Messiers Katalog
von Dr. Udo Siepmann, Walter-Hohmann-Sternwarte Essen
 

Der Messier-Katalog der Deep Sky-Objekte ist unter Amateur-Astronomen immer noch sehr beliebt, obgleich er nur einen sehr kleinen Ausschnitt der sehenswerten Deep Sky- Objekte enthält. Auch in der Foto-Galerie der Mitglieder der Walter-Hohmann-Sternwarte finden wir zahlreiche Messier-Objekte.

Unter Deep Sky-Objekten verstehen wir Himmelsobjekte außerhalb unseres Sonnensystems, also nicht die Planeten oder Monde, die unserem Sonnensystem gehören. Viele der Messier-Objekte bestechen den visuellen Beobachter, mehr noch den Astrofotografen durch ihre Schönheit.

Sie erfüllen aber auch den „didaktischen Zweck“, dass sie uns die Vielfalt der Himmelsobjekte innerhalb unserer eigenen Galaxis (Milchstraße) und auch außerhalb unserer kosmischen Heimat vermitteln. Der Messier-Katalog enthält nicht etwa alle Arten von Himmelsobjekten. Es fehlen nicht nur Planeten und Monde, sondern zum Beispiel auch Neutronensterne, schwarze Löcher, Quasare, etc. Von den 110 im Messier-Katalog enthaltenen Objekten hat Messier originär nur 43 entdeckt.

Hinweis: Alle Bilder der Messier-Objekte können durch Anklicken vergrößert werden.



Zur Vita von Charles Messier

Charles Messier (Links, Wikipedia) ist im Jahre 1730 in Lothringen geboren. Er wuchs dort in einer wohlhabenden Familie auf. Erstes astronomisches Interesse erweckten in ihm eine Kometenbeobachtung im Jahre 1744 und die Sonnenfinsternis des Jahres 1748.


Im Jahre 1751 kam er als Gehilfe an das Observatorium der Marine, das in Paris in einem Turm des Hotel de Cluny untergebracht war. Messiers erste größere astronomische Aufgabe war die Suche nach Kometen, und hier insbesondere des Halleyschen Kometen, dessen Wiederkehr er am 21. Januar 1759 entdeckte.

Zuletzt war dieser periodisch wiederkehrende Komet 1682 gesehen worden.
Bei seiner neuen Leidenschaft, die ihn fortan fesseln sollte, der Kometensuche, stieß er im Jahre 1758 erstmals auf ein nebelartiges Objekte, das er anfänglich und irrtümlich für einen Kometen hielt. M1, also Messier-Katalog Nr. 1, das erste Objekt seines Kataloges, bildete den Anfang einer Katalogisierung nebelartiger Himmelsobjekte, die er systematisch suchte oder auch zufällig fand.
Messiers Absicht war es, diese Objekte zu erfassen, weil man man sie irrtümlich für Kometen halten konnte.


Messier war als Kometensucher überaus erfolgreich. Er brachte es zu seinen Lebzeiten auf 44 Kometen. Davon entdeckte er selbst 21 und bemühte sich auch, ihre Bahnen über möglichst lange Zeiträume zu dokumentieren.
Messiers erster Katalog erschien mit 45 nebelartigen Objekten im Jahre 1774, in einer zweiten Version war er 1780 auf 68 und ein Jahr später auf 103 Objekte angewachsen, posthum wurde er nach Messiers Aufzeichnungen auf 110 Objekte erweitert. In den gängigen Sternkarten und Himmelsführern sind die Messierobjekte mit einem „M“ gefolgt von der Ziffer ihrer Entdeckung bezeichnet. Messier machte seine letzte Kometenbeobachtung noch 1801. Er verstarb 1817 im Alter von 87 Jahren, ausgezeichnet mit dem Kreuz der Ehrenlegion durch Napoleon.

Messier nutze Spiegelteleskope mit sehr unterschiedlichen Brennweiten mit 810 bzw. 1460 mm und mit Öffnungen bis zu 8 Zoll. Und er benutzte Refraktoren mit Öffnungen bis zu 3 Zoll und Brennweiten zwischen 300 und 1800 mm

Die Objekte des Messier-Kataloges sind im Einzelnen:
- 28 offene Sternhaufen
- 29 Kugelsternhaufen
- 6 galaktische Nebel
- 4 planetarische Nebel
- 40 Galaxien
- 3 sonstige Objekte.



Offene Sternhaufen

Betrachten wir zunächst die offenen Sternhaufen. Ein offener Sternhaufen ist eine Ansammlung von Sternen - zwischen einigen Dutzend bis hin zu einigen Tausend - in einer lockeren Struktur. Die Sterne eines offenen Haufens sind benachbart in einer gemeinsamen Gaswolke entstanden und haben daher ein vergleichbares Alter. Das bedeutet aber nicht, dass sie auch eine gleich lange Lebensdauer haben. Massereiche Sterne „leben“ deutlich kürzer als massearme, weil sie ihren Brennstoff, nämlich Wasserstoffvorrat, deutlich schneller zu Helium fusionieren.

Offene Sternhaufen finden wir in der Scheibe unserer Galaxis. Die Größenordnungen reichen von rund 100 Sonnenmassen bis hin zu einigen 10.000. Neuere Kataloge verzeichnen rund 1.800 offene Sternhaufen. Von ca. 1.100 unter ihnen kennen wir die Entfernungen. Viele der offenen Sternhaufen sind wegen vorgelagerter Staubregionen nur im infraroten Licht zu beobachten.

Kommen wir nun zu M45 als eines der bekanntesten Beispiele für offene Sternhaufen im Messier-Katalog. (Rechts, M45, Thomas Payer WHS)
M45 ist ein offener Sternhaufen, der auch unter der Bezeichnung „Plejaden“ bekannt ist, die wir im Sternbild des Taurus (Stier) nahe der Ekliptik finden.

M45 beobachten wir auch vor lichtverschmutztem Himmel mit bloßem Auge, im Fernglas sollten einige Dutzend Sterne erkennbar sein. Schön ist auch der Anblick, wenn der Mond oder Planeten durch die Plejaden ziehen, deren Bahn (Ekliptik) sie quert.


M45 rechnen wir rund 350 Sterne zu, bei einem Durchmesser des Haufens von rund 70 Lichtjahren.
M45 findet übrigens schon vor rund 3.000 Jahren in der griechischen Astronomie Erwähnung.

Mit dem Einsatz von Teleskopen im 17. Jahrhundert wird schnell klar, dass es sich nicht nur um die mit bloßem Auge sichtbaren sieben Sterne handelt, sondern um ein Vielfaches.
Die Entfernung beträgt nur rund 425 Lichtjahre. Das Alter dieses Sternhaufens wird mit rund 100 Millionen Jahren angegeben.

Wir sehen auf länger belichteten Fotos der Plejaden, dass in der Nähe der leuchtkräftigsten Sterne ein sogenannter Reflexionsnebel liegt. Das sind Gas- und Staubwolken, die das Licht der hellen, blauweißen Sterne reflektieren. Die Struktur der Nebel wird auf Magnetfelder zurückgeführt, die magnetisierbare Staubteilchen entlang der Feldlinien ausrichten.


Alkyone, der Stern mit der größten Leuchtkraft unter den Plejaden, hat die 1.000-fache Leuchtkraft der Sonne. Er ist deutlich massereicher als die Sonne ( 7-fach) und hat, weil er seinen Wasserstoffvorrat deutlich schneller als die Sonne zu Helium fusioniert, auch eine vergleichsweise sehr kurze Lebensdauer von nur einigen Millionen Jahren zu erwarten.

Neben den Plejaden enthält der Messier-Katalog noch einige andere offene Sternhaufen, so zum Beispiel M44, die sogenannte „Krippe“ im Krebs, M34 in den Zwillingen und M35 im Perseus (Links: M35, Dr. Ingo Janiszcak, WHS).


Kugelsternhaufen

 

Kommen wir nun zu der Objektklasse der Kugelsternhaufen. Kugelsternhaufen sind Sternhaufen, in denen sich die Sterne kugelförmig um ein Zentrum gruppieren. Wir finden rund 150 Kugelsternhaufen, die sich im sogenannten Halo unserer Galaxis konzentrieren. Unter dem Halo verstehen wir eine kugelförmigen Bereich um die Milchstraßen-Ebene. (Rechts, Halo der Milchstraße, Wikipedia)

Die Sternkonzentration im Zentrum eines Kugelsternhaufens erreicht bis zu 1.000 Sternen pro Kubiklichtjahr.Kugelsternhaufen gehören mit 6 bis 13 Milliarden Jahren Alter zu den ältesten Objekten unserer Galaxis. Es entstehen in ihnen keine neuen Sterne mehr, weil es an Gaswolken fehlt.
Es gibt innerhalb der Kugelsternhaufen keine massereichen Sterne, denn diese wären längt erloschen.


In den Sternen fehlt es an schweren Elementen, weil diese erst in Sternen jüngerer Generationen als Relikte von Supernovae enthalten sind. Die besondere Bedeutung der Kugelsternhaufen für astronomische Entfernungsschätzungen liegt in der etwa gleichen Distanz der Sterne zu uns. Unterschiede in der scheinbaren Helligkeit lassen sich damit eindeutig auf Unterschiede in der absoluten Helligkeit zurückführen.

Mit M13 haben wir ein besonders schönes Beispiel eines Kugelsternhaufens vor uns. M13 finden wir im Sternbild des Hercules in einer Entfernung von immerhin knapp 26.000 Lichtjahren. M13 hat einen Durchmesser von 160 Lichtjahren und enthält rund eine Million Sterne. (Links, M13, Christian Dahm, WHS)

M13 ist bei dunklem Himmel schon mit bloßem Auge zu identifizieren, die Auflösung in Einzelsterne gelingt allerdings nur in Teleskopen mit größerer Öffnung, ab etwa 8 Zoll.

Zu den bekannteren Kugelsternhaufen gehören innerhalb des Messier-Kataloges M2 im Wassermann, M3 in den Jagdhunden (Rechts, Helmut Metz, WHS), M5 in der Schlange, M10 und M14 im Schlangenträger und M28 im Schützen.



Galaktische Nebel

Die galaktischen Nebel sind ein breiter Sammelbegriff für Gas- und Staubnebel, die wir in unserer Galaxis, aber auch in anderen Galaxien finden. Darunter fallen zum Beispiel Gasnebel, die ionisierten Wasserstoff enthalten und als sogenannte Emissionsnebel selbst Licht aussenden. Die Ionisation des Wasserstoffs geschieht durch energiereiche Strahlung benachbarter Sterne.

Licht in ganz bestimmten Wellenlängen wird in den Wasserstoffwolken emittiert, wenn ein Elektron von einem höheren auf ein niedrigeres Energieniveau springt. Typisch ist dabei die Emission von Licht in der Wellenlänge von 656 nm (die sogenannte H-alpha-Linie), das im roten Farbbereich liegt. Aber auch Staubwolken und Gaswolken, die kein eigenes Licht emittieren, gehören in diese Objektklasse der galaktischen Nebel. Falls sie das Licht benachbarter Sterne reflektieren, sprechen wir von Refelxionsnebeln. Wir haben sie bereits in der Umgebung der Sterne des offenen Sternhaufens M45 kennengelernt.


In M42, dem Orionnebel, einem Emissionsnebel, und dem wohl bekanntesten der Messier-Objekte, sehen wir in einer Distanz von lediglich 1.300 Lichtjahren eine Geburtsstätte neuer Sterne. (Links, M42, Thomas Payer, WHS) Den Orionnebel finden wir im Sternbild des Orions, und zwar unterhalb der markanten drei Gürtelsterne.

Auch hier hat es vor Messier schon frühere Entdeckungen gegeben, allerdings gibt es auf M42 keine Hinweise aus der vorteleskopischen Zeit.

In M42 erblicken wir den hellen Teil einer großen Staub- und Gaswolke, in der aktuell immer noch eine Fülle neuer Sterne entsteht oder bereits in den letzten 10.000 bis 100.000 Jahren entstanden ist. Lediglich das sogenannte Trapez inmitten des Orionnebels gibt darauf einen Blick frei, das Sternentstehungsgebiet bleibt durch dichte Staubregionen verborgen.

Wir haben es in M42 mit einer außerordentlich hohen Dichte von Sternen zu tun. Ihre Strahlung führt zur Ionisation der Wasserstoffwolken, aus denen sie hervorgegangen sind. Daher ist hier die intensive H-alpha-Linie im Bereich des roten Lichtes bei 656 Nanometern Wellenlänge sehr typisch. Dies erschließt sich allerdings nur bei fotografischer, nicht bei visueller Beobachtung.

Machen wir uns an dieser Stelle klar, wie überhaupt ein Stern entsteht: Sterne haben ihren Ausgangspunkt in Gaswolken, welche überwiegend aus Wasserstoff und Helium bestehen und unter dem Einfluss der Gravitation nach bekannten Gesetzmäßigkeiten in Abhängigkeit von Masse, Temperatur und Dichte kollabieren.

Mit der Verdichtung der Materie entsteht im Inneren des Sternes ein ausreichender Druck mit ansteigenden Temperaturen, die eine Fusion von Wasserstoff zu Helium einleiten. Dabei verschmelzen vier Protonen zu einem Heliumkern. Bei dieser Umwandlung wird Strahlungsenergie freigesetzt, die der Gravitation entgegenwirkt. Die Gravitation wirkt nach „innen“, der Strahlungsdruck nach „außen“.

Sterne befinden sich so im Regelfall in einem hydrostatischen Gleichgewicht: Nähme der Strahlungsdruck im Inneren des Sternes ab, so würden die Gravitationskräfte den Druck im Inneren des Sternes erhöhen. Die Fusionsrate und der Strahlungsdruck nähmen dann wieder zu und wirkten der Gravitation wieder stärker entgegen.


Der Messierkatalog enthält weitere sehr attraktive Emissionsnebel. So finden wir den Lagunennebel M8 mit dem Trifidnebel M20 im Schützen (links, Helmut Metz, WHS) und den Adlernebel M16 in der Schlange (rechts, Dr. Ingo Janiszczak, WHS). Alle diese sind beliebte Astrofotoobjekte auch der Mitglieder der WHS. Unter den Reflexionsnebeln finden wir auch M78 im Sternbild Orion.



Planetarische Nebel

Betrachten wir nun die sogenannten Planetarischen Nebel. Dieser Begriff entstammt der ursprünglichen, aber falschen Vermutung es handele sich um Gasplaneten. Schauen wir uns hier M57, den Ringnebel in der Leier an. M57 gehört zu den insgesamt 4 planetarischen Nebeln im Messier-Katalog.

Dazu gehören noch M27, der sogenannte Hantelnebel im Sternbild Füchschen (links, M27, Helmut Metz, WHS), M76, der kleine Hantelnebel im Perseus und M97, der Eulennebel im Großen Bären (rechts unten, M97, Dirk Heseding, WHS).

Ein solcher Planetarischer Nebel wird auch entstehen, wenn unser Stern – die Sonne – am Ende ihrer Existenz angelangt ist.

Sterne erzeugen ihre Energie durch die Fusion von Wasserstoff in Helium. Mit dieser Fusion entsteht ein vom Inneren des Sternes nach außen gerichteter Strahlungsdruck, der der Gravitation der Gasmassen von außen nach innen entgegenwirkt. So kann ein massearmer Stern wie unsere Sonne über Milliarden von Jahren in einem Gleichgewichtszustand verbleiben. Entscheidendes ändert sich allerdings dann, wenn der Wasserstoff im Zentrum des Sternes allmählich verbraucht ist. Dann vermindert sich der durch die Kernfusion nach außen gerichtete Strahlungsdruck, auf das Zentrum des Kernes wirken nunmehr die Gravitationskräfte, die den Kern des Sternes stark komprimieren.

In der Folge heizt sich der Kern auf rund 100 Millionen Grad Kelvin auf, eine Temperatur, die Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff fusionieren lässt. Den daraus hervorgehenden Sternenrest bezeichnen wir als weißen Zwergstern.

In den äußeren Bereichen der Sternatmosphäre fusioniert weiter Wasserstoff zu Helium, wobei diese Schichten mit Geschwindigkeiten von 20 bis 50 km/sec nach außen expandieren. Planetarische Nebel bestehen folglich aus einem weißen Zwergstern im Zentrum und einer äußeren Hülle, die nach außen strebt. Durch die UV-reiche Strahlung des weißen Zwerges werden die verbliebenen Elemente in der Hülle ionisiert und leuchten in verschiedenen Farben. Bekannt sind derzeit in unserer Galaxis rund 1.500 planetarische Nebel.



Galaxien

Als Einstieg in die Objektklasse der Galaxien wählen wir M31, die Andromedagalaxie (links, M31, Dr. Christian Dahm, WHS). Sie spielt in der Geschichte der Astronomie eine besondere Rolle, denn ihre sorgfältige Beobachtung führte in den 20er Jahren des vergangenen Jahrhunderts zu einem neuen Weltbild: Unsere Milchstraße ist demnach nur eine von vielen-von mindestens 100 Milliarden- Galaxien im sichtbaren Teil des Universums.. Bei M31, die wir im Sternbild der Andromeda finden, war es noch bis in die 20er Jahre des vergangenen Jahrhunderts umstritten, ob dieses nebelartige Objekt wohl zu unserer Galaxis gehöre oder eine eigene Nachbargalaxie darstelle.


Erst nachdem es möglich war, Entfernungen im All anhand von veränderlichen Sternen, den Delta-Cepheiden, abzuschätzen, gelang es dem amerikanischen Astronomen Edwin Hubble Im Jahre 1923 nachzuweisen, dass der Andromedanebel nicht Teil unserer Galaxis sein konnte. Wie von Messier, aber auch Wilhelm Herschel im 19. Jahrhundert, gab es zu diesem Zeitpunkt bereits einen beachtlichen Katalog von nebelartigen Objekten. Nunmehr wurde klar, dass darunter auch etliche Galaxien waren. Immerhin hatte schon Wilhelm Herschel im Jahre 1785 geradezu seherisch vermutet, mit M31 eine Schwester der Milchstraße vor sich zu haben.

Inzwischen gehen wir davon aus, dass im sichtbaren Teil des Universums mindestens 100 Milliarden Galaxien mit je rund 100 Milliarden Sonnen-Massen existieren. Galaxien enthalten selbst diejenigen Objekte, die wir soeben kennengelernt haben, nämlich neben Sternen auch offene Sternhaufen, Kugelsternhaufen, planetarische Nebel und galaktische Nebel. M31 gehört mit unserer Galaxis zur sog. „Lokalen Gruppe“ von Galaxien. Sie ist rund 2.6 Millionen Lichtjahre entfernt.

M31 ist eine Spiralgalaxie. Sie hat einen Durchmesser von 160.000 Lichtjahren und ist damit größer als unsere Galaxis und enthält rund 300 - 400 Milliarden Sonnenmassen. Inzwischen sind mehrere 100 Kugelsternhaufen, die zu M31 gehören, entdeckt worden. Auch besitzt M31 einige kleinere Begleitgalaxien, bekanntere darunter sind M32 und M110, die ebenfalls zum Messier-Katalog gehören.

Anfang der 90er Jahre hat das Hubble Space-Teleskop den Galaxienkern von M31 untersucht. Dort wird ein schwarzes Loch mit mehr als 50 Millionen Sonnenmassen vermutet. Interessant ist übrigens, dass erstmals im Jahre 1885 in M31 eine Supernova entdeckt worden war, ohne dass bekannt war, dass es sich um die erste Entdeckung einer Supernova in einer fremden Galaxie handelte. Auch enthält M31 etliche veränderliche Sterne vom Typ der Delta-Cepheiden, die –wie erwähnt- überhaupt eine Entfernungsabschätzung zu M31 zuließen, weil ein bekannter Zusammenhang zwischen der Periodenlänge der Helligkeitsschwankungen und der absoluten Helligkeit besteht .


Im Messierkatalog finden wir unterschiedliche Arten von Galaxien, die sich in ihrer Form unterscheiden. Als Spiralgalaxien finden wir zum Beispiel noch M51, die sog. Whirlpool-Galaxie (rechts, M51, Thomas Payer, WHS). Sie finden wir in 28 Mio Lichtjahren Entfernung im Sternbilds der Jagdhunde.

Ferner sind lohnende Beobachtungsziele auch M58 in der Jungfrau in 68 Mio Lichtjahren Entfernung , M61, ebenfalls in der Jungfrau (im Virgo-Galaxienhaufen) in 60 Mio Lichtjahren oder auch M74 in den Fischen mit 32 Mio Lichtjahren Entfernung.


Ferner finden wir Galaxien in anderen Formen, so zum Beispiel als elliptische Galaxien wie zum Beispiel M87, in der Jungfrau in einer Entfernung von 55 Mio Lichtjahren oder vom gleichen elliptischen Typ M105 im Löwen in einer Entfernung von 38 Mio Lichtjahren.
Zuweilen finden wir auch Spiralgalaxien in einer Kantenansicht, wie zum Beispiel M104, die sog. Sombrero-Galaxie, in 45 Mio Lichtjahren Entfernung, ebenfalls in der Jungfrau.



Sonstige Objekte

IEs gibt im Messier-Katalog noch drei sonstige Objekte. Dazu gehört M40; dahinter verbirgt sich ein „optischer Doppelstern“ im Sternbild des Großen Bären. Es handelt sich um zwei hintereinander im Raum liegende Sterne, die gravitativ nicht gebunden sind wie in einem üblichen Doppelsternsystem.

Bei M73 haben wir einen ist einen ähnlichen Fall wie M44, nur sind es hier 4 Sterne im Wassermann, die enger Nachbarschaft zueinander zu sehen sind. M24 ist schließlich eine Sternwolke, die kleine Sagittarius-Sternwolke im gleichnamigen Sternbild, also des Schützen (rechts, M24, Helmut Metz, WHS).



Was ist M1?

Eines der Messier-Objekte, ausgerechnet das erste, M1, passt nicht so recht zu den übrigen Objekten (Bild 15, M1, Thomas Payer, WHS). M1 ist das erste Objekt, das Messier in seinen Katalog aufnahm, von ihm entdeckt am 12. September 1758. Er schrieb dazu: „Nebel oberhalb des südlichen Horns des Stiers, enthält keinen Stern, er ist ein weißliches Licht, länglich in der Form des Lichtes einer Kerze…“

Zunächst darf man dazu festhalten, dass Messier – wie bei vielen anderen Objekten seines Kataloges – nicht der Erstendecker war. Vielmehr geht die Entdeckung bereits auf den englischen Amateurastronomen Bevis im Jahre 1731 zurück, seinen heute eingeführten Namen als Krebsnebel gab ihm William Parsons, bekannter als Lord Rosse, im Jahre 1844.


Am 4. Juli 1054 wurde in verschiedenen Teilen der Welt ein vermeintlich „neuer“ heller Stern im Sternbild des Stiers, Taurus, beobachtet, selbst am Taghimmel. Es dauerte bis zum Jahre 1921, bis der Astronom Lampland beim Vergleich von Fotos feststellte, dass der Krebsnebel mit einer jährlichen Rate von 0,2 Bogensekunden expandierte und datierte den Entstehungszeitpunkt des Nebels um circa 900 Jahre zurück. Heute gilt es als gesichert, dass M1 der Rest der Supernova ist, die im Jahre 1054 beobachtet wurde. Seine Ausdehnung beträgt 11x7 Lichtjahre und er befindet sich in 6.300 Lichtjahren Entfernung. Im Zentrum des Nebels steht ein Neutronenstern, mit einer Rotationsgeschwindigkeit von 30-mal pro Sekunde, der Radiowellen emittiert.

Eine Supernova ist – entgegen der Vermutung, die der Begriff nahelegt – nicht etwa ein neuer Stern, der gerade entsteht. Sie ist das dramatische Ende eines massereichen Sternes. Was wir bei M1 sehen, ist Hüllenmaterial eines ehemaligen massereichen Sternes, das grünliches und rotes Licht emittiert. Das grünliche Licht sind Emissionen des doppelt ionisierten Sauerstoffes. Das rote Licht entsteht durch H-alpha-Emissionen des ionisierten Wasserstoffes.


Als Beleg für die Entstehungsursache des Krebsnebels gilt heute auch, dass sich im Zentrum des Nebels ein Neutronenstern befindet. Er ist nichts anderes als der hochkomprimierte massereiche Rest des Sterns, der 1054 als Supernova sichtbar wurde und heute als Strahlungsquelle von der Radio- und Röntgenastronomie identifizierbar ist. Nicht jeder „Sternentod“ mündet in eine Supernova. Dies gilt nur für deutlich massereichere Sterne als unsere Sonne. Der Stern, der die Supernova im Falle von M1 gebildet hat, wird eine Masse zwischen der 8- und 13-fachen Sonnenmasse gehabt haben. Typisch für die Endphase massereicher Sterne ist die Bildung schwerer Elemente. Durch fortschreitende Kernfusion über Helium, Kohlenstoff, Sauerstoff, Silizium entstehen weitere Elemente wie Neon, Natrium, Schwefel, Phosphor, Kobalt, Nickel und schließlich Eisen. Im Jahre 2014 war ab Januar in einem der Messier-Objekte, nämlich in M82, einer 11,4 Mio Lichtjahre entfernten Galaxie eine Supernova zu sehen (rechts, M82 mit Supernova 2014J, Dr. Udo Siepmann, WHS).



Literatur

Bernd Koch, Stefan Korth, Die Messier-Objekte, Verlag Kosmos, 2010

Ronald Stoyan, Stefan Binnewies, Susanne Friedrich, Atlas der Messier-Objekte: Die Glanzlichter des Deep Sky, Occulum Verlag 2006

Eine Liste aller Messier-Objekte: http://de.wikipedia.org/wiki/Messier-Katalog

Weitere Fotos in der Galerie der Walter-Hohmann-Sternwarte

 

 

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