sonnen in den Tiefen des Alls.
Generationen von Astronomen haben Aufbau und Struktur der Galaxis, wie die Milchstraße mit ihrer aus dem Griechischen stammenden Bezeichnung auch genannt wird, erforscht. Dies war nicht ganz einfach, kann man doch selbst mit großen Teleskopen nur einen kleinen Teil des gewaltigen Sternenheeres der Milchstraße sehen bzw. erfassen. Nachdem Galileo Galilei und andere Fernrohrbeobachter erkannt hatten, daß das Lichtband der Milchstraße von ungeheuer vielen Sternen verursacht wird, setzte sich allmählich die Vorstellung durch, daß alle Sterne einschließlich unserer Sonne ein großes Sternensystem bilden, eben die Galaxis.
Da die meisten Sterne ganz offensichtlich entlang eines Gürtels am Himmel verteilt sind, so nahm man bald an, daß die Galaxis, also unser Milchstraßensystem, einer flachen Scheibe gleichen müsse. Klar ausgesprochen hat dies wohl als Erster der englische Uhrmacher und Mathematiklehrer Thomas Wright (1711-1786). Die Milchstraße gleiche in ihrer Form einem riesigen Mühlstein, wobei Sonne und Erde fast im Zentrum stehen, schrieb Wright im Jahre 1750. Darüber hinaus behauptete er, die Lücke zwischen der Mars- und der Jupiterbahn sei durch die Kollision eines Kometen mit dem früher in dieser Region umlaufenden Planeten entstanden, der durch den Zusammenprall aus seiner Bahn katapultiert wurde. Zu Lebzeiten Wrights war Ceres, der erste Planetoid, noch nicht gefunden. Diese Hypothese trifft zwar nicht zu, aber andere Vorstellungen von Wright haben sich bewahrheitet: Die vielen schwachen Nebelfleckchen am Nachthimmel seien riesige Sternsysteme außerhalb unserer Milchstraße und der Saturnring setze sich aus unzähligen kleinen Minimonden zusammen, die Saturn permanent umkreisen.
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Kapteyns Sternensystem und die Verteilung
der Kugelsternhaufenin unserer Galaxis
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Vorstellungen früherer Astronomen über die Galaxis
Der Astronom Wilhelm Herschel, bekannt als Entdecker des Planeten Uranus, wollte die Mühlsteinhypothese von Wright prüfen. Er führte langwierige Sternzählungen durch und zeichnete sehr sorgfältig umfangreiche Sternkarten. Aus seinen Untersuchungen schloss Herschel, daß die Sonne ungefähr im Mittelpunkt der Milchstraße stehen müsse, denn in jeder Richtung in der Hauptebene der Milchstraße (die durch den galaktischen Äquator angedeutet wird) fand er etwa gleich viele Sterne.
Zu einem ähnlichen Ergebnis kam der holländische Astronom Jacobus Kapteyn (1851-1922). Er führte umfangreiche Sternzählungen in gleichmäßig über den Himmel verteilten Eichfeldern, den so genannten Selected Areas durch und kam zum Schluss: Die Sterne unserer Milchstraße bilden eine große Diskusscheibe mit maximal 2.000 Lichtjahren Durchmesser, wobei unsere Sonne nahe dem Zentrum und der Stern Sirius ziemlich genau im Zentrum ständen. Kapteyn gilt heute als Begründer der Stellarstatistik.
Doch Kapteyns Milchstraßenmodell fiel deutlich zu klein aus. Die wahren Dimensionen unserer Galaxis fand jedoch der amerikanische Astronom Harlow Shapley (1885-1972), der sich ausführlich mit der Erforschung der Kugelsternhaufen beschäftigte und von vielen ihre Entfernung bestimmt hatte. Er nutzte dabei die Perioden-Helligkeits-Beziehung der kurzperiodischen Cepheiden (RR-Lyrae-Sterne).
Shapley fiel auf, daß die Kugelhaufen nicht gleichmäßig über den Himmel verstreut sind wie die übrigen Sterne, sondern fast alle Kugelhaufen finden sich in nur einer Hälfte des Himmels, und zwar im Gebiet um das Sternbild Schütze. Shapley trug die Positionen und Entfernungen der Kugelhaufen, die er selbst bestimmt hatte, in das Schema von Kapteyns Milchstraßenmodell ein. Dabei nehmen die Kugelhaufen einen viel größeren Raumbereich ein als Kapteyns Sternensystem. Außerdem liegt Kapteyns System nicht im Zentrum des von den Kugelhaufen eingenommenen Raumes, sondern es liegt mehr am Rande in rund 26.000 Lichtjahren Entfernung. Kapteyns Sternensystem stellt daher nichts anderes dar als unsere Sonnenumgebung!
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Aufbau unserer Milchstraße.
Die Kugelhaufen füllen den galaktischen Halo
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Die wahre Natur der Milchstraße
Die Sterne unserer Milchstraße sind in einer großen, diskusartigen Scheibe versammelt. Die kugelförmigen Sternhaufen sind symmetrisch zum Mittelpunkt der Milchstraße verteilt. Allerdings sind sie keineswegs zur Milchstraßenhauptebene konzentriert, sondern sie nehmen einen großen kugelförmigen Raum ein, den Milchstraßenhalo mit einem Durchmesser von 100.000 Lichtjahren.
Unsere Sonne wiederum befindet sich im äußeren Drittel dieser gewaltigen Diskusscheibe, deren Sterne riesige Spiralarme bilden. Die Sonne hält sich fast exakt in der Milchstraßenhauptebene auf, sie steht nur etwa fünfzig Lichtjahre nördlich der galaktischen Ebene. Unsere Sonne sitzt also mitten in dem Sternengewimmel der Milchstraße, 26.000 Lichtjahre vom Zentrum entfernt.
Da wir uns mitten im Sternenheer der galaktischen Scheibe aufhalten, war es schwierig, Aufbau und Struktur der Milchstraße zu ermitteln. Denn in der galaktischen Hauptebene können wir nur wenige Tausend Lichtjahre weit sehen, dann versperren interstellare Staubmassen und ein Vorhang aus dichtem Sternengewimmel den Blick auf fernere Bezirke.
Wer das Band der Milchstraße betrachtet, dem fallen schnell zahlreiche Stellen auf, in denen es nur wenige oder scheinbar kaum Sterne gibt. Diese dunklen Gebiete sind jedoch keine sternleeren Räume, die Dunkelwolken werden von zwischen den Sternen schwebenden Staub- und Gaswolken hervorgerufen. Während das Gas praktisch durchsichtig ist, verschluckt der Staub das Sternenlicht, so daß dahinter liegende Sterne viel lichtschwächer erscheinen oder gar nicht mehr gesehen werden können. Die interstellaren Staubwolken täuschen uns somit die Sternleeren in der Milchstraße nur vor. Der Anteil des Staubes an der interstellaren Materie ist dabei nur gering: 99 % machen die Gasmassen aus, nur ein Prozent entfällt auf den Staub. In manchen Gegenden sind die Dunkelwolken besonders markant und ausgeprägt, wie der Kohlensack im Kreuz des Südens oder der Pferdekopfnebel im Orion. Viele bizarre Formen zeigen diese Gebilde in den Tiefen der Milchstraße, häufig vermischt mit leuchtenden Gaswolken, so genannten Emissionsnebeln. Wo der Staub von nahen, heißen Sternen beleuchtet wird, sieht man ihn als Reflexionsnebel bläulich illuminiert. Die interstellaren Materiewolken besitzen bis zu tausend Sonnenmassen an Staub und weisen Durchmesser zwischen einigen Dutzend und Hunderten von Lichtjahren auf. Doch nicht nur in Dunkelwolken findet sich interstellarer Staub. Er kommt auch fein verteilt in der Hauptebene der Milchstraße vor.
Die Hauptebene der Milchstraße wird durch den galaktischen Äquator markiert, der um knapp 63° zum Himmelsäquator geneigt ist. Der galaktische Äquator verläuft etwa in der Mitte des Lichtbandes der Milchstraße. Zu beiden Seiten nahe dem galaktischen Äquator ist die Sterndichte am größten.
Die nicht direkt als Dunkelwolken erkennbaren interstellaren Staubschichten wurden mit Hilfe stellarstatistischer Methoden aufgespürt, die der berühmte Heidelberger Astronom Max Wolf um 1900 in die Astronomie eingeführt hat. Noch heute spricht man von den "Wolf-Diagrammen", die die Zunahme der Sternendichte mit abnehmender scheinbarer Helligkeit charakterisiere
Die Spiralstruktur unserer Milchstraße ließ sich erst mit Hilfe der Radioastronomie ermitteln, deren frühe Pioniere Karl Guthe Jansky (1905-1950) und Grote Reber (*1911) sind. Vor allem die 21-cm-Radiostrahlung des zur Milchstraßenhauptebene konzentrierten neutralen Wasserstoffgases ermöglichte es, Rotation und Spiralarme unserer Galaxis zu erkennen und die Tiefen der Milchstraße auszuloten. Unsere Sonne wandert dabei mit einer Geschwindigkeit von 220 Kilometer pro Sekunde in etwa 220 Millionen Jahren einmal um das Milchstraßenzentrum. Ihre Bahn dürfte dabei nahezu kreisförmig sein, was längst nicht für alle Sterne gilt.
Die Zahl der Sterne in der Milchstraße ist sehr schwer abzuschätzen, denn wir sehen nur einen bescheidenen Teil dieses Sternenheeres. Aus der Rotationsdynamik lässt sich die Gesamtmasse der Milchstraße zu rund eineinhalb Billionen Sonnenmassen abschätzen. Doch nicht nur Sterne, sondern auch interstellare Materie trägt zur Gesamtmasse unserer Galaxis bei. Die Sternzahl selbst wurde lange recht grob auf hundert Milliarden Sonnen geschätzt, doch diese Zahl dürfte viel zu niedrig sein. Denn die allermeisten Sterne sind rote Zwerge von nur ein paar Zehntel Sonnenmassen sowie eine ungeheure Menge Weißer Zwergsterne, also längst erloschener Sterne Zählt man Sternenleichen wie Weiße Zwerge, Neutronensterne, Schwarze Löcher sowie die Menge der roten Zwergsterne mit, so dürfte die Gesamtzahl aller stellaren Objekte in unserer Milchstraße bei etwa einer halben Billion, also bei 500 Milliarden liegen - wahrlich eine gewaltige Zahl. Von den sonnenähnlichen und noch helleren Sternen bevölkern etwa zweihundert Milliarden (einschließlich der Kugelhaufen im galaktischen Halo) unsere Milchstraße.
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Die gewaltige Diskusscheibe aus Sternen, Staub und Gas
unserer Milchstraße ist in den Randbereichen leicht gebogen
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Im Fokus der Forschung
Gewaltige Fortschritte in der Erforschung unserer Milchstraße wurden in den letzten zwanzig Jahren gemacht, nachdem Untersuchungen und Durchmusterungen in allen Wellenlängenbereichen des elektromagnetischen Spektrums, nämlich im Radiofrequenzbereich, im infraroten, im sichtbaren Licht und im Röntgenlicht durchgeführt wurden. Dabei entstand ein Bild von unserer Galaxis, das ein weitaus komplexeres, dynamischeres und umfangreicheres Sternensystem erkennen lässt, als man es vorher vermutete. Rein vom Aufbau her weist die Milchstraße drei Hauptkomponenten auf: ein zentrales Gebiet, das dicker ist als die Milchstraßenscheibe ("central bulge" genannt) und Milliarden meist älterer Sterne enthält, dann die dünne, von Rand zu Rand rund 100.000 Lichtjahre messende Scheibe aus Sternen, Staub und Gas sowie den kugelförmigen Raum des Milchstraßenhalos, der von den Kugelsternhaufen bevölkert wird. Auch verstreute Einzelsterne sowie extrem heißes Wasserstoffgas und die noch mysteriöse "Dunkle Materie" finden sich im galaktischen Halo. Die galaktische Scheibe rotiert um das Milchstraßenzentrum, ein im Vergleich zur gesamten Galaxis winziges und bizarres Gebilde von nur wenigen Lichtjahren Durchmesser, in dessen Zentrum ein gewaltiges, supermassereiches Schwarzes Loch sitzt von wahrscheinlich zwanzig Millionen Kilometer Durchmesser und etwas mehr als drei Millionen Sonnenmassen.
Wie viele Infrarotbeobachtungen uns zeigen, ist die zentrale Verdickung der Milchstraße nicht ganz symmetrisch zur Hauptebene. Nördlich des galaktischen Zentrums ist die Sternenmenge signifikant größer als auf der Südseite. Offensichtlich gibt es einen zentralen Balken von Sternen, der rund 30° zu unserer Sichtlinie in Richtung galaktisches Zentrum geneigt ist. Dieser Balken aus relativ alten Sternen ist etwa 15.000 Lichtjahre lang und 5.000 Lichtjahre breit. Die Ausbildung dieses Balkens wird auf Gezeitenwirkung von Milchstraßensystemen außerhalb unserer Galaxis zurückgeführt.
Im zentralen Bereich der Milchstraße, innerhalb von 300 Lichtjahren Durchmesser, ist eine Materiemenge von 100 Millionen Sonnenmassen konzentriert - die rund hundertfache Dichte eines Kugelhaufens. Auch scheint der Kern der Galaxis ein Friedhof von Supernova-Überresten zu sein. Röntgenbeobachtungen mit dem Chandra-Observatorium (ein Satellit, der Röntgenstrahlen registrieren kann) lassen heiße Gasmassen erkennen, die auf das supermassereiche Schwarze Loch im Mittelpunkt der Galaxis zuströmen. Flackerndes Röntgenlicht signalisiert, daß sich das Monsterloch häppchenweise Materieportionen in Größe von einigen Sonnenmassen einverleibt. Zwei riesige Bögen heißen Gases, die aus dem Kern herausschießen, signalisieren einen gewaltigen Ausbruch vor etwa zehntausend Jahren. Im Vergleich zu anderen Galaxien geht es im Zentrum unserer Milchstraße aber noch relativ ruhig zu. Dies liegt wohl daran, daß sich das gefräßige Monster im Zentrum alle Materie aus seiner Umgebung einverleibt hat und nun nach neuen Leckerbissen hungert.
In einer Distanz von 10.000 bis 16.000 Lichtjahren um das Zentrum expandiert ein Ring kühler Materie von komplexen Molekülen, Gas und Staub mit rund einer Milliarde Sonnenmassen. Dieser so genannte Molekülring wurde von dem rotierenden Sternenbalken durch gravitative Wechselwirkung gebildet.
Aus Beobachtungen der 21-cm-Radiostrahlung lässt sich schließen, daß unsere Galaxis eine ähnliche Spiralstruktur aufweist wie der Andromedanebel oder andere Spiralgalaxien. Aus Untersuchungen der Verteilung von Sternhaufen junger, heißer, massereicher Sonnen sowie leuchtkräftiger H-II-Regionen (Emissionsnebel ionisierten Wasserstoffs) haben sich vier einzelne Spiralarme lokalisieren lassen - allerdings nur in einem begrenzten Bereich. Noch fehlt eine Übersicht, wie die gesamte Milchstraße von außen betrachtet im sichtbaren Licht erscheint. Immerhin hat man inzwischen erkannt, daß die Milchstraße nicht völlig flach, sondern an den Rändern gekrümmt ist wie die Krempe eines Schlapphutes. Um etwa 5.000 Lichtjahre ist der äußere Rand von der Hauptebene abgebogen, eine Folge der Schwerkraftwirkung der Kleinen Magellanschen Wolke und der Sagittarius Zwerg-Galaxie.Letztere wird gerade durch die Gezeitenkräfte der Milchstraße zerrissen und einverleibt, ein Schicksal, das den beiden Magellanschen Wolken als kleinen Begleitgalaxien unserer Milchstraße noch bevorsteht.
Doch nicht nur das, eine große Verschmelzungsaktion steht unserer Milchstraße noch bevor. Denn die Andromedagalaxie und unsere Galaxis rasen aufeinander zu. Täglich verringert sich ihr gegenseitiger Abstand um rund 26 Millionen Kilometer. In etwa drei Milliarden Jahren werden beide einander so nahe sein, daß sie ihre Spiralformen verlieren. Ein wilder Tanz beginnt dann, der in einer gigantischen Verschmelzungsaktion enden wird. Sternkollisionen werden sich kaum ereignen, dazu sind die gegenseitigen Abstände der Sonnen viel zu groß. Aber die interstellaren Gas- und Staubwolken werden aufeinander prallen und die Sternentstehungsrate wird sprunghaft ansteigen. Nach fünf Milliarden Jahren schließlich werden beide Systeme eine riesige elliptische Galaxie bilden, die kaum noch neue Sterne hervorbringt. Unsere Sonne hat sich dann längst zu einem roten Riesenstern aufgebläht und kein Mensch wird mehr die verglühende Erde bewohnen. Längst werden alle Spuren unserer Existenz für immer endgültig gelöscht sein und es wird niemanden geben, der dies bedauert. Doch noch weitere hundert Milliarden Jahre wird es dauern, bis auch die letzten Sterne verlöscht sind und es im Weltall für immer finstere Nacht wird ohne einen Funken Sonnenlicht.
Veröffentlicht mit freundlicher Genehmigung durch USM - (c) United Soft Media Verlag GmbH (USM)
Neue Infrarot-Karte der Milchstraße
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Der japanische Satellit AKARI, der uns auf einer polaren Umlaufbahn in 745 km Höhe umkreist, hat bis zum Monat Juli 2007 über 90% des Himmels mit seinem Spiegel erfaßt. Die über diesem Text stehende Grafik zeigt das Ergebnis der Himmelsabtastung durch den Satellit. Die Gesamtkarte wurde bei einer Wellenlänge von 9 µm erfaßt. Die dabei erreichte Bildauflösung von 9 Bogensekunden übertrifft alles bisher da gewesene. Die letzte Gesamtkarte des Himmels, die 1983 von dem Satellit IRAS angefertigt wurde, war um ein Mehrfaches unschärfer. Das Primärziel der AKARI-Mission ist die komplette Durchmusterung des Himmels mit einer wesentlich größeren Schärfe bei gleichzeitiger Darstellung mit viel mehr Farben, als es der Satellit IRAS konnte. Dieses Ziel erreicht AKARI durch seinem 69-cm-Spiegel und der damit möglichen Darstellung eines Wellenlängenbereich von 2 µm bis 160 µm. AKARI hat ein großes Gesichtsfeld und kann fast den ganzen Spektralbereich erfassen, Der Far-Infrared Surveyor (FIS) sieht den Himmel in vier Farben von 50 µm bis 160 µm, mit 30 bis 60 Bogensekunden Auflösung, Die InfraRed Camera (IRC) ist für den Bereich von 2 bis 26 µm zuständig. Bei der vom Satellit AKARI durchgeführten Durchmusterung wurde der ganze Himmel in 6 Wellenlängenbereichen von 9 µm bis 160 µm erfaßt.
Daten- und Bilderquelle ESA
Neue Erkenntnisse zum Halo der Milchstraße
 International anerkannte Astronomen und Ingenieure haben die Daten, die mit dem Zweieinhalb-Meter-Teleskop am Apache Point Observatory in New Mexico gewonnen wurden, im Bezug auf ihre räumlichen Bewegung näher untersucht. Eingeflossen sind dabei die Daten von über 20.000 Sternen, die eigentlich nur zu Kalibrationszwecken vom Sloan Digital Sky Survey (SDSS-II) erfaßt worden sind. Die dabei gewonnen Erkenntnisse der an diesem Projekt beteiligten Wissenschaftler lassen sich am besten erklären, wenn man davon ausgeht, daß der Halo unserer Galaxis. also der Milchstraße, aus zwei sehr unterschiedlichen Sternpopulationen besteht: Mit dem Begriff Sternpopulation ist in der Astronomie die Einteilung von Sternen nach ihrem Alter und ihrer Lage im Milchstraßensystem zu verstehen. Die Wissenschaftler haben erkannt, daß die Sternpopulation des inneren Halo in einem Abstand von 30.000 bis 50.000 Lichtjahren vom Galaktischen Zentrum zu finden ist. Dieser innere Halo ist länglich und hat ein Achsenverhältnis von 1 zu 0,6. Die Mitglieder dieser Sternpopulation des inneren Halo weisen hochelliptische Bahnen auf und bewegen sich typischerweise mit Geschwindigkeiten von bis zu fünfzig Kilometern je Sekunde in Vorwärtsrichtung um das Galaktische Zentrum. Zu den Sternen dieser Population gehört auch die Nachbarschaft unserer Sonne. Der innere Halo mit seinen Sternen und der Drehrichtung ist in der nebenstehenden Grafik mit der Nummer 2 bezeichnet. Der äußere Halo mit seiner Sternpopulation findet sich in einem Abstand von 50.000 bis 65.000 Lichtjahren zum Galaktischen Zentrum. Er ist im Unterschied zum länglichen inneren Halo fast kugelrund. Die Sterne weisen sowohl elliptische als auch Kreisbahnen auf. Die Mitglieder dieser Gruppe bewegen sich mit Geschwindigkeiten zwischen 40 und 70 Kilometern je Sekunde in die entgegengesetzte Richtung. Der äußere Halo mit seinen Sternen und der Drehrichtung ist in der nebenstehenden Grafik mit der Nummer 1 bezeichnet. Die Galaxis selbst und die Drehrichtung der Sterne innerhalb der Milchstraße hat in der nebenstehenden Grafik die Nummer 3. Die Wissenschaftler, die diese Zweiteilung des Milchstraßenhalos entdeckt haben, gehen davon aus, daß sich der innere Halo aus einigen wenigen größeren galaktischen Fragmenten formte, die sozusagen senkrecht auf die noch junge Milchstrasse eingestürzt sind Diese Annahme würde die stark exzentrischen Bahnen der Sterne erklären. Die Sterne wären dann als das Ergebnis eines Verschmelzungsprozess entstanden, was somit auch ihren dreimal höheren Gehalt an schweren Elementen gegenüber den im Mittel deutlich metallärmeren Sternen des äußeren Halo erklären würde. Der äußere Halo müßte dann lange Zeit vor dem inneren Halo entstanden sein. Entstehungsgeschichtlich wären sie demnach bei der chaotischen Verschmelzung kleinerer Galaxienfragmente mit einem schon vorhandenen Milchstrassenhalo aus der Dunklen Materie entstanden. Die vielen Minigalaxien rund um die Milchstrasse könnten dabei vereinzelte Überlebende dieser Fragmente sein.
Daten- und Bilderquelle NASA
Jüngster Supernovarest in der Milchstraße entdeckt
Der Supernovaüberrest, abgekürzt als SNR bezeichnet, mit dem Namen Cassiopeia A war lange Zeit der jüngste bekannte SNR. Er ist etwa um das Jahr 1680 herum entstanden. Jetzt haben neueste wissenschaftliche Beobachtungen und Auswertungen ergeben, daß es einen wesentlich jüngeren Supernovaüberrest in unserer Galaxis, also der Milchstraße, gibt. Irgendwann zwischen den Jahren 1890 und 1900 hat sich in unserer Milchstraße eine Sternexplosion ereignet, die den Überrest G1.9+0.3 hinterlassen hat. Entdeckt wurde der Supernovaüberrest schon 1984 und er wurde erstmals 1985 mit dem Radiointerferometer Very  Large Array im Detail kartiert, was auf dem nebenstehenden Bild blau dargestellt ist. Beobachten konnte damals allerdings niemand die Supernova, was auch nicht verwunderlich ist, denn der SNR G1.9+0.3 liegt fast exakt in der Richtung des Milchstraßenzentrum. Schätzungsweise nur ein Billionstel des grellen Lichts der Explosion hätte die Erde durch den dichten Staub der Milchstraßenebene hindurch erreichen können. Wie jung dieser Supernovaüberrest tatsächlich ist, hat in den Jahren 1984/1985 allerdings niemand geahnt. Im Jahr 2007 hat das Röntgenteleskop Chandra neue Detailbilder des SNR gemacht. Bei der Auswertung dieser Bilder ist den Wissenschaftlern der NASA aufgefallen, daß dieses Objekt eine enorme Expansionsgeschwindigkeit aufwies, was durch das schnelle anwachsen um rund 16% sehr auffällig war. Um diese Beobachtung abzusichern haben die Wissenschaftler Beobachtungszeit mit dem Very Large Array beantragt. Im Ergebnis zeigt die neu gewonnene Radiokarte genau die gleiche Expansion wie es auch die Röntgendaten zeigten. G1.9+0.3 weist heute einen rund 100" großen Durchmesser auf. Die Wissenschaftler haben errechnet, daß die Explosion vor etwa 100 Jahren stattgefunden haben muß. Der heute vorhandene SNR ist weder in optischen Aufnahmen noch auf  Infrarotaufnahmen zu sehen. Darstellen können die Wissenschaftler den SNR allerdings sehr gut im Radio- und Röntgenbereich, wo sie ihn auch im Detail untersucht haben. Dabei haben sie nachgewiesen, daß nicht nur sein Alter einen wirklichen Rekord darstellt, sondern daß auch die Expansionsgeschwindigkeit der Gasschale einen Rekord markiert. Die Expansionsgeschwindigkeit beträgt nämlich 14.000 km/s, was in etwa einem zwanzigstel der Lichtgeschwindigkeit entspricht. Diese Geschwindigkeit liegt weit über der jedes anderen SNR. Derartige Geschwindigkeiten werden üblicherweise an nur wenigen Wochen alten Supernovae ermittelt. Darüber hinaus haben die beteiligten Wissenschaftler festgestellt, daß G1.9+0.3 die Elektronen auf höhere Energien beschleunigt als jeder andere Supernovarest, was ebenfalls einen Rekord darstellt. Weiterhin haben die wissenschaftlichen NASA-Mitarbeiter herausgefunden, daß G1.9+0.3 auch die größte Radiohelligkeit aller Supernovareste der Milchstraße bei gleichzeitig dem geringsten Winkeldurchmesser hat. Eine weitere wissenschaftlich ausgewertete Besonderheit stellt die Tatsache dar , daß die Radiostrahlung von G1.9+0.3 zur Zeit noch zunimmt statt abzunehmen, wie dies normalerweise bei älteren SNR der Fall ist. Auch haben die Wissenschaftler herausgefunden, dass sich das Gas von G1.9+0.3 noch nicht mit den interstellaren Gas- und Staubmassen vermischt hat. Damit haben die Astrophysiker zum ersten Mal ein Objekt in der Beobachtung und wissenschaftlichen Auswertung, das den Übergang zwischen dem Supernovaphänomen selbst und dem langlebigen Überrest darstellt.
Daten- und Bilderquelle NASA
Videos zum Thema Milchstraße
Ich kann Ihnen auch noch drei Videos von alpha Centauri empfehlen, in denen Professor Harald Lesch drei Fragen nachgeht:
Wie ist unsere Milchstrße aufgebaut?
Gibt es schwarze Löcher in der Milchstraße?
Was gibt's Neues aus dem galaktischen Zentrum?
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