Das Zentrum der Milchstrasse

Im Optischen ist uns der Blick auf das galaktische Zentrum durch dichte Wolken interstellaren Staubs verwehrt. Auf dem ganzen Weg von der Erde zum galaktischen Zentrum bewirken sie eine Extinktion. Der interstellare Staub bildet eine außerordentlich dünne Schicht. Schon bei 3° galaktischer Breite verläuft der Sehstrahl in Entfernungen von 2 kpc weitgehend außerhalb der galaktischen Staubschicht, so dass die äußeren Teile des galaktischen Zentralgebiets direkt als "Große Sagittarius-Wolke" beobachtbar sind.

Die Entfernung zum galaktischen Zentrum selbst ist natürlich nur auf indirektem Wege zu bestimmen, indem man nämlich die räumliche Verteilung solcher Objekte untersucht, die sehr stark zum galaktischen Zentrum hin konzentriert sind. Solche Objekte sind sind vor allem die Mitglieder der Halo-Population II, die zu einer so frühen Zeit entstanden, als das Milchstrassensystem noch annähernd sphärisch aufgebaut war uns sich die galaktische Scheibe noch gar nicht gebildet hatte. Die bestgeeigneten Objekte sind daher Kugelsternhaufen und RR-Lyrae-Sterne.

Die Kugelhaufen häufen sich in der Tat deutlich sichtbar in der Richtung zum Zentrum im Sternbild Sagittarius. Ihren Häufungspunkt im Raum bestimmte erstmals Shapley zu Beginn des 20. Jahrhunderts, nachdem Entfernungern von Kugelhaufen mittels der RR-Lyrae-Sterne in ihnen bestimmt werden konnten. Shapley fand, dass der Schwerpunkt des Systems der Kugelhaufen bei einer Entfernung von 10 kpc liegt.

Einen ähnlichen Wert leitete W. Baade aus der Häufigkeitsverteilung der RR-Lyrae-Sterne in "Baades Fenster" ab. In diesem "Fenster" in der Verteilung der galaktischen Staubwolken bei l = 0°.9, b = -3°.9 ist die Extinktion so niedrig, dass Baade die RR-Lyrae-Sterne in diesem Feld bis weit jenseits vom galaktischen Zentrum beobachten konnte. Der in diesem Fenster gelegende Kugelhaufen NGC 6522 hat trotz seiner großen Entfernung von 6,5 kpc nur die Extinktion Av = 1,5 mag. Baade fand, dass die 76 RR-Lyrae-Sterne in diesem Feld ein ausgeprägtes Häufigkeitsmaximum aufweisen. Obwohl der Sehstrahl in dieser Richtung das Zentrum selbst um 700 pc verfehlt, ist es doch vernüftig, diesen Wert als Entfernung zum galaktischen Zentrum anzusehen. In der Folgezeit wurden weitere Bestimmungen durchgeführt, deren Ergebnisse im Bereich 8,2 kpc und 10 kpc lagen. Der heute glaubwürdigste Wert - von der Internationalen Astronomischen Union empfohlen! - ist Ro = 8,5 kpc.

Exakt in Richtung zum galaktischen Zentrum ist der Staub nur für Radiowellen und Infrarot-Strahlung durchlässig. Im Radio-Kontinuum ist die Gegend um das Zentrum durch die helle Quelle Sgr. A dominierend. Sie zerfällt, nachgewiesen durch VLA-Beobachtungen, in vier Komponenten: Sgr A West ist eine thermische Quelle, wie jede normale HII-Region. Weiter wurde eine nicht-thermische Quelle, Sgr A Ost, gefunden. Vermutlich ist dies ein alter Supernova-Überrest. Eingebettet sind beide Quellen in einen Halo von etwa 6' Durchmesser. Schließlich hebt sich besonders intensiv eine in Sgr A West eingebettete "Punktquelle" ab, deren Durchmesser kleiner als 10 AE ist. Diese "Punktquelle" ist offentsichtlich der eigentliche Kern unseres Milchstrassensystems.

In den vergangenen Jahren brachten vor allem Infrarot- und Radiobeobachtungen viele neue Erkenntnisse. Beobachtungen von Molekülemissionen (CO und HCN) zeigenm daß das galaktische Zentrum von einem 4kpc dicken Gasring umgeben ist, dessen innerer Rand einem Abstand von ca. 2kpc vom galaktischen Zentrum hat. Er bildet den Innenrand einer grösseren Scheibe mit ca. 20pc Durchmesser. Der innere Bereich um das galaktische Zentrum ist von dichten Staubwolken umgeben, die zu einer Extinktion von 31^m im visuellen führen, Im nahen Infrarot erkennt man jedoch einen dichten Sternhaufen. Aufnahmen bei einer Wellenlänge von 2,2µm zeigen etws 340 Objektr mit einer Helligkeit von 14^m. Die Position dieses Haufens stimmt sehr gut mit der von Sgr A* überein. Der Kernradius dieses Haufens liegt bei ca. 0,15pc. Seine Gesamtmasse beträgt fast 10⁶ Sonnenmassen und seine Massendichte liegt bei 10⁸ Sonnenmassen pro³. Diese Dichte ist mehr als 100 mal höher als die von kompakten Kugelhaufen. Daher sollte es hier in der Regel alle 10000 Jahren zu Zusammenstössen zwischen Sternen kommen. Dies erklärt möglicherweise die Existenz von 10 bis 100 massereichen Heliumsternen. Sonst besteht dieser Haufen offenbar aus M-Riesen mit Oberflächentemperaturen von 3000K. Ausserdem scheint die Sternbildung im Zentralbereich während der letzten 100 Millionen Jahre in drei Episoden aktiver Sternentstehung vor sich gegangen zu sein, wobei der letzte Burst vor 5 Millionen Jahren stattgefunden hat. - Sagittarius A ist eine variable Radioquelle, die auch im Infrarotem schwach sichtbar ist. In den Speckle-Daten deutet sich eine Ausdehnung von 0,02 pc (entsprechend 4000 AE) in Ost-West-Richtung an. Beobachtungen mit dem VLBI Wellenlänge von 7mm zeigen ein Jet-Struktur, die von Sag A* in zwei entgegengesetzte Richtungen ausgeht, wobei jeder "Arm" eine Länge von etwa 100 AE aufweist. Bei Beobachtungen mit dem VLBA ebenfalls bei dieser Wellenlänge fand man in derselben Richtung eine leicht elongierte Struktur, die sich am besten mit der Annahme von zwei Komponenten erklären lässt, die 25 AE voneinander entfernt sind und deren Ausdehnung etwa 7 AE beträgt. - Die Hinweise darauf, dass es sich bei Sag A* um ein Schwarzes Loch handeln könnte, haben sich weiter verdichtet. Die Messungen von Radialgeschwindigkeiten verschiedener Objekte in verschiedenen Abständen vom galaktischen Zentrum sind damit verträglich, dass sich innerhalb eines Volumens mit einem Radius von höchstens 0,09pc Materie mit 1 bis 2 Millionen Sonnenmassen befindet. Dieses lässt sich heute nur durch die Existenz eines Schwarzen Lochs erklären. Das Spektrum von Sag A* im Radio, Millimeter- und Submillimeterbereich besteht aus drei Komponennten: Die Synchrotronstrahlung im Radiobereich kommt aus der Magnetosphäre des Schwarzen Lochs, die thermische Strahlung im Submilimeter- und fernen IR-Bereich entsteht in einer kompakten inneren Staubscheibe mit einem Durchmesser von 0,3 pc. Die im nahen IR-Bereich beobachtete Strahlung wird von einem 40000 K heißen Plasma von dem durch Reibung aufgeheizten Innenrand der Scheibe emittiert. Weiter Phänomene deuten auf eine starkt Aktivität hin. So wurde eine "Mini-Spirale" aus Gas entdeckt, deren Materie vermutlich in Richtung auf das galaktische Zentrum stürzt. Unmittelbar südlich von Sag A* gibt es eine Blase 1000 Grad heißem Gases. Sie entsteht vermutlich durch einen starken Teilchenwind, der mit Geschwindigkeiten von 1000 km/s von Sag A* oder dem benachbarten Komplex IRS 16 ausgeht. Diese Phänomene zeigen eine Verwandtschaft mit den Kernen aktiver Galaxien. Ein Schwarzes Loch mit 1 Millionen Sonnenmassen, das von einer Akkretionsscheibe umgeben ist, könnte 10⁴ bis 10⁵ mal soviel Energie wie das Zentrum der Milchstrasse abstrahlen. Man spricht in diesem Fall auch von einem "hungernden" oder "unterernährten" Schwarzen Loch.

Die 21-cm-Strahlung des neutralen Wasserstoffs zeigt, dass eine schnell rotierende Scheibe das galaktische Zentrum umgibt. Sie weist Radialgeschwindgkeiten zwischen - 220 km/s und + 200km/s auf. Ihr Radius ist etwa 300 pc, ihre Dicke 200 pc. Seltsamerweise ist sie 22° gegen die galaktische Ebene geneigt.

Neben dem atomaren Wasserstoff, beobachtet bei 21cm, ist die galaktische Zentrumsregion reich an Molekülwolken, deren Beschaffenheit von der normler Molekülwolken stark abweicht. Zunächst ist die Flächenhelligkeit dieser Wolken im Licht der CO-Linien ungewöhnlich hoch. Ursache ist ihre hohe Dichte, die im Durchschnitt bei 10⁵cm^-3 liegt. Außerdem sind die Temperaturen wesentlich höher als in normalen Molekülwolken. NH3-Beobachtungen ergaben Temperaturen bis über 100 K. Auch die Geschwindigkeitsdispersion in diesen Molekülwolken ist viel höher als üblich. Beides, hohe Temperatur und hohe Geschwindigkeitsdispersion, gehen vermutlich auf die differentielle galaktische Rotation zurück, die sich in Zentrumsnähe besonders stark auswirkt.

Das Volumen bis R = 500 pc enthält etwa 2x10⁸ Sonnenmassen an molekularem Wasserstoff, das sind etwa 10% der Gesamtmenge im ganzen Milchstrassensystem. Natürlich sind alle Angaben mit großer Vorsicht zu betrachten, denn bei solchen Rechnungen sind immer Umrechnungsfaktoren benutzt worden. Diese Beziehungen können in Zentrumsnähe völlig anders beschaffen sein als in Sonnenumgebung. Jedenfalls hat es den Anschein, als würde der Gasgehalt im Bereich des Zentrums nur 1% der Gesamtmasse betragen, während in Sonnenumgebung ein Wert von einigen 10% angenommen wird.

Wenn auch der relative Gasgehalt in Zentrumsnähe gering ist, verglichen mit weiter außen liegenden Partien der Milchstrasse, so ist die absolute Gasdichte dennoch hoch. Das ist auch der Grund, weshalb wir hier diejenigen Molekülwolken finden, die den größten Reichtum an komplexen Molekülen aufweisen. Den Rekord hält dabei die thermische Radioquelle Sgr B2, bei l = 0°.67, b = -0°.04 gelegen. Sie übertifft in dieser Hinsicht sowohl Sgr A als auch die mit dem großen Orion-Nebel assozierte Moleküwolke.

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