153 31Unser Milchstraßensystem Abb. 31.4 E Edge-on-Galaxie NGC 4565 im Sternbild Haar der Berenike Abb. 31.5 E 100-m-Radioteleskop Effelsberg (Eifel) 31.3 Spiralstruktur Viele Galaxien weisen eine Spiralstruktur auf, die man am besten erkennt, wenn man senkrecht auf die Scheibe schaut (Abb. 31.3). Dass es sich um eine Scheibe handelt, sieht man am deutlichsten bei einer Galaxie, die sich uns direkt von der Seite zeigt (Edge-on-Galaxie, Abb. 31.4). Außerdem erkennt man bei einer solchen Edge-on-Galaxie im Zentrum eine Ausbuchtung (Bulge) und – ganz wichtig – sehr viel Staub in der Scheibe. Diesen Staub sieht man auch in der Milchstraße (Abb. 31.1). Mit noch so großen optischen Teleskopen können wir deshalb nur ein kurzes Stück in Richtung der Scheibe schauen. Radiowellen dagegen durchdringen die interstellare Materie. Mit dem Bau von Radioteleskopen nach 1945 wurde durch sie ein weiterer Meilenstein in der Erforschung unseres Milchstraßensystems gesetzt. Eines der weltweit größten beweglichen Radioteleskope steht in Effelsberg in der Eiffel (Abb. 31.5). Insbesondere die Beobachtung der Verteilung des interstellaren Wasserstoffs konnte die These erhärten, dass unsere Galaxie Spiralarme hat. Die hellen jungen Sterne, welche die Spiralarme markieren, kommen nämlich in Verbindung mit interstellarem Wasserstoff vor. Die radioastronomischen Untersuchungen ergaben zunächst, dass die Galaxis vier Arme hat. Neuere Untersuchungen gehen aber davon aus, dass sie nur aus zwei Armen besteht. Man vermutet, dass die zwei Arme im Inneren der Galaxis sich in ihrem Außenbereich in vier Arme aufspalten. Inzwischen gibt es auch eine Darstellung der Galaxis als Rechnerbild, das aus Messungen des Satelliten COBE (Cosmic Background Explorer; 1989 bis 1993 aktiv) im Infrarot erhalten wurde (Abb. 31.6). 31.4 Kugelsternhaufen Das Bild unserer Milchstraßengalaxie wäre unvollständig ohne die Berücksichtigung der Kugelsternhaufen, von denen in ihr gegenwärtig etwa 150 bekannt sind. Sie sind sehr viel größer als die offenen Sternhaufen. Ihre Durchmesser liegen zwischen 30 und 300 Lj. Kugelsternhaufen bestehen typischerweise aus 105 bis 106 Sternen. Eine genaue Aussage lässt sich hier nicht machen, da die Sterne so dicht stehen, dass ein Sternhaufen uns als einheitlich leuchtende Fläche erscheint. Nur am Rand ist eine Aulösung in einzelne Sterne möglich (Abb. 31.7). In Abb. 28.7 wurde das HRD für den Kugel sternhaufen M 3 angegeben. Es ist typisch für Kugelsternhaufen. Die Hauptreihe ist für große Leuchtkräfte bzw. Massen bereits „abgeräumt“. Daraus kann man schließen, dass das Alter der Kugelsternhaufen sehr groß ist. N u r zu P rü fz w e c k e n E ig tu m d e s C .C . B u c h n e r V e rl a g s