- Astronomie im Berchtesgadener Land -

Monatsthema März 2010: "Die Messier-Objekte Teil II"

Der Messier-Katalog umfasst Objekte, die in kleineren Fernrohren im Gegensatz zu Sternen als unscharfe Flecken erscheinen. Als der Messier-Katalog entstand (1764), waren solche Fernrohre, die man heute im Kaufhaus erhält, allerdings "Stand der Technik" und damit Arbeitsgeräte der Astronomen. Anlass den Katalog zu erstellen war die Suche Messiers nach Kometen. Auch diese erscheinen im kleinen Fernrohr als kleine neblige Flecken, aber wegen ihrer Bahn im Sonnensystem bewegen sie sich bezüglich der Hintergrundsterne. Um nicht immer wieder die gleichen Objekte zu beobachten und dann nach einigen Tagen festzustellen, dass sie sich nicht bewegen, also keine Kometen sind, legte Messier diesen Katalog an. Inzwischen sind diese Objekte genauer untersucht und klassifiziert. Es handelt sich dabei um Offene Sternhaufen, Kugelsternhaufen und Gasnebel, die bereits im vorigen Artikel vorgestellt wurden. In diesem Beitrag geht es um die noch ausstehenden Messier-Objekte: Die Planetarischen Nebel, die Galaxien und schließlich die sonstigen Objekte.

Beginnen wir mit den sonstigen Objekten. Hier handelt es sich um irrtümlich im Messier-Katalog aufgenommene Gebilde. Messier hat M 24 als Offenen Sternhaufen eingestuft. In Wirklichkeit handelt es sich dabei aber um Sterne, die nicht gleichweit, sondern bis zu 4000 Lichtjahre voneinander entfernt sind. Des weiteren M 40, das Messier von Hevelius übernommen hatte. Das Objekt ist in Wahrheit ein Doppelstern. Bei M 73 schließlich handelt es sich ebenfalls um vier scheinbar nebeneinander liegende Sterne.

Kommen wir zu den Planetarischen Nebeln. Der Name beruht auf einer Fehlinterpretation von Charles Messier, der das Objekt als eher rundes, relativ scharf begrenztes schwaches Scheibchen, im kleinen Fernrohr dem Erscheinungsbild eines Planeten durchaus ähnlich, beschreibt. In Messiers Katalog erscheinen nur vier, da es sich bei Planetarischen Nebeln um durchweg lichtschwache Objekte handelt, die mit den Fernrohren dieser Zeit kaum zu finden waren. Inzwischen sind etwa 1.500 bekannt und man schätzt ihre Zahl in unserer Milchstraße auf etwa 50.000. Sie entstehen aus Sternen mit weniger als drei Sonnenmassen. Diese erzeugen ihre Energie durch Kernfusion, indem sie Wasserstoff in Helium umwandeln. Nachdem Sterne dieser Größenordnung mit ihrer Energie sparsam umgehen, kann dies mehrere Milliarden Jahre dauern. Es herrscht dabei ein Gleichgewicht zwischen der Gravitation und dem Strahlungsdruck. Ist im Kern der Wasserstoffvorrat verbraucht, so lässt der Strahlungsdruck nach, der Kern wird komprimiert und die Temperatur heizt sich dort von 15 Millionen auf ca. 100 Millionen Grad auf. Dabei entstehen neue Reaktionen und das Helium fusioniert zu Kohlenstoff und Sauerstoff, während in einer äußeren Schale weiterhin die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium stattfindet. Der Stern dehnt sich stark aus, was zur Folge hat, dass sich seine Oberfläche vervielfacht und die Oberflächentemperatur sinkt. Der Stern tritt in das Stadium des "Roten Riesen". Die Helium-Kernfusion ist aber sehr temperaturempfindlich: Bei einem Temperaturanstieg beschleunigt sie sich stark, erzeugt mehr Energie und ihre Schichten dehnen sich aus. Dies führt aber wieder zu einer Abkühlung, welche die Reaktion verlangsamt. Die Folge: Der Stern beginnt zu pulsieren. Diese Pulsation kann so stark sein, dass der Stern seine ganze Sternatmosphäre abstößt, die sich mit 20 bis 40 km/sec. ausdehnt, als verhältnismäßig langsamer Sternenwind vom Stern entfernt und dabei eine Temperatur von etwa 10.000 Grad erreicht.

In dem Maße, in dem der Stern seine Hülle verliert, wird der heißere Kern freigelegt und seine Farbe verändert sich über orange, gelb und weiß zu blau hin, was bedeutet, dass seine Oberflächentemperatur immer mehr ansteigt. Erreicht sie 30.000 Grad, so sendet der Stern energiereiche UV-Strahlung aus, welche die abgestoßene Hülle ionisiert und zum Leuchten anregt und das ist das, was man bei einem Planetarischen Nebel sieht. Entfernt sich die Hülle weiter, so reicht die Energie der Strahlung nicht mehr aus um sie zum Leuchten anzuregen. Das bedeutet: Planetarische Nebel sind (im astronomischen Sinn) extrem kurzlebige Erscheinungen, die nur einige Zehntausend Jahre existieren.

Messier selbst entdeckte nur M 27 im Füchslein, den mit 7.3 mag hellsten dieser Nebel, aber auch den ersten, der überhaupt gefunden wurde. Er ist nicht gleichmäßig hell, sondern auf zwei Seiten etwas blasser, was ihm den Namen Hantelnebel einbrachte. Von den anderen ist vor allem M 57, der Ringnebel in der Leier, bekannt. M 76 im Perseus wird auch als der kleine Hantelnebel bezeichnet. Er wurde 1780 von Messiers Helfer und Nachfolger Pierre Méchain entdeckt. Er liegt in 3400 LJ Entfernung und hat eine scheinbare Helligkeit von 10,1 mag. Der letzte Planetarische Nebel im Messier-Katalog ist M 97, der Eulennebel im Großen Bären. Er hat bei einer Entfernung von 4140 LJ eine scheinbare Helligkeit von 9.9 mag. Seine Ausdehnungsgeschwindigkeit beträgt 40 km/s, was bei einem Durchmesser von 2 LJ ein Alter von ca. 6000 Jahren ergibt.

Schließlich sind da noch die Galaxien, früher auch als "extragalaktische Nebel" bezeichnet. Das sind eigene Milchstraßen mit Milliarden von Sternen, Sternhaufen und anderen Objekten. Nachdem sie im Weltraum weiträumig verteilt sind, befinden sich die meisten in großer Entfernung und sind trotz ihrer Größe nur schwache Objekte. Der Messier-Katalog verzeichnet daher nur 40 und auch von diesen sind nur vier heller als 8.0 mag. Mit den großen Teleskopen und dem Hubble Weltraum-Teleskop hat man unzählige weitere entdeckt und man geht inzwischen von einer Gesamtzahl von etwa 200 Milliarden aus.

Man unterscheidet dabei vier Haupttypen: Spiralgalaxien, wie unsere Milchstraße, die wir allerdings, da wir uns darin befinden, nicht als solche erkennen können. Sie sind die häufigsten Galaxien im Katalog. 26 der 40 Galaxien gehören zu dieser Gruppe. Auf der Nordhalbkugel können wir mit bloßem Auge nur unsere Schwestergalaxie M 31, die Andromeda-Galaxie mit einer scheinbaren Helligkeit von 3.4 mag, betrachten. Man erkennt einen grauen Fleck, der zum Rand hin blasser wird. Dieser stellt allerdings nur das Zentrum dieser Galaxie dar. Das volle Ausmaß kann man erst auf langbelichteten Aufnahmen bewundern. Wir blicken in einem schrägen Winkel auf diese Galaxie, die dadurch als gestrecktes Oval erscheint. Sie liegt in nur 2,5 Millionen LJ Entfernung und ist mit einem Durchmesser von ca. 150.000 LJ größer als unsere Milchstraße. Auf andere Spiralgalaxien, wie die Triangulum-Galaxie (M 33) im Dreieck, schauen wir von oben und können die Spiralarme gut erkennen. Sie liegt ganz nahe der Andromeda-Galaxie, ist aber nur 60.000 LJ groß mit einer Helligkeit von 5.7 mag. Die Begleitgalaxien von M 31: M 32 und M 110 sind Zwerggalaxien mit 6.500 und 16.000 LJ Durchmesser. Beide gehören zu den Elliptischen Galaxien, die als sehr alte Galaxien durch die Verschmelzung von Galaxien entstehen. Außerdem gibt es noch die Balkenspiralen wie M 91 und M 95 und schließlich noch Irreguläre Galaxien, die sich nirgendwo einordnen lassen, von denen nur M 82 in Katalog zu finden ist.

Es sei schließlich noch festgehalten, dass Messiers Nebelkatalog nicht der erste und nicht der einzige war. Hevelius (1647), Lacaille (1755) und Bode (1777) beschäftigten sich ebenfalls mit dem Thema. Was den Messier-Katalog auszeichnete und zu seiner Berühmtheit führte, war die Genauigkeit von Messiers Beobachtungen und der Umfang des Katalogs.

Gerardo Inhester

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