10. Woche - Messier 33 – Standardobjekt oder doch nicht???

 -  Astrofoto der Woche
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Die Dreieckgalaxie wird gern und oft als fotografisches Motiv gewählt. Deshalb zählt sie zu den Standardobjekten. Allerdings schickt uns Daniel Pölzl ein Astrofoto der Woche, welches sich doch deutlich von der üblichen Zielsetzung (schöne Galaxie fotografieren) unterscheidet. Mehr dazu weiter unten. Aufnahmedatum war September bis November 2021, Aufnahmeort Hirschegg in der Steiermark. Als Aufnahmeoptik wurde ein apochromatischer Refraktor T.M.B 130 mm/780 mm bei f/4,5 (d.h. bei 580 mm Brennweite) eingesetzt. Dieses Teleskop wurde von Thomas M. Back entworfen, daher auch die Punkte zwischen den Buchstaben, so steht´s auf der Optik selbst. Dazu wurde eine CCD-Kamera Moravian G2-8300 verwendet. Zu den Belichtungszeiten. L: 43 x 20 min, R: 30 x 10 min, G: 29 x 10 min, B: 33 x 10 min, Hα: 28 x 20 min, [OIII]: 23 x 20 min, insgesamt 2800 min = 46 h 40 min – extrem für Blende 4,5. Bildfeld: 104' x 78,5' bei Norden oben, Osten links.

Daniel Pölzl schreibt: „Ziel war herauszufinden, warum man keine Amateuraufnahmen der Galaxie M 33 unter Anwendung des [OIII]-Filters findet. Nach mehr als 46 Stunden Belichtungszeit bin ich nicht schlauer geworden, denn die Details, welche man mithilfe des [OIII]-Filters abbilden kann, sind meines Erachtens genial. In Planung stand ursprünglich eine "tiefe" LRGB-Aufnahme (galaktischer Cirrus) der Galaxie M 33 unter zusätzlicher Anwendung des Hα-Filters. Da ich, auch wie mein Vater Robert Pölzl, gerne sehr lange belichte, ist natürlich genügend Zeit, um zu dem entsprechenden Objekt recherchieren. So kam ich auf eine wissenschaftliche Arbeit über PNe in der Galaxie M 33. Eine ganze Reihe sollte es in der Galaxie geben. So kam ich zu dem Entschluss, rund 8 Stunden wertvolle Belichtungszeit mit [OIII] zu "riskieren". Belohnt wurde ich durch Bildergebnisse, welche ich in keiner ähnlichen Form im Internet gefunden habe. Das resultierende Bild ist eine Komposition aus LRGB+Hα+[OIII] mit dem Ziel, Details bestmöglich darzustellen.“

Messier 33 ist mit etwa 2,64 Mio. Lj Entfernung neben dem Andromedanebel Messier 31 und der Milchstraße die dritte große Galaxie in unserer „Lokalen Galaxiengruppe“. Ihr wahrer Durchmesser kommt auf ca. 50.000 Lj. Und es war Edwin Hubble, der 1926 mit dem 2,5-m-Teleskop auf Mt. Wilson fotografisch nachweisen konnte, dass M 33 als Vertreter der bis dahin so bezeichneten „Spiralnebel“ stellar aufgebaut ist. Seit Hubble wissen wir: Galaxien sind keine Nebel, sondern Sternsysteme. Das heutige AdW zeigt, dass dieser stellare Aufbau mit heutigen Mitteln auch für Amateure kein Problem ist.

Zunächst die realen Fakten zu M 33. Die Galaxie ist charakterisiert durch ihre locker aufgebauten, breiten Spiralarme. Die Eigenfarbe ist blau, d.h. hier ist eine kräftige Sternentstehung vor sich gegangen. Fotometrisch kann der Astronom am Farben-Helligkeits-Diagramm bestimmen, welches Alter diese jungen Sterne haben. Man fand anhand von 42 Assoziationen 4 bis 6 Millionen Jahre. Jetzt die Konsequenz, an denen der Astrofotograf Freude hat: Jede Sternbildung wird begleitet von leuchtenden HII-Regionen entlang der groben Spiralarme. Bereits in den 1970er Jahren setzten französische Astronomen den 1,93-m-Spiegel in Südfrankreich mit einem speziellen Fokalreduktor ein, der das originale Fokalverhältnis f/5 auf f/1 brachte, d.h. die Lichtstärke 25-fach steigerte. Sie belichteten dann mit einem Hα-Filter von nur 2,5 nm Halbwertbreite auf spektroskopischem Film Kodak 103 a-E bis zu 5,5 Stunden. Insgesamt wurden 369 H II-Regionen erfasst (J. Boulesteix et al., 1974: An optical study of M 33. I - Morphology of the gas; Astron. & Astrophys 37, 33-48). In Frankreich fanden weitere frühe Untersuchungen mit Hilfe der Hα-Fotografie statt. Federführend waren der Franzose G. Courtès und seine Kollegen (G. Courtès et al., 1987: H-alpha survey of M33 with the six-meter telescope; Astron. & Astrophys 174, 28-56). Ich bringe diese Literaturhinweise ausführlich, damit jeder sehen kann, wo gezielt im Internet gesucht werden kann. Die Franzosen nutzten dazu in den 1980er Jahren das russische 6-m-Teleskop für Hα-Fotos auf spektroskopischem Film. Schon damals zeigten sich einige bis dahin unbekannte Blasen und Gasbögen. So etwas kennen wir z.B. von Barnard´s Loop im Orion, vom Cetus-Arc und etlichen anderen rot leuchtenden Nebeln unserer Milchstraße. Blasen und Bögen sind klare Indizien für massereiche O-Sterne und/oder auch Wolf-Rayet-Sterne (WR). Diese geben riesige Energiemengen in die umgebenden Nebelmassen ab und bringen sie so zum Leuchten. Durch die schnellen Sternwinde und den hohen Strahlungsdruck werden so die Gasblasen erzeugt. Spektroskopische Untersuchungen von D.A. Hunter et al. 1994 zeigten, dass diese Gebilde in M 33 außer Hα auch relativ viel ionisierten Schwefel [SII] und teilweise sehr hohe Anteile von zweifach ionisiertem Sauerstoff [OIII] aufweisen. Schaut man sich das heutige AdW näher im Detail an (dazu das Original herunterladen), so entdeckt man zahlreiche blaue bis blaugrüne Nebel, bei denen [OIII] die stärkste Emissionslinie darstellt.

Jetzt zum Zusatzbild. In dieser 50%-Verkleinerung des AdWs sind die größten Emissionsnebel namentlich bezeichnet. Die Katalognamen tragen stets (abgesehen von IC- und NGC-Nummern) die Anfangsbuchstaben derjenigen Astronomen, die an der Erforschung/Entdeckung dieser Nebel beteiligt waren. Ich empfehle allen Interessenten, mit Hilfe dieser Bezeichnungen einmal in der Datenbank Simbad zu recherchieren (das geht z.T. auch über Googeln).

Einige Emissionsnebel in M 33 sollen nun kurz angerissen werden. Der größte und bedeutendste ist NGC 604. Er hat einen Durchmesser von ~1500 Lj. NGC 604 ist nach dem Tarantelnebel in der Großen Magellanschen Wolke die zweitgrößte Riesen-HII-Region in der Lokalen Gruppe. Unser AdW zeigt innerhalb dieser HII-Region einige markante Bogenstrukturen. Mit dem Hubble Space Telescope wurden dort vier massive junge Sternhaufen nachgewiesen. Auch ein gutes Dutzend WR-Sterne von 25 bis zu 80 Sonnenmassen wurde entdeckt. Zudem schätzt man die Zahl der in NGC 604 enthaltenen OB-Sterne auf etwa 190.

Auch NGC 595 ist eine Riesen-HII-Region mit vielen OB- und 10 WR-Sternen, hat aber nur 1/5 der Masse von NGC 604. Eine weitere HII-Region mit mehreren zentralen Sternhaufen ist NGC 592, mit einer sichtbaren riesigen, schwachen umgebenden Hα-Hülle von 1800 Lj Durchmesser. Sehr auffällig ist NGC 588 (2558/492). Die kleine elliptische Blase hat eine hohe Flächenhelligkeit und wird durch einige WR-Sterne zur Expansion gebracht. In NGC 588 wurde eine starke [OIII]-Emission nachgewiesen. Nur ein Stückchen weiter bei (2448/418) erkennt man bei genügendem Hineinzoomen so gerade die zarte, filamentförmige Blase BCLMP 281. In ihr eine Sternassoziation.

Und ein weiterer Nebel zeigt ein noch kräftigeres [OIII]-Leuchten: [MA42] 1 am südlichen Rand von M 33. Hier wird endgültig klar, dass es blaue HII-Regionen gibt. Sowohl der starke Anteil von [OIII] als auch das reflektierte blaue Licht der enthaltenen leuchtkräftigen O-Sterne erzeugen den größten Strahlungsanteil dieser Nebel im visuellen Bereich. Hα ist ebenfalls vorhanden (deshalb ja HII-Region), wird aber durch das blaue Licht übertroffen. Ansonsten empfehle ich das AdW noch ausgiebig nach weiteren Blasenstrukturen zu durchstöbern und auch die vielen stellaren Details bewusst anzuschauen. Dazu zählen auch die teilweise ins Auge springenden Assoziationen, dicht gefüllt mit gut aufgelösten Einzelsternen und oft vermengt oder umgeben von rotem Hα.

Anmerkung: Das Bild ist aufgrund der von Daniel Pölzl gut umgesetzten Ziele kein Standardbild mehr. Die Zugabe von Hα- und/oder [OIII]-Belichtungsdaten ist es, welche die Emissionsnebel erst in ihrer hauptsächlichen Eigenfarbe verstärkt und im Detail sichtbar macht. Zudem ist der Einsatz eines [OIII]-Filters generell immer dann zu empfehlen, wenn die Galaxie erkennbare neuerliche massive Sternentstehung zeigt. Denn damit steigt die Wahrscheinlichkeit blauer HII-Regionen. Was die Recherche-Arbeit im Internet angeht, so darf ich darauf hinweisen, dass Daniels Suche nach Literatur und Bildern zum Thema [OIII]-Nebel in M 33 hätte schneller erledigt werden können, denn es gibt ein AdW-Archiv! Und dieses Thema hatten wir bereits des öfteren, auch bei M 33. Zudem stand M 33 mit den unterschiedlichen HII-Regionen auch im VdS-Journal für Astronomie mehrfach im Fokus.

Eines muss ich allerdings erwähnen, was mir am Bild auffällt. Alle Sterne und Objektdetails wirken diffus, vielleicht sogar ein wenig "nebelig", mit großen Höfen um die helleren Sterne. Die Ursache liegt oft in den Schmalbandfiltern selbst. Dass hier kein (erkennbares) Schärfen vorgenommen wurde, bleibt dem Geschmack des Bildautors überlassen. Auch über die Sternfarben brauchen wir nicht zu reden, denn es handelt sich ja um ein Falschfarbenbild, da dem LRGB verstärkende Emissionslinien beigemischt wurden. Insofern sollte man die stärkere Magentafärbung von M 33 als "Autorengeschmack" akzeptieren. Bemerkenswert ist die lange Belichtungszeit von 46,66 h. So kommt nach Abgleich mit dem SDSS eine Sterngrenzgröße von etwa 21,7 mag zustande. Nicht schlecht für die kurze Aufnahmebrennweite!

Daniel Pölzl vielen herzlichen Dank für dieses bemerkenswerte Bild. Und jetzt gratuliert das AdW-Team herzlich zum Astrofoto der Woche.

 

Peter Riepe
Bildautor: Daniel Pölzl

 

Koordinaten von M 33 (J2000.0):
RA = 01 h 33 min 51 s, DE = +30° 39' 37"

 

 

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