M33 – Die Wolf-Rayet-Sterne

Die Spiralgalaxie M33 ist mit 2.8 Millionen Lichtjahren etwas weiter entfernt als der Andromedanebel. Da sie sich unter einem vorteilhafteren Winkel präsentiert als M31, darf man deshalb erwarten viele verschiedene Objekte nachweisen zu können. Ich beschränke mich in diesem ersten Teil auf die interessante Klasse der leuchtkräftigen Wolf-Rayet-Sterne.

Bevor ich darauf eingehe zeige ich aber noch ein Bild der Galaxie, das ich mit dem neuen Refraktor gemacht habe. Jedes Fernrohr hat bekanntlich seinen Himmel, dieses zeigt die ganze Galaxie und etwas von ihrer Umgebung. Die weiteren Bilder sind mit dem 12″RC gemacht, der naturgemäß eine höhere Auflösung hat. Als Kamera hab ich in beiden Fällen die Canon 40d benutzt.

Interessanter Vergleich, da, von den Fernrohren abgesehen, die Aufnahmebedingungen ziemlich identisch waren.

Ich hab mir eine Datenbank zu M33 gebastelt, die knapp 13000 Objekte enthält, darunter 261 Wolf-Rayet-Sterne 176 davon gehören zur Kategorie der WN-Sterne, 54 zu den WC-Sternen, die restlichen sind nicht genauer bezeichnet, d.h. von denen gibt es noch keine Spektren. Näheres zu Wolf-Rayet-Sterne erstmal in Wikipedia. Ich schreibe in Kürze mal was dazu.

Die folgende Auflistung der der hellsten Sterne in M33 zeigt, dass sich gleich etliche WR-Sterne darunter finden.

Im obigen Bild sieht man auf Anhieb, dass sich sie sich bevorzugt in den Gebieten mit starker Sternentstehung aufhalten (rote HII-Regionen), sowie entlang der Spiralarme und im zentralen Bereich. Das ist auch zu erwarten, da die umlaufende Dichtewelle die Sternentstehung triggert und die Spiralarme als Ort der jungen, massereichen=leuchtkräftigen, kurzlebigen Sterne in Erscheinung treten. Kurzer Vergleich der Umlaufdauer der Dichtewelle ca. 200 Millionen Jahre, Lebensdauer eines solchen Sterns ca. 2 Millionen Jahre, zeigt, er kommt nicht weit.

Ungeklärt ist bislang die Frage, ob Wolf-Rayet-Sterne die Vorläufer der Supernovae vom Typ Ib bzw Ic sind.

Bei Supernovae vom Typ Ib ist vor der Explosion die Wasserstoffhülle abgestoßen worden, sodass bei der Explosion keine Wasserstoff-Emissionslinien beobachtet werden. Bei Supernovae vom Typ Ic ging zusätzlich noch die Heliumhülle des Sterns verloren, sodass auch keine Spektrallinien des Heliums auftreten. Beide Explosionsarten werden durch einen Kernkollaps hervorgerufen und es bleibt ein kompaktes Objekt zurück. Man konnte aber bisher in keinem Falle die Vorläufersterne auf älteren Aufnahmen identifizieren.

WR-Kandidaten findet man, indem die Galaxie durch schmalbandige Interferenzfilter fotografiert, welche auf die teils hochgradig ionisierten Linien von He, C, N abgestimmt sind.

Zu den WR-Stenen in M33: https://arxiv.org/abs/1103.5549

Hubblebild von M33: Full Res [FOR DOWNLOAD ONLY]. 32073×41147 TIFF, 1.67 GB
Link zur Seite: http://hubblesite.org/image/4305/news