Die Dreiecksgalaxie M 33


Aufnahme: Julian Zoller


Dreieckig sieht diese Galaxie nun wirklich nicht aus! Ihr Name rührt von ihrer Lage im Sternbild Dreieck (lateinisch Triangulum) her.  Sie wird gerne auch schlicht als M33 bezeichnet. Das M steht für Charles Messier, der die Galaxie am 25.8.1764 entdeckte und in seinen Katalog nebelartiger Objekte aufnahm.

Es handelt sich bei M33 um eine Spiralgalaxie, das heißt um eine flache Scheibe aus Sternen, Gas und Staub, die spiralförmige Arme ausbilden. Damit ähnelt sie im Prinzip unserer eigenen Galaxie. Es gibt aber auch Unterschiede: Mit einem Scheibendurchmesser von 60.000 Lichtjahren ist sie nur halb so groß, wie unsere Milchstraße und beherbergt dementsprechend auch nur ein Zehntel so viele Sterne.

Ein weiterer Unterschied zu unserer Milchstraße liegt im Kernbereich der Galaxie. Während im Zentrum unserer Milchstraße ein supermassereiches Schwarzes Loch mit drei bis vier Millionen Sonnenmassen sitzt, ist der Kern von M33 eher unscheinbar. Die Massenobergrenze für ein Schwarzes Loch in M33 liegt bei „nur“ 3.000 Sonnenmassen. Wie zum Ausgleich befindet sich in einem der Spiralarme von M33 dafür das größte bekannte stellare Schwarze Loch mit 15,65 Sonnenmassen. Ein stellares Schwarzes Loch ist im Unterschied zu den Kernen einer Galaxie aus einem Stern entstanden.

Die Aufnahme von Julian Zoller zeigt dunkle Staubbänder, heiße blaue Sterne und rot leuchtendes Wasserstoffgas. Letztere bilden blasenartige Strukturen, HII-Regionen genannt. In der Aufnahme ist links unten eine besonders große HII-Region zu sehen. Sie hat eine eigene NGC-Katalognummer, nämlich NGC 604. Innerhalb von NGC 604 befindet sich ein junger Sternhaufen aus über 200 Sterne, von denen jeder unsere Sonne deutlich an Masse übertrifft.
Massereiche Sterne leuchten besonders hell unter Abgabe energiereicher UV-Strahlung. Damit höhlen die Sterne die Region NGC 604 aus und bringen das Gas zum Leuchten. NGC 604 ähnelt damit dem bekannten Orionnebel unserer Milchstraße, doch ist NGC 604 viel gewaltiger: Es ist mit einem Durchmesser von 1.500 Lichtjahren das größte bekannte Sternentstehungsgebiet. Es ist so groß, wie der Orionnebel von uns entfernt ist.

Dieses Video der NASA zeigt die Lage der Dreiecksgalaxie mit Zoom auf NGC 604 mittels dem Weltraumteleskop Hubble:



Apropos Entfernung: Die Dreiecksgalaxie gehört mit der etwas nördlicher befindlichen Andromedagalaxie zur sogenannten Lokalen Gruppe. Das heißt, dass diese beiden Galaxien mit unserer Milchstraße eine gravitativ gebundene Gruppe von Galaxien bilden. Dabei ist M33 mit 2,7 Millionen Lichtjahren etwas weiter von uns entfernt als die Andromedagalaxie.

Am Himmel stehen die beiden Galaxien relativ nahe beieinander:


Screenshot aus Kosmos Himmelsjahr Professional

Folgt man dem Pegasus-Quadrat in Richtung Osten, trifft man auf das Sternbild Andromeda. Es besteht im Wesentlichen aus einer Kette dreier heller Sterne: Alpheratz (auch Sirrah genannt), Mirach und Alamak. Nördlich dieser Sternenkette liegt die Andromedagalaxie, südlich davon M33 im Sternbild Dreieck, das übrigens im Unterschied zur Galaxie wirklich wie ein Dreieck aussieht.

Visuell ist die Dreiecksgalaxie leider ein schwieriges Objekt. Ihre Flächenhelligkeit ist so gering, dass sie im lichtverschmutzen Himmel im aufgehellten Hintergrund ertrinkt. Unter einem dunklen Gebirgshimmel ist sie dafür umso beeindruckender!

Technische Angaben zur Aufnahme von Julian Zoller:
700/5600mm Cassegrain Teleskop
Eigenbaumontierung
Kamera: SBIG STX-16803
Guiding mit PHD2 und einer DMK21.AU.618.AS

Aufnahmedaten:
H-Alpha 30min
L 210min
R 40min
B 40min
G Synthetisch

Bearbeitet mit Pixinsight und Photoshop. 

Ein Offener Sternhaufen und der Bubble-Nebel in der Kassiopeia


Aufnahme: Stefan Taube

Durch das Sternbild Kassiopeia verläuft das Band unserer Milchstraße - eine Galaxie aus über 200 Milliarden Sternen. Da ist es nicht verwunderlich, dass jede Fotografie aus einem Ausschnitt der Kassiopeia voller Sterne ist. Trotz der vielen Sterne setzt sich in dieser Aufnahme rechts unten eine dichte Sternwolke erkennbar ab. Es handelt sich um einen sogenannten Offenen Sternhaufen, das ist eine lose Ansammlung von hunderten bis tausende Sterne, die in der Folge ihrer gemeinsamen Entstehung einen lockeren Verbund bilden. Dieser Offene Sternhaufen heißt Messier 52, benannt nach dem französischen Astronomen Charles Messier, der ihn 1774 mitten aus Paris heraus entdeckte und als Nummer 52 in seinen Katalog nebelartiger Objekte aufnahm.

M52 ist ein besonders sternreicher Haufen mit über 6.000 Mitgliedern, der darüber hinaus noch sehr konzentriert ist. Da es sich bei einem Offenen Sternhaufen um eine Sternkinderstube handelt, sind die Sterne vergleichsweise jung. Während unsere Sonne schon 4,6 Milliarden Jahre alt ist, liegt das Alter von M52 zwischen 25 und 165 Millionen Jahre - die Unsicherheit ist bei der Altersangabe sehr groß.

Mit dem Teleskop können wir die Winkelausdehnung des Sternhaufens relativ einfach messen. Sie beträgt 16 Bogenminuten (eine Bogenminute ist ein sechzigstel Grad). Die reale Ausdehnung kann aus der Winkelausdehnung und der Entfernung berechnet werden. Die Bestimmung der Entfernung ist allerdings deutlich komplizierter. Aktuell geht man von 4.630 Lichtjahren aus. Dadurch ergibt sich ein Durchmesser des Sternhaufens von 22 Lichtjahren. Über 6.000 Sterne befinden sich also in einem 22 Lichtjahren großen Bereich, das entspricht im dichten Zentrum des Haufens etwa 1,5 Sterne pro Kubiklichtjahr. Zum Vergleich: Der nächstgelegene Stern zu unserer Sonne ist 4,2 Lichtjahre entfernt - da ist deutlich mehr Platz dazwischen, als im Sternhaufen Messier 52.

In der linken oberen Ecke der Aufnahme ist ein ganz anderes Objekt zu erkennen:  Eingebettet in einem roten Emissionsnebel ist eine Blase um einen hellen Stern zu erkennen. Dieser Blase verdankt das Objekt den Namen Bubble-Nebel, im New General Catalogue trägt es die Nummer 7635, wird also kurz als NGC 7635 bezeichnet. Entdeckt hat das Objekt Friedrich Wilhelm Herschel im Jahre 1787.

Die rote Farbe wird von Wasserstoffgas erzeugt. Das Gas wird durch die UV-Strahlung zum Leuchten angeregt, die von dem hellen Stern in der Blase ausgeht. Dieser Stern hat auch die Blase selbst erzeugt. Warum er allerdings nicht genau in ihrer Mitte sitzt, ist nicht bekannt. Bei dem Stern handelt es sich um ein sehr heißes Exemplar vom Spektraltyp O6.5III. Solche Sterne erreichen Oberflächentemperaturen von über 37.000° Celsius. Im Vergleich dazu ist unsere 6.000° heiße Sonne regelrecht kühl.

Das Sternbild Kassiopeia steht im Herbst hoch am Himmel:

Sternkarte erstellt mit Stellarium
Die hellsten Sterne der Kassiopeia bilden eine gezackte Linie, die auch Himmels-W genannt wird. Im Herbst steht das W auf dem Kopf, so dass die Kassiopeia ein Himmels-M bildet. Die Grafik oben zeigt auch die Lage des Polarsterns. Lässt man im November spät abends den Blick vom Polarstern in Richtung Zenit wandern trifft man auf  die beiden benachbarten Sternbilder Kepheus und Kassiopeia, die auch in der griechischen Mythologie ein Ehepaar sind.

Der Offene Sternhaufen M52 liegt zwischen den beiden Sternbildern. Sie können ihn bereits mit einem kleinen Fernglas entdecken: Fahren Sie einfach mit dem Fernglas die von den beiden Sternen Shedar und Caph gebildete Linie in Richtung Kepheus ab. In der doppelten Entfernung von Shedar und Caph treffen Sie dann auf einen runden Nebelfleck.

Je größer die Öffnung des Fernglases ist, desto mehr löst sich der Nebel in einzelne Sterne auf. Bis zu 100 Sterne sind in einem Amateurteleskop mit 150 Millimeter Öffnung (6 Zöller) zu sehen, doch ganz aufgelöst bekommt man den Offenen Sternhaufen nicht. So wird auch die Beschreibung des Entdeckers Charles Messier aus dem Jahre 1774 verständlich:
Haufen von sehr kleinen Sternen vermischt mit Nebel
Der Bubble-Nebel NGC 7635 ist für die visuelle Beobachtung ein viel schwierigeres Objekt. Die namensgebende Gasblase zeigt sich erst in einem großen Teleskop mit Hilfe eines OIII-Filters. Fotografisch ist der Nachweis wesentlich einfacher.

Das königliche Seepferdchen


Image Credit & Copyright: Sergio Kaminsky

 Das Sternbild Kepheus (lat. Cepheus) ist in unseren mitteleuropäischen Breitengraden zirkumpolar, also das ganze Jahr zu sehen. Im Herbst erreicht es seine obere Kulmination, also die höchste Stellung am Nachthimmel. Benannt ist es nach dem König Kepheus aus der griechischen Sagenwelt. Seine Frau ist die Königin Kassiopeia, deren gemeinsame Tochter ist die Andromeda. Diese drei Sternbilder markieren also eine komplette Königsfamilie, zu der dann noch der Schwiegersohn Perseus gehört.

Das Sternbild Kepheus sieht allerdings nicht sonderlich königlich aus. Es erinnert eher an eine Kinderzeichnung eines Hauses. Vor dem Haus verläuft die Milchstraße. Das Band der herbstlichen Milchstraße ist deutlich schwächer ausgeprägt als das sommerliche Band, auf dem das Sommersternbild Schwan (lat. Cygnus) fliegt.

Das Band der Milchstraße wird von unzähligen Sternen gebildet. An manchen Stellen scheinen diese aber schlicht zu fehlen, als wäre dort ein dunkles Loch im Himmel. Solche Dunkelwolken hat der amerikanische Astronom Edward Emerson Banard im Jahre 1913 in seinem Katalog Atlas of Selected Resgions of the Milky Way kartografiert. Das Bild oben zeigt in einer modernen Aufnahme die Nummer 150 von insgesamt 182 in diesem Verzeichnis und wird daher Banard 150 oder kurz B 150 genannt. Seine Entfernung wird auf 1.200 Lichtjahre geschätzt.

Die Abbildung unten zeigt die Karte Nummer 47 (Region in Cepheus) aus dem Atlas von Banard.

Barnard, Edward Emerson. A Photographic Atlas of Selected Regions of the Milky Way. Ed. Edwin B. Frost and Mary R. Calvert. Washington: Carnegie Institution of Washington, 1927


Rechts oben sehen wir eine Umrisslinie um den hakenförmigen Dunkelnebel B 150, sowie weitere markierte Dunkelnebel.

Im nächsten Bild ist die Lage des Dunkelnebels Banard 150 im Sternbild Kepheus mit einem blauen Quadrat markiert:

Himmelsanblick in Richtung NW am 26.10. um 22:00 Uhr MESZ. Quelle: Stellarium


Zur besseren Orientierung ist in diesem Ausschnitt links noch der helle Stern Deneb im Schwan (Cygnus) angegeben.

In der fotografischen Aufnahme von Sergio Kaminsky ist Banard 150 eindeutig als Band aus Staub zu erkennen, der das Licht dahinterstehender Sterne teilweise verschluckt. Solche Dunkelnebel sind kompakte Bereiche großer Molekülwolken. Befinden sie sich im Kollaps werden sie zu Sternentstehungsregionen. Die darin entstehenden Sterne vertreiben mit ihrem Sternwind dann den restlichen Staub.

In der Hierarchie der interstellaren Materie bilden die Molekülwolken die größten Strukturen. Sie erreichen Ausdehnungen von mehreren hundert Lichtjahren. Kartiert werden können sie nur mit Radioteleskopen. Hier verrät die langwellige Strahlung angeregter Moleküle ihre Anwesenheit. Daher rührt auch ihr Name Molekülwolken.

Sehr gut nachweisen lässt sich das Kohlenmonoxid-Molekül CO, das auch stabil genug ist, um nicht von der UV-Strahlung des nächstgelegenen Sterns zerlegt zu werden. Man findet aber auch komplexere Moleküle, wie zum Beispiel Benzol. Molekülwolken verraten sich also durch die Schwingung bestimmter Moleküle, dennoch bestehen sie im Wesentlichen aus Wasserstoff und Helium - ganz so wie die Sterne, die sich aus ihnen bilden.

Für den Beobachter mit einem Amateurteleskop ist Banard 150 kein erreichbares Objekt. So ist es auch im Deep Sky Reiseführer nicht gelistet. Beschrieben findet sich stattdessen Banard 168 im benachbarten Sternbild Eidechse (lat. Lacerta). Dieser Dunkelnebel verrät sich im Fernglas als ein "Loch im Himmelszelt".

Literatur: Handbuch Astronomie, Oculum-Verlag