Die Milchstrasse

das Band im galaktischen Äquator ist schmäler und die Strahlung kommt nicht von Sternen, sondern von dem Gas, das sich zwischen den Sternen verteilt ist, und aus dem die Sterne entstehen. Das interstellare Gas liegt in mehreren Komponenten von unterschiedlicher Temperatur vor. Es gibt dünnes, sehr heisses Gas von Millionen Kelvin, das von explodierten Sternen stammt, warmes und kühles Gas in ionisierter und neutraler Form, und Wolken aus kühlem (10 K), dichten Gas, die eine Vielzahl von Molekülarten enthalten, und aus denen neue Sterne entstehen können.

Ionisiertes Gas produziert Radiostrahlung, einerseits ein thermisches Kontinuum sowie ein nicht-thermisches Kontinuum, wenn Elektronen vom interstellaren Magnetfeld auf kreis- und schraubenförmige Bahnen abgelenkt werden.

Neutrales und molekulares Gas weist ferner Linienemission auf, durch die charakteristischen Spektrallinien der Atome und Moleküle. Eine Besonderheit ist der neutrale Wasserstoff, der aufgrund der hohen Häufigkeit dieses Elements (90 Prozent der Atome normaler Materie) besonders wichtig ist: Proton und das darum sich bewegende Elektron haben einen internen Drehimpuls, den 'Spin'. Wenn durch einen Stoss mit einem anderen Teilchen sich in einem Wasserstoffaton die Spins parallel eingestellt haben, stellt das Elektron seinen Spin wieder auf die energetisch günstigere anti-parallele Orientierung ein und strahlt die überschüssige Energie in Form einer Radiowelle mit der scharf definierten Frequenz von 1420,405751 MHz ab - entsprechend einer Wellenlänge von rund 21 cm.

Die Sonnensystem befindet sich in etwa R_o = 8.5 kpc Entfernung vom Zentrum, näherungsweise auf einer Kreisbahn mit einer Geschwindigkeit von etwa v_sun = 210 km/s. In der 21 cm Linie des Wasserstoffatoms lassen sich Wolken von neutralem Gas in der gesamten Milchstrasse beobachten, und aus der Dopplerverschiebung der Linie lässt sich die Radialgeschwindigkeit messen. Somit ist es nicht nur möglich das interstellare neutrale Gas der galaktischen Scheibe zu kartieren sondern auch die Rotation der Scheibe zu vermessen.

Betrachten wir eine Gaswolke, die sich in Richtung galaktischer Länge l im Abstand R vom Zentrum auf einer Kreisbahn mit Geschwindigkeit v(R) befinden möge. Dann ergibt sich die von uns messbare Radialgeschwindigkeit aus dem Sinussatz als vrad = (v(R) * Rsun/R - vsun) * sin l Somit ist jeder Ort auf einer Sichtlinie in dieser Richtung durch eine Radialgeschwindigkeit gekennzeichnet. Wenn wir also eine Emission bei einer Geschwindigkeit beobachten, können wir Aussagen machen, wo sich diese Wolke befindet.

In einem JavaScript Tool lässt sich die obige Formel graphisch darstellen, und die Gebiete in der Galaktischen Ebene aufzeigen, in denen Gaswolken von der Sonne (gelber Kreis, r_sun = 8.5 kpc) aus gesehen positive oder negative Radialgeschwindigkeit haben:

• Schaut man in eine Richtung l=50°, die durch den Bereich innerhalb der Sonnenbahn geht, erscheint die Emission aus diesem Bereich rotverschoben, also bei Frequenzen unterhalb der theoretischen Linienfrequenz. Aus grösseren Entfernungen kommt blauverschobene Emission.
• Der Plot entlang der Sichtlinie zeigt, wie die Radialgeschwindigkeit mit der Entfernung abhängt: zuerst steigt sie an, durchläuft ein Maximum, und nimmt danach monoton ab, und erreicht negative Werte.
• Ein Beobachter auf unserer Südhalbkugel kann bei l=310 dasselbe Spiel sehen, aber mit umgekehrtem Vorzeichen!
• Schaut man in Richtung l>90°, also nur ausserhalb der Sonnenbahn, gibt es weder ein Vorzeichenwechsel noch ein Maximum. Die Radialgeschwindigkeit fällt (oder steigt) monoton mit der Entfernung.
• Gaswolken in Richtung des galaktischen Zentrum, des Anti-Zentrums (l=180°), sowie auf der Sonnenbahn erscheinen uns ohne Radialgeschwindigkeit. Daher ist die Interpretation dieser Daten erschwert.

Rotationskurve

Spiralarme

Beobachtet man beispielsweise in Richtung l=90° und b=0°, so erhält man nebenstehendes Spektrum, in dem mehrere Emissionskomponenten zu sehen sind. Da die 21 cm Linie von sich aus ausserordentlich schmal ist, entstehen die spektralen Strukturen durch die unterschiedlichen Radialgeschwindigkeiten (von -100 bis +20 km/s) der Gaswolken. Die einzelnen "Höcker" sind als Ansammlungen von Gaswolken in Form von Spiralarmen zu deuten Die Breite der Höcker von etwa 20 km/s zeigt, dass die Wolken innerhalb eines solchen Arms auch eine Eigenbewegung mit einer solchen Geschwindigkeit besitzen, mit der sie sich in zufälliger Richtung gegenüber dem Mittelwert des Arms bewegen.

Unser Survey 2013/15

	Die Himmelsverteilung der Emission des neutralen Gases mit 0 km/s Radialgeschwindigkeit (vom AllSky Datensatz)
	Ansicht der Galaktischen Ebene: Die Intensität ist als Funktion von galaktischer Länge und Radialgeschwindigkeit als Falschfarbenkarte dargestellt. Die weissen Kurven zeigen den erwarteten Verlauf der Radialgeschwindigkeit mit der galaktischen Länge, wenn man eine konstante Rotationsgeschwindigkeit 230 km/s annähme. Die gute übereinstimmung dieser Kurve mit der Grenze der Emission im Bereich von l=0 bis 90° zeigt, dass die Rotationsgeschwindigkeit unabhängig vom Abstand zum Galaktischen Zentrum ist, eines der Indizien für die Gegenwart der 'Dunklen Materie'
	Eine vergrösserte Ansicht der inneren galaktischen Ebene zeigt zusammenhängende Emissionsstrukturen von Spiralarmen, die innerhalb der Sonnenbahn liegen. Drei sind durch weisse Punkte hervorgehoben. Bei manchen galaktischen Längen bemerkt man Sprünge in der Intensität, da die Empfindlichkeit des Instruments sich von Tag zu Tag leicht ändern kann.
	Ausschnittsvergrösserung der galaktischen Ebene in dem Zentrum entgegengesetzter Richtung: Bei galaktische Länge 180° ist alle Emission um 0 km/s konzentriert, weil in dieser Richtung sich das Gas parallel zu uns bewegt, so dass die Radialgeschwindigkeit bis auf kleine Abweichungen von der Kreisbahnbewegung Null ist. Bei Längen zwischen 200 .. 240° ist einige Spiralarme zu sehen, die alle ausserhalb der Sonnenbahn liegen. Die Intensität nimmt gegen 240° ab, weil die Antenne tief, in die Nähe des Horizonts gerichtet werden muss. Jenseits von 240° sind von unserem nördlichen Breitengrad keine Beobachtungen möglich.
	Nimmt man ein Modell für das Rotationsgesetz an, kann man aud der Radialgeschwindigkeit die Entfernung der Gaswolken von uns berechnen. In dieser Weise kann man eine Karte des interstellaren Gases erstellen, wie es aussehen würde, wenn man von aussen auf unsere galaktische Scheibe herunterschauen könnte. Besonders deutlich ist der Spiralarm zu erkennen, der sich ausserhalb der Kreisbahn der Sonne (markiert durch den schwarzen Kreis) erstreckt.
	Das Spektrum in der galaktischen Ebene bei l=90° zeigt neben der lokalen Emission (der Höcker bei 0 km/s) auch vier oder fünf blauverschobenene Höcker von Gas in Spiralarmen ausserhalb der Sonnenbahn.
	Die Karte aus galaktischer Breite und Geschwindigkeit weist bei l=90° Emission bei 0 km/s und allen galaktischen Breiten auf. Es handelt sich um interstellaren Wasserstoff in unserer näheren Umgebung der uns einhüllt. Bei negativen Radialgeschwindigkeiten und in der Ebene erkennt man eine Reihe von hellen Knoten - wie oben im Spektrum - bis etwa -100 km/s. Dies ist das interstellare Gas in den Spiralarmen ausserhalb der Sonnenbahn. Der schnellste Knoten liegt bei etwas höherer galaktischer Breite (2°) als die langsameren Knoten. Dies bedeutet, dass die galaktische Scheibe nicht in einer Ebene liegt: Die ässeren Teilen sind so gekippt, dass sie bei l=90° oberhalb der galaktischen Ebene liegen.