Het Melkwegstelsel: kortstondig middelpunt van het heelal

In populair-wetenschappelijke lectuur wordt vaak over het Melkwegstelsel gesproken alsof het een van oudsher bekend begrip is. Maar dat valt tegen: tot ver in de achttiende eeuw was het heel gebruikelijk om het heelal voor te stellen als een bolvormig geheel dat min of meer gelijkmatig met sterren was gevuld.
Men was natuurlijk wel allang bekend met het bestaan van de melkweg – de nevelige band van licht aan de hemel die, in Europa althans, vroeger ongetwijfeld een veel indrukwekkender verschijning is geweest dan nu. Ook was al sinds de introductie van de telescoop in de sterrenkunde duidelijk dat die melkweg uit sterren bestond. Zo schreef Galileo Galilei in zijn Siderius Nuncius (1610):

Ik heb de aard en materie van de Melkweg waargenomen... De Melkweg is in feite niets anders dan een verzameling van sterren die in hopen gegroepeerd zijn. Op welk deel je de telescoop ook richt, er verschijnt onmiddellijk een grote massa sterren in beeld. Veel van hen zijn nogal groot en behoorlijk helder, terwijl de kleinere exemplaren ontelbaar zijn.

Maar als de melkweg uit ontelbare sterren bestaat, hoe rijm je dat dan met het vermeende bolvormige, met sterren gevulde heelal? Halverwege de achttiende eeuw bedacht de Engelse wis- en sterrenkundige Thomas Wright (1711-1787) een elegante, maar enigszins gekunstelde oplossing. Tot dan toe werd de zon veelal in het middelpunt van het heelal gedacht, maar Wright plaatste haar juist aan de rand ervan. Volgens Wright was het heelal een soort zeepbel: een schil van sterren om een grote holte. Omdat ook de zon tot deze schil behoorde, was daarmee de verschijning van de melkweg verklaard; in richtingen loodrecht op de schil zouden immers veel minder sterren te zien zijn dan elders aan de hemel.
De theorie van Wright, en met name de verklaring van de melkweg, haalde de Europese kranten. Dat trok de aandacht van de nog jonge Duitse geleerde Immanuel Kant, die uit de enigszins vage berichtgeving de conclusie trok dat Wright de melkweg niet als een bolschil, maar als een platte schijf voorstelde. Kant was onmiddellijk enthousiast over dit idee en werkte het uit in een van zijn vroege werken: het wel gedrukte, maar nooit verspreide Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels (1755; in zijn geheel te vinden op http://www.mala.bc.ca/~johnstoi/kant2g.htm). Daarin oppert Kant bovendien het idee dat de elliptische nevels die aan de hemel te zien zijn, wellicht ook schijven van sterren zijn – de aanzet tot de theorie van de ‘heelaleilanden’ (lees: extragalactische stelsels), die pas in de twintigste eeuw werd bevestigd.
De theorieën van Wright en Kant hadden één groot gebrek: ze verklaarden enkele opvallende kenmerken van de sterrenhemel, maar waren niet op nieuwe waarnemingen of nauwkeurige metingen gebaseerd. Men had weliswaar een vaag idee van de grote afstanden tot de sterren, maar daaruit kon nog geen conclusie worden getrokken over de verdeling van de sterren in het heelal.

Wetenschappelijke benadering

De eerste die het probleem van de sterverdeling wetenschappelijk benaderde was de Duitse musicus William Herschel (1738-1822), die in 1757 definitief naar Engeland verhuisde. Herschel deed zijn sterrenkundige kennis aanvankelijk op uit populair-wetenschappelijke verhandelingen. Hij kocht en bouwde een hele reeks lenzenkijkers, maar stapte uiteindelijk over op (zelfgemaakte) spiegeltelescopen. Amper tien jaar nadat hij zijn eerste sterrenkundeboek had opengeslagen, durfde hij al te stellen dat hij ‘absoluut de beste telescopen bezat die ooit gemaakt waren’.
In 1774 deed Herschel zijn eerste sterrenkundige waarnemingen. Er zouden er nog vele volgen, vaak in het gezelschap van zijn zus Caroline, die enkele jaren eerder ook naar Engeland was geëmigreerd. ‘Als er geen spelbrekers als bewolking of maanlicht waren geweest, weet ik niet wanneer hij en ik hadden moeten slapen,’ schreef Caroline in haar dagboek.
Herschel ontwikkelde zich tot een fanatiek waarnemer die de sterrenhemel als zijn broekzak kende*. Met een beetje fantasie kun je stellen dat hij de eerste sterrenkundige surveys heeft uitgevoerd. Hij speurde de hemel strook voor strook af en onderbrak het waarnemen alleen voor het maken van aantekeningen.
Herschel was gefascineerd door alles wat zich nevelachtig aan de hemel vertoonde. Hij nam alle objecten van de bekende Messierlijst waar en wist een aantal daarvan als compacte sterrenhopen te ontmaskeren. Bovendien zag hij natuurlijk ook dat de melkweg uit vele afzonderlijke sterren bestaat. Dat bracht hem op de gedachte dat de zon wellicht deel uitmaakt van een reusachtige sterrenhoop, waarvan hij de omvang op vernuftige wijze in kaart probeerde te brengen.
De methode die Herschel daarbij gebruikte was even eenvoudig als onjuist. Hij ging er namelijk van uit dat alle sterren van zichzelf dezelfde helderheid hebben, en dat sterren die zwakker lijken gewoon verder weg staan dan hun helder lijkende soortgenoten. Hierdoor kon hij de door hem waargenomen helderheden gebruiken om de afstanden van de sterren te schatten.
Het resultaat was de eerste kaart die de ruimtelijke verdeling van sterren toont – met wat goede wil kun je er zelfs een platte schijf in zien. Dat laatste berust echter op wishful thinking, want wat we hier zien is niet het Melkwegstelsel, maar de min of meer willekeurige verdeling van sterren in de niet al te wijde omgeving van de zon. Wat Herschel namelijk niet kon weten, is dat het zicht op verre sterren in ernstige mate wordt gehinderd door de aanwezigheid van interstellair stof, de ontelbare kleine vaste deeltjes die in de ruimte tussen de sterren ‘zweven’. Het bereik van zijn survey was hierdoor slechts enkele duizenden lichtjaren en bovendien kwam de zon ongeveer in het middelpunt te staan.

Twee kampen

De hinderlijke invloed van interstellair stof zou nog lang onderschat blijven. Ook de befaamde Nederlandse sterrenkundige Jacobus Kapteyn (1851-1922) liet zich erdoor misleiden. Ook hij deed stertellingen, maar dan met behulp van fotografische platen. Het in 1920 gepubliceerde resultaat was een heelalmodel – het ‘Kapteyn-heelal’ – waarin de zon opnieuw tamelijk dicht in de buurt van het vermeende middelpunt stond. Het belangrijkste verschil met het model van Herschel was de schaal: Kapteyns heelal was met zijn afmetingen van 55.000 bij 11.000 lichtjaar duidelijk groter.
De sterrenkundigen waren in die tijd nog ruwweg in twee kampen verdeeld. Het ene kamp vertrouwde op Kants idee van de ‘heelaleilanden’, namelijk dat de zon deel uitmaakte van een melkwegstelsel temidden van vele andere melkwegstelsels. Het andere kamp beschouwde het (latere) Melkwegstelsel als het meest wezenlijke onderdeel van het heelal, en zag de vele, vaak draaikolkachtige nevelvlekjes aan de hemel als betrekkelijk nabije objecten (zie ook Zenit 27, blz. 252 e.v., juni 2000). Dat laatste was niet zo vreemd, omdat nog niemand een betrouwbare methode had ontwikkeld waarmee de reusachtige afstanden in het heelal konden worden gemeten. De pogingen om de parallax van de Andromedanevel te meten – de schijnbare hemelverplaatsing die het gevolg is van de jaarlijkse beweging van de aarde om de zon – kwamen soms zelfs uit op afstanden van slechts 19 (!) lichtjaar. (In werkelijkheid is deze afstand meer dan twee miljoen lichtjaar en is de parallax van de Andromedanevel bijna onmeetbaar klein.)

Doorbraak

De doorbraak in het onderzoek van de grootte en vorm van ons Melkwegstelsel werd omstreeks 1918 geforceerd door de Amerikaanse sterrenkundige Harlow Shapley. Shapley richtte zijn aandacht op de bolvormige sterrenhopen die zich buiten het melkwegvlak ophouden. Daarbij kon hij gebruik maken van de korte tevoren gedane ontdekking dat de regelmaat waarmee een bepaald soort veranderlijke sterren – de cepheïden – helderder en zwakker worden nauw samenhangt met hun werkelijke helderheid. Deze eigenschap maakt de cepheïden in principe tot betrouwbare afstandsindicators.
Met behulp van de 1,5-meter telescoop op Mount Wilson spoorde Shapley cepheïden in de bolvormige sterrenhopen op. En zo kon hij ook de afstanden tot deze sterrenhopen meten. Daarbij stelde hij vast dat zij over een vrijwel bolvormig gebied verspreid waren, waarvan het middelpunt echter niet samenviel met de positie van de zon: het lag ver weg in de richting van het sterrenbeeld Boogschutter. Shapley veronderstelde – terecht, zoals we nu weten – dat ‘de bolhopen het raamwerk van het Melkwegstelsel als geheel’ vormen en dat ze een indicatie geven van de ware omvang ervan.
Omdat ook Shapley de invloed van interstellair gas en stof onderschatte, waardoor de sterren verder weg leken dan ze in werkelijkheid waren, en niet wist dat er in werkelijkheid twee soorten cepheïden waren, kwam zijn schatting voor de omvang van het Melkwegstelsel drie of vier keer te groot uit. Dat verleidde hem tot de veronderstelling dat Herschel en Kapteyn wellicht toch op het juiste spoor waren geweest. Weliswaar stond de zon niet in het middelpunt van het heelal, maar het begon er volgens hem wel op te lijken dat het Melkwegstelsel zo’n beetje het hele heelal vulde. Hij presenteerde daarom een heelalmodel waarin het Melkwegstelsel centraal stond, met de spiraalnevels als nederige satellieten daaromheen.
Duizenden jaren lang had de aarde in het centrum van de schepping gestaan voordat zij in 1543 door de zon van haar troon werd gestoten. Nu, bijna vier eeuwen later, was het Melkwegstelsel aan de beurt. Maar dat zou van zeer korte duur zijn.
Shapleys model was uiteraard geheel in strijd met de theorie van de ‘heelaleilanden’ en leidde tot een van de beroemdste openbare discussies in de moderne sterrenkunde, die op 26 april 1920 plaatsvond: het Grote Debat met vakgenoot Heber Curtis. Uit de verslagen blijkt dat Shapley als verliezer uit de discussie kwam. Maar zijn eigenlijke opponent was niet Curtis, maar het heelal zelf. Want luttele jaren later stelden Hubble en Humason onomstotelijk vast dat de spiraalvormige nevelvlekjes aan de hemel wel degelijk complete melkwegstelsels op tot dan toe ongekende afstanden waren.
Tegen die overmacht was het model van Shapley niet bestand. Het Melkwegstelsel was alweer onttroond en ditmaal diende zich geen opvolger meer aan.

Het Melkwegstelsel doorgelicht...

De galactische schijf

Het Melkwegstelsel behoort tot de spiraalstelsels. Het meest opvallende onderdeel van deze stelsels is de platte schijf, die vrijwel alle zichtbare materie (sterren, gaswolken) bevat. Deze schijf is ook de plek waar de kringloop van sterren plaatsvindt: gaswolken trekken samen tot sterren, die aan het einde van hun bestaan weer een groot deel van hun materie uitstoten.
De hoofdbewoners van de galactische schijf zijn de sterren – 100 tot 200 miljard in getal. Het zijn sterren in allerlei soorten en maten, maar één ding hebben ze gemeen: gemiddeld hebben ze een relatief hoog ‘metaalgehalte’. Dat wil zeggen dat de materie van deze sterren meer elementen zwaarder dan helium bevat, overigens zonder dat deze meer dan een paar procent van de totale massa voor hun rekening nemen. Omdat deze zware elementen alleen in sterren worden geproduceerd, betekent dat dus dat er vele generaties aan de huidige sterren in het Melkwegstelsel zijn voorafgegaan.
De metaalrijke sterren, waartoe ook onze zon behoort, vormen samen de zogeheten Populatie I. Daaruit mag je concluderen dat er ook een Populatie II is: deze komen we later, bij het onderdeel ‘halo’, tegen.
Het valt niet mee om de middellijn van de galactische schijf te bepalen. We zitten er immers in en daarbij komt nog dat er in feite geen scherpe rand is. Naar buiten toe nemen het aantal sterren en de dichtheid van de interstellaire materie geleidelijk af. Negentig procent van de sterren bevindt zich binnen een cirkel met een middellijn van 80.000 lichtjaar, maar ook daarbuiten komen we nog sterren tegen.
Iets soortgelijks geldt voor de dikte van de schijf. Ook hierin neemt de dichtheid (naar boven en beneden toe) geleidelijk af. Er worden twee lagen onderscheiden: de dikke schijf, die ruwweg 6500 lichtjaar dik is, en de daarbinnen gelegen dunne schijf, die slechts ongeveer 650 lichtjaar dik is. Deze laatste bevat bijna al het interstellaire gas en stof. Daar vindt dus ook de meeste stervorming plaats, waardoor we juist hier zware, hete sterren (spectraaltype O en B) tegenkomen. Tezamen omvatten zij ongeveer negentig procent van alle sterren van het Melkwegstelsel. In de tamelijk ijle buitengebieden van de dikke schijf komen we overigens sterren met een veel lager metaalgehalte tegen.

De centrale verdikking en de halo

Het centrale deel van de galactische schijf is aanzienlijk dikker dan de rest. Deze zogeheten centrale verdikking heeft de vorm van een afgeplatte bol met een middellijn van ruwweg 10.000 lichtjaar. Ook dit gedeelte van het Melkwegstelsel bestaat voornamelijk uit sterren van Populatie I, maar het betreft vooral oude sterren. In combinatie met het rijkelijk aanwezige stof geeft dit de centrale verdikking een rode gloed. Datzelfde stof zorgt er overigens ook voor dat het eigenlijke centrum van ons Melkwegstelsel vanaf de aarde in zichtbaar licht niet of nauwelijks waarneembaar is.
Het metaalgehalte van de sterren in het overgangsgebied met de halo (zie hierna) vertoont grote variaties. Er is sprake van een zekere vermenging met Populatie II, wat in metaalarmere sterren resulteert, maar er zijn hier ook sterren met een extreem hoog metaalgehalte. Dat laatste is ongetwijfeld het gevolg van de grote sterdichtheid in deze omgeving.
De grenzen van de halo, het grote omhulsel van ons Melkwegstelsel, zijn moeilijk aanwijsbaar. De enige waarneembare bewoners zijn verdwaalde oude sterren – één tot tien miljard in getal – en (voor zover bekend) een stuk of 150 bolvormige sterrenhopen. Er is weinig gas of stof.
Zoals gezegd, is het metaalgehalte van de halosterren gering – tot duizenden keren zo klein als dat van onze zon. Wel zijn de bolvormige sterrenhopen die niet al te ver boven of onder het galactische vlak liggen metaalrijker dan de meer naar buiten gelegen sterrenhopen. Aangenomen wordt dat de binnenste bolhopen de extra zware elementen zelf hebben geproduceerd.

De rotatie en de donkere materie

Alle objecten in het Melkwegstelsel – sterren en gaswolken – beschrijven banen om het middelpunt. De verre bolhopen doen echter aan deze rotatie vrijwel niet mee. Daarom vormen ze een geschikt referentiekader om de omloopsnelheid van de zon te bepalen.
Uit metingen blijkt dat onze zon zich op ongeveer 28.000 lichtjaar van het galactisch centrum bevindt en met een snelheid van ongeveer 240 km/sec door het Melkwegstelsel beweegt. Daarbij moet echter worden aangetekend dat de baan van de zon enigszins elliptisch is. Als we de verzameling van sterren binnen een afstand van enkele honderden lichtjaren als groep bekijken, dan blijkt dat de gemiddelde baan cirkelvormig is en de gemiddelde rotatiesnelheid op deze afstand van het galactische centrum 220 km/sec bedraagt. Met andere woorden: samen met de sterren in de omgeving maken we eenmaal in 250 miljoen jaar een rondje om het melkwegcentrum.
Met behulp van radiotelescopen zijn ook de rotatiesnelheden op andere afstanden tot het melkwegcentrum gemeten. In grote lijnen is deze snelheid vanaf het centrum tot een afstand van 50 à 60 duizend lichtjaar vrijwel constant. Dat is vreemd, omdat de snelheid waarmee een object om het centrum van het Melkwegstelsel beweegt afhankelijk is van de hoeveelheid massa binnen zijn baan. Aangezien verreweg de meeste massa zich binnen de zonnebaan bevindt, zou je verwachten dat de rotatiesnelheid naar buiten toe afneemt. Dat dit niet gebeurt, duidt erop dat zich ook op (zeer) grote afstanden van het melkwegcentrum nog materie moet bevinden. Alleen... deze materie is niet waarneembaar!
Blijkbaar bevinden zich in de buitengebieden van het Melkwegstelsel nog grote hoeveelheden donkere materie. Uit onderzoek blijkt dat deze donkere halo zich tot op nog grotere afstand uitstrekt dan de ‘zichtbare’ halo. Schattingen geven aan dat de donkere halo een middellijn van minstens 650 duizend lichtjaar heeft.
Alles bij elkaar bevat de donkere halo misschien wel negentig procent van alle materie in het Melkwegstelsel. Met andere woorden: het zichtbare deel is slechts het topje van een reusachtige donkere ijsberg.
Waar de donkere halo uit bestaat, is tot op heden onduidelijk. Er zijn verschillende kandidaten – bruine dwergen, interstellaire materieklonten, mini-zwarte gaten en exotische subatomaire deeltjes – maar wellicht bestaat de donkere materie wel uit een combinatie daarvan. Over het bestaan ervan bestaat echter geen twijfel: de zwaartekracht is nu eenmaal een goede graadmeter voor de aanwezigheid van materie.

De spiraalstructuur

Doordat we ons in het Melkwegstelsel bevinden, op ongeveer een derde van de rand van de schijf, kunnen we natuurlijk niet zien hoe ons stelsel er van bovenaf uitziet. Toch hebben we een redelijk nauwkeurig beeld van de spiraalstructuur in de galactische schijf. Maar daar hebben sterrenkundigen wel de nodige moeite voor moeten doen.
Uit waarnemingen van andere spiraalstelsels weten we dat spiraalarmen voor een belangrijk deel zijn opgebouwd uit jonge, hete sterren van spectraaltypen O en B en wolken van (voornamelijk) waterstofgas. Het voert te ver om hier in details te treden, maar van zowel groepen O- en B-sterren als de interstellaire gaswolken kunnen snelheden en afstanden worden bepaald. We volstaan met de opmerking dat Nederlandse radiosterrenkundigen – Jan Oort en Henk van de Hulst voorop – hierbij een prominente rol hebben gespeeld. (Zie bijvoorbeeld Zenit 27, blz. 196-200, mei 2000)
Uit de resulterende kaarten van de verdelingen van sterren en gas blijkt dat ons stelsel een viertal prominente spiraalarmen heeft en mogelijk nog een aantal kleinere vertakkingen. Het ontstaan van deze spiraalstructuur is een nog onopgeloste kwestie. Zo’n spiraalarm kan immers geen samenhangend geheel zijn: de draaiing van het Melkwegstelsel zou ervoor zorgen dat hij steeds strakker rond het melkwegcentrum gewikkeld werd en uiteindelijk zou verdwijnen. Aangezien ruwweg de helft van alle heldere melkwegstelsels een duidelijke spiraalstructuur vertoont, moet er wel iets anders aan de hand zijn.
De oplossing van dit vraagstuk wordt gezocht bij een spiraalvormig patroon van dichtheidsgolven dat met een eigen snelheid om het galactisch centrum draait. Sterren en gaswolken hebben een grotere rotatiesnelheid dan het patroon van dichtheidsgolven, waardoor ze deze inhalen en op het moment van inhalen worden samengedrukt, wat tot de vorming van nieuwe sterren leidt. Deze sterren en de rest van het gas laten de dichtheidsgolf na een tijdje weer achter zich en worden opgevolgd door volgende gaswolken. Het patroon blijft dus, maar wordt steeds door andere materie gevormd.
In principe verklaart het model van de dichtheidsgolven de waargenomen spiraalstructuur goed. Maar het heeft ook zwakke punten. We weten namelijk niet hoe de dichtheidsgolven ontstaan en hoe ze zich zo lang in stand kunnen houden.

De kern

Waar de vraagstukken van de spiraalstructuur en de donkere materie nog verre van opgelost zijn, begint er wel steeds meer duidelijkheid te komen over wat zich in de kern van het Melkwegstelsel afspeelt. Zoals gezegd, gaat dit deel op zichtbare golflengten schuil achter dichte wolken gas en stof. Maar op andere golflengten – met name in het radio-, nabij-infrarood- en röntgengebied – hebben we daar veel minder last van.
Precies in het middelpunt van het Melkwegstelsel bevindt zich een krachtige bron van radiostraling: Sagittarius A. Een deel van de radiostraling is afkomstig van heet geïoniseerd gas rond jonge O- en B-sterren, een ander deel van elektronen die met extreem hoge snelheden door de aanwezige magnetische velden bewegen.
Bij nader onderzoek blijkt Sagittarius A een spiraalstructuur te vertonen met in het middelpunt een zeer compacte bron van radio- en röntgenstraling die doorgaans wordt aangeduid als Sgr A*. Het lijkt er sterk op dat deze laatste de eigenlijke kern van het Melkwegstelsel is.
Uit de bewegingen van gas en sterren in de omgeving van Sgr A* blijkt dat hier een enorme massa schuilgaat: ongeveer 2,6 miljoen zonsmassa’s. Een tijdje werd het nog mogelijk geacht dat we hier te maken hebben met een omvangrijke compacte sterrenhoop. Maar uit radiowaarnemingen is gebleken dat Sgr A* kleiner dan 30 miljoen kilometer moet zijn – vier keer zo klein als de baan van Mercurius om de zon. Daarmee staat welhaast vast dat de Sgr A* een superzwaar zwart gat is. Heel bijzonder is dat niet, want de laatste jaren zijn in vele melkwegstelsels zulke zwarte gaten opgespoord. Ons Melkwegstelsel zou eigenlijk een buitenbeentje zijn geweest als er geen centraal zwart gat was!
Ook buiten het centrale zwarte gat bevat het kerngebied van het Melkwegstelsel enorm veel materie in de vorm van gaswolken, sterren en kleinere zwarte gaten. De sterdichtheid is er zo groot dat donkere nachten er een onbekend verschijnsel zijn.

(Zenit, mei 2005)

Dit panorama geeft een overzicht van de gehele hemel, zoals vastgelegd bij de Two Micron All-Sky Survey (2MASS). Van een half miljard (!) sterren zijn de helderheden gemeten op drie golflengten in het nabij-infrarood (1,2, 1,6 en 2,2 µm). Met behulp van deze gegevens heeft men de sterren natuurlijk ogende kleuren gegeven. Alle aandacht wordt natuurlijk getrokken door de melkweg – het Melkwegstelsel gezien vanuit onze positie in de schijf. In het midden is de kern of centrale verdikking van het stelsel te zien, dat zich in het sterrenbeeld Boogschutter bevindt. De twee vage vlekjes rechtsonder het melkwegvlak zijn de Kleine en de Grote Magelhaense Wolk, de meest nabije satellietstelsels van het Melkwegstelsel. (Foto: 2MASS/J. Carpenter, T.H. Jarrett en R. Hurt)

Schematisch overzicht van ons Melkwegstelsel in zijaanzicht.

In de schijf van het Melkwegstelsel vindt een voortdurende kringloop van geboorte en dood van sterren plaats. Hier afgebeeld is een voorbeeld van een groot en zeer actief stervormingsgebied: het centrale deel van de moleculaire wolk W49A, die vier complete sterrenhopen bevat. Sommige van de sterren-in-wording zijn meer dan 120 zonsmassa’s zwaar. (Foto: ESO)

Eind vorig jaar maakten Amerikaanse sterrenkundigen bekend dat ze een nog onbekende bolvormige sterrenhoop van ons Melkwegstelsel hebben opgespoord. De ‘nieuwe’ bolhoop heeft zich lang schuil kunnen houden, omdat hij zich achter een stofrijk deel van de melkweg (in het sterrenbeeld Arend) bevindt. Hij werd ontdekt met de Spitzer-ruimtetelescoop, die op infrarode golflengten waarneemt en als het ware door het interstellaire stof heen kan kijken. Uit vervolgwaarnemingen blijkt dat de bolhoop zich op 9000 lichtjaar van de aarde bevindt en enkele honderdduizenden sterren bevat. (Foto: NASA/JPL-Caltech/H. Kobulnicky/Univ. v. Wyoming)

De rotatiekromme van het Melkwegstelsel (rode lijn), gebaseerd op radiowaarnemingen van waterstofwolken. Merk op dat de baansnelheden voorbij de baan van de zon vrijwel onveranderlijk blijven. Dat duidt er op dat er voorbij de baan van de zon nog veel materie in het Melkwegstelsel aanwezig is. Als dit niet zo was, zouden objecten op afstanden groter dan de zon ‘gewone’ Kepler-banen volgen (blauwe lijn).

Artist’s impression van de grote groep sterren in de buurt van de zon die gezamenlijk om het melkwegcentrum bewegen. Europese sterrenkundigen hebben de spectra en ruimtelijke bewegingen van 14.000 van die sterren in kaart gebracht – een klus die 15 jaar in beslag heeft genomen. Met behulp van de snelheidsinformatie kan men berekenen hoe de sterren in het verleden door het Melkwegstelsel hebben bewogen en waar ze heen gaan. De eerste resultaten duiden erop dat zaken als moleculaire wolken, spiraalarmen en zwarte gaten de bewegingen van de sterren voortdurend verstoren. De serene rust van de melkweg is dus maar schijn: de verschillende objecten in het Melkwegstelsel maken chaotische bewegingen door. (Illustratie: ESO)

Deze drie röntgenopnamen geven een overzicht van de belangrijkste objecten in het centrum van ons Melkwegstelsel. Het mozaïek (boven) toont een 900 bij 400 lichtjaar groot gebied rondom het superzware zwarte gat Sgr A*. Het kader A verwijst naar het gebiedje linksonder, waarin ongeveer 2000 afzonderlijke röntgenbronnen zijn waargenomen. Het kader B is rechtsonder uitvergroot weergegeven: vier van de röntgenbronnen (waarschijnlijk dubbelstersystemen waarin een gewone ster en een zwart gat om elkaar draaien) bevinden zich op slechts 3 lichtjaar van Sgr A* (pijlen). (Foto’s: NASA/Umass/CXC/MIT/UCLA)