Objekte des Monats: Die Dreiecksgalaxie Messier 33

Mes­sier 33 (NGC 598) ist eine Spi­ral­ga­la­xie im Stern­bild Drei­eck und wur­de vor dem Jahr oder um 1654 vom ita­lie­ni­schen Astro­nom Gio­van­ni Bat­tis­ta Hodier­na ent­deckt. Sie besitzt durch ihre Lage im Stern­bild Drei­eck ver­schie­de­ne Eigen­na­men und geläu­fig sind in die­sem Zusam­men­hang vor allem Drei­ecks­ne­bel, Drei­ecks­ga­la­xie oder Tri­an­gul­um­ga­la­xie. Charles Mes­sier, der die Gala­xie in der Nacht vom 25. auf den 26. August 1764 unab­hän­gig von Hodier­na auf­ge­fun­den hat, beschrieb sie als schwer sicht­ba­ren Nebel ohne Ster­ne, von weiß­li­chem bis gleich­för­mi­gen Licht, auf zwei Drit­teln sei­nes Durch­mes­sers ein wenig hel­ler wer­dend. Wei­te­re Beob­ach­tun­gen erfolg­ten durch Johann Elert Bode, Wil­helm und John Her­schel sowie Wil­liam Hen­ry Smyth. Wil­helm Her­schel, der aus Respekt vor Charles Mes­sier nor­ma­ler­wei­se kei­ne bekann­ten Mes­sier-Objek­te kata­lo­gi­sier­te, nahm die Gala­xie am 11. Sep­tem­ber 1784 in sei­nen Kata­log auf und beschrieb auch die hells­te und größ­te HII-Regi­on (NGC 604) im nörd­li­chen Spi­ralarm von M 33. Gleich­zei­tig beschrieb er auch ein­zel­ne Ster­ne inner­halb der Gala­xie, wobei heut­zu­ta­ge ange­nom­men wird, dass es sich hier­bei um Vor­der­grund­ster­ne unse­rer eige­nen Milch­stra­ße gehan­delt hat. Wahr­schein­lich war es aber Lord Ros­se, der am 16. Sep­tem­ber 1849 als ers­tes die Spi­ral­struk­tur von Mes­sier 33 erkann­te und die­se auch in einer Zeich­nung ver­ewig­te. In den Jah­ren 1922 bis 1923 ent­deck­ten John Charles Dun­can und Max Wolf ver­än­der­li­che Ster­ne in M 33. Edwin Powell Hub­ble zeig­te im Jahr 1926, dass 35 die­ser Ster­ne klas­si­sche Cep­hei­den waren und konn­te damit auch die Ent­fer­nung zum Drei­ecks­ne­bel bestimmen.

Foto der Tri­an­gul­um­ga­la­xie (Mes­sier 33) im Stern­bild Drei­eck – Auf­nah­me von Mario Rich­ter

Ein kleiner Nachbar der Milchstraße

Mes­sier 33 ist mit einer schein­ba­ren Hel­lig­keit von 5,7 mag die zweit­hells­te Spi­ral­ga­la­xie an unse­rem mit­tel­eu­ro­päi­schen Nacht­him­mel und nach der berühm­ten Andro­me­da­ga­la­xie (Mes­sier 31) und der Milch­stra­ße, die dritt­größ­te Gala­xie der Loka­len Grup­pe. Die Gala­xie gilt als Indi­ka­tor für einen guten Beob­ach­tungs­him­mel. Denn fern­ab der Städ­te, ist sie als schwa­cher Licht­fleck sogar mit dem blo­ßen Auge erkenn­bar. Aller­dings kann sich eine Beob­ach­tung von M 33, unter einem auf­ge­hell­ten Stadt­him­mel, selbst mit einem klei­nen Fern­rohr als schwie­rig erwei­sen. Die Gala­xie besitzt näm­lich nur eine gerin­ge Flä­chen­hel­lig­keit und wird von einem hel­le­ren Him­mels­hin­ter­grund mit­un­ter über­strahlt. Selbst bei gerin­ger künst­li­cher Auf­hel­lung des Him­mels ist sie des­halb ein eher ent­täu­schen­des Mes­sier­ob­jekt, vor allem für Anfän­ger in der Astro­no­mie. Neben den bei­den Magel­lan­schen Wol­ken am Süd­him­mel, zählt die Drei­ecks­ga­la­xie zu den weni­gen Gala­xien an unse­rem Him­mel, die in grö­ße­ren Ama­teur­in­stru­men­ten am ein­fachs­ten in ein­zel­ne Objek­te auf­lös­bar sind.

Weit­feld­auf­nah­me von Mes­sier 33 mit einem 200 mm Teleobjektiv

Mes­sier 33 befin­det sich je nach Ent­fer­nungs­be­stim­mung zwi­schen 2,6 bis 3,1 Mil­lio­nen Licht­jah­re von der Erde ent­fernt. Zumeist wird eine Ent­fer­nung von 2,74 Mil­lio­nen Licht­jah­ren pos­tu­liert. Die Nähe zu M 33 erlaubt es, ein­zel­ne Ster­ne, Stern­hau­fen und Nebel genau­er zu unter­su­chen. Die Gala­xie besitzt einen schein­ba­ren Durch­mes­ser von 70 x 40 Bogen­mi­nu­ten am Him­mel, was dem 2‑fachen Mond­durch­mes­ser ent­spricht. Ihr wah­rer Durch­mes­ser beläuft sich auf 50.000 bis 60.000 Licht­jah­ren, unge­fähr 1/3 des Durch­mes­sers unse­rer eige­nen Gala­xis. Ihre Mas­se wird auf 20 Mil­li­ar­den Son­nen­mas­sen geschätzt. Das ent­spricht unge­fähr 2% der Mas­se unse­res eige­nen Milch­stra­ßen­sys­tems. Ande­re Quel­len spre­chen auch von 40 Mil­li­ar­den Son­nen­mas­sen. Davon ent­fal­len rund 10 Mil­li­ar­den Son­nen­mas­sen auf gewöhn­li­che baryo­ni­sche Mate­rie, wie Ster­ne und Gas, und der Rest auf so genann­te Dunk­le Mate­rie. Mor­pho­lo­gisch wird die Drei­ecks­ga­la­xie als Hub­ble Typ SA (s) cd klas­si­fi­ziert. Im Zen­trum ver­mu­tet man, wie bei den meis­ten Spi­ral­ga­la­xien, ein super­mas­se­rei­ches Schwar­zes Loch mit unge­fähr 3.000 Son­nen­mas­sen. Die Stern­ent­ste­hungs- und Super­no­va­ra­te ist in der Drei­ecks­ga­la­xie etwas gerin­ger als die der Milch­stra­ße und etwas höher als im Andromedanebel.

HST-Auf­nah­me der Drei­ecks­ga­la­xie (höhe­re Auf­lö­sung) – NASA, ESA

Mit Groß­te­le­sko­pen der Obser­va­to­ri­en ist es ein leich­tes, die Gala­xie in Ein­zelster­ne auf­zu­lö­sen. Neben 800 Ver­än­der­li­chen, davon 350 Cep­hei­den und 4 Novae, sind mehr als 100 Super­no­va­über­res­te, 255 Stern­hau­fen und zahl­rei­che leucht­kräf­ti­ge blaue ver­än­der­li­che Ster­ne, so genann­te LBVs, in Mes­sier 33 bekannt. Ins­ge­samt wird geschätzt, dass die Gala­xie mehr als 122 Kugel­stern­hau­fen in ihrem Halo besitzt, wobei 54 davon bestä­tigt wur­den. Auch eini­ge jun­ge und blaue Kugel­hau­fen wur­den gefun­den, von denen in unse­rer Milch­stra­ße kein ein­zi­ges Exem­plar bekannt ist. Die­se dich­ten Stern­an­samm­lun­gen sind zum Teil nur weni­ge Mil­lio­nen Jah­re alt, wobei die Bil­dung die­ser Stern­hau­fen in den letz­ten 100 Mil­lio­nen Jah­ren einen Höhe­punkt erreich­te.
Mit Hil­fe des Hub­ble-Welt­raum­te­le­skops wur­den im Zen­trum der Tri­an­gul­um­ga­la­xie zahl­rei­che mas­se­rei­che und leucht­kräf­ti­ge Stern­hau­fen mit bis zu 10.000 Son­nen­mas­sen ent­deckt sowie zwei Stern­ge­nera­tio­nen, die ein Alter von 40 Mil­lio­nen bzw. eini­ge Mil­li­ar­den Jah­ren auf­wei­sen. Nur eini­ge Bogen­se­kun­den nörd­lich des Zen­trums wur­de im Jahr 2007, mit Hil­fe des Chan­dra-Rönt­gen­te­le­skops, eine Rönt­gen­quel­le mit der Bezeich­nung M33 X‑7 gefun­den. Hier­bei han­delt es sich um einen engen Rönt­gen­dop­pel­stern, der aus einem 15,7 Son­nen­mas­sen schwe­ren Schwar­zen Loch und einem 70 Son­nen­mas­sen schwe­ren Blau­en Rie­sen­stern besteht, die sich gegen­sei­tig in 3,5 Tagen umkrei­sen. Es ist zur Zeit das mas­se­reichs­te bekann­te Schwar­ze Loch, dass sich aus einem ein­zel­nen Stern ent­wi­ckelt hat. 2018 wur­den mit Groß­te­le­sko­pen auch eini­ge hel­le Pla­ne­ta­ri­sche Nebel in Mes­sier 33 ent­deckt, die wie die Cep­hei­den­ver­än­der­li­chen als Stan­dard­ker­zen für die Ent­fer­nungs­be­stim­mung die­nen können.

Weit­feld­auf­nah­me der Andro­me­da- und der Dreiecksgalaxie

Radio­mes­sun­gen mit Hil­fe des Very Long Base­li­ne Array (VLBA) von Was­ser­ma­sern in Mes­sier 33 aus dem Jahr 2005 bele­gen, dass sich die Gala­xie mit 190 ± 60 km/s rela­tiv zum Milch­stra­ßen­sys­tem in Rich­tung der Andro­me­da­ga­la­xie zube­wegt und wahr­schein­lich gra­vi­ta­tiv mit ihr ver­bun­den ist. Somit han­delt es sich bei M 33 wahr­schein­lich um einen direk­ten Beglei­ter von M 31. Bei­de Gala­xien sind unge­fähr 570.000 Licht­jah­re von­ein­an­der ent­fernt. Ein im Jahr 2004 ent­deck­ter Strom von Was­ser­stoff­gas, das bei­de Gala­xien mit­ein­an­der ver­bin­det, unter­stützt die­se The­se. Enge­re Begeg­nun­gen zwi­schen der Andro­me­da- und der Drei­ecks­ga­la­xie fan­den wahr­schein­lich vor 2 bis 8 Mil­li­ar­den Jah­ren statt. In 2,5 Mil­li­ar­den Jah­ren wird M 33 wahr­schein­lich mit M 31 kol­li­die­ren und dort einen inten­si­ven Ster­nen­ste­hungs­pro­zess aus­lö­sen, bis sie von der deut­lich grö­ße­ren Andro­me­da­ga­la­xie end­gül­tig ver­schlun­gen wird. Ande­re Sze­na­ri­en sehen eine gemein­sa­me Kol­li­si­on mit der Milch­stra­ße und der Andro­me­da­ga­la­xie bzw. sogar ein Aus­schluss aus der Loka­len Gala­xien­grup­pe vor­aus. Die nur 483 Licht­jah­re gro­ße und nur 26 Mil­lio­nen Son­nen­mas­sen schwe­re Pis­ces-Zwerg­ga­la­xie (LGS 3, PGC 3792), die sich rund 11 Grad von M 33 ent­fernt im Stern­bild Fische befin­det, ist wahr­schein­lich mit der Drei­ecks­ga­la­xie assoziiert.

Beobachtbare Objekte in Messier 33

HST-Auf­nah­me der HII-Regi­on NGC 604 – NASA, Hui Yang Uni­ver­si­ty of Illi­nois ODNur­s­e­ry of New Stars

Wir bli­cken fast fron­tal und unter einem Win­kel von 54 Grad auf die Gala­xien­schei­be. Die­se zeigt eine dop­pel­ar­mi­ge Spi­ral­struk­tur mit zahl­rei­chen Stern­hau­fen, blau­en Über­rie­sen und Nebeln aus ioni­sier­tem Was­ser­stoff­gas. Der nörd­li­che Haupt­spi­ralarm ent­hält sehr vie­le HII-Regio­nen, wobei der süd­li­che sehr vie­le jun­ge O‑B-Asso­zia­tio­nen und Stern­hau­fen aus hei­ßen und mas­se­rei­chen Ster­nen auf­weist. Eini­ge davon sind auch in Ama­teur­te­le­sko­pen als Ver­dich­tun­gen und Kno­ten beob­acht­bar. Unter guten Beob­ach­tungs­be­din­gun­gen sind in mitt­le­ren bis grö­ße­ren Ama­teur­te­le­sko­pen bereits zahl­rei­che HII-Regio­nen sicht­bar, die nahe­zu alle eine eige­ne Bezeich­nung haben und bereits von Wil­helm Her­schel beob­ach­tet wur­den. Die Hells­ten von ihnen tra­gen NGC und IC-Num­mern. Die Meis­ten die­ser Was­ser­stoff­ne­bel tre­ten aber erst auf lang belich­te­ten Auf­nah­men in Erschei­nung. Das hells­te und auf­fäl­ligs­te Objekt ist die HII-Regi­on NGC 604, die sich ca. 12 Bogen­mi­nu­ten nord­öst­lich des Gala­xien­kerns befin­det und einen Durch­mes­ser von mehr als 1.500 Licht­jah­ren auf­weist. Damit ist sie rund 100 Mal grö­ßer als der berühm­te Ori­on­ne­bel (Mes­sier 42) und einer der größ­ten bekann­ten Stern­ent­ste­hungs­re­gio­nen über­haupt. Gleich­zei­tig ist NGC 604 die zweit­leucht­kräf­tigs­te HII-Regi­on der Loka­len Grup­pe und zeigt ein ähn­li­ches Spek­trum wie der Ori­on­ne­bel. Nur die 30 Dora­dus Regi­on in der Gro­ßen Magel­lan­schen Wol­ke am Süd­him­mel ist noch etwas leucht­kräf­ti­ger. Rund 200 jun­ge blaue Ster­ne vom Typ O und B, mit 15 bis 120 Son­nen­mas­sen, die gera­de ein­mal vor 3 bis 4 Mil­lio­nen Jah­ren ent­stan­den sind, regen mit ihrer Ener­gie das Gas der Umge­bung zum Leuch­ten an. NGC 595 ist ein wei­te­rer loh­nens­wer­ter, aber deut­lich licht­schwä­che­rer Emis­si­ons­ne­bel und befin­det sich eini­ge Bogen­mi­nu­ten nord­west­lich des Gala­xien­zen­trums. Wei­te­re hel­le beob­acht­ba­re Was­ser­stoff­ne­bel sind NGC 588 und NGC 592, IC 132, IC 133 sowie IK 53. Auf lang belich­te­ten Ama­teur­auf­nah­men sind auch eini­ge hel­le Super­no­va­über­res­te erkenn­bar, wobei sich die meis­ten von ihnen im süd­li­chen Spi­ralarm befinden.

Beobachtung

Auf­such­kar­te für die Drei­ecks­ga­la­xie (Mes­sier 33) – erstellt mit SkytechX

Die Drei­ecks­ga­la­xie ist das ent­fern­tes­te Objekt, das man unter einem sehr dunk­len und kla­ren Land­him­mel, mit 6,5 bis 6,7 mag Grenz­hel­lig­keit, noch mit blo­ßem Auge erken­nen kann. Spä­tes­tens mit einem 8x42 oder 7x50 Fern­glas soll­te sich die Gala­xie als unge­fähr voll­mond­gro­ßer und ova­ler dif­fu­ser Licht­fleck vom Him­mels­hin­ter­grund abhe­ben. Durch ihre sehr gerin­ge Flä­chen­hel­lig­keit (14 mag/arcmin²), ist sie bei der Ver­wen­dung eines klei­nen Tele­skops und hoher Ver­grö­ße­run­gen deut­lich schwie­ri­ger auf­zu­fin­den, als im Feld­ste­cher oder sogar kom­plett unsicht­bar in die­sem Instru­ment. Bes­ser ist die Gala­xie mit gro­ßer Aus­tritts­pu­pil­le von wenigs­tens 5 mm, gerin­ger Ver­grö­ße­rung und dem­zu­fol­ge gro­ßem Gesichts­feld zu beob­ach­ten. Für einen drei­zöl­li­gen Refrak­tor liegt die bes­te Ver­grö­ße­rung bei unge­fähr 12-fach, für einen Sechs­zöl­ler zwi­schen 20 und 25-fach und für einen Acht­zöl­ler bei 40-fach. Bei höhe­rer Ver­grö­ße­run­gen domi­niert der Zen­tral­be­reich der Gala­xie. Um Ein­zel­hei­ten in M 33 zu erken­nen, sind aber höhe­re Ver­grö­ße­run­gen anzu­ra­ten. Unter einem dunk­len Him­mel und mit 3 bis 4 Zoll Öff­nung, kann die hells­te HII-Regi­on (NGC 604) als schwa­cher Licht­fleck im nord­öst­li­chen Rand­be­reich der Gala­xie auf­ge­fun­den wer­den. Nur eine Bogen­mi­nu­te west­lich davon steht ein schwa­cher Stern der 11. Grö­ßen­klas­se. Die bei­den Objek­te sehen wie ein Dop­pel­stern aus, wobei eine Kom­po­nen­te deut­lich unschär­fer erscheint. Der Zen­tral­be­reich der Gala­xie erscheint etwas hel­ler als die äuße­re Schei­be und rela­tiv klein und dif­fus. Nord­öst­lich des Kerns steht eben­falls ein schwa­cher Vor­der­grund­stern. Unter sehr guten Bedin­gun­gen sind ab 4 Zoll Öff­nung schon Ansät­ze der Spi­ralar­me als dif­fu­se Gebil­de inner­halb der Gala­xien­schei­be zu erah­nen. Man erkennt zwei Spi­ralar­me. Einer ver­läuft in Rich­tung Nor­den und krümmt sich in Rich­tung Osten. Der Ande­re läuft in Rich­tung Süden und krümmt sich in Rich­tung Wes­ten. Mit 6 bis 8 Zoll Öff­nung erscheint NGC 604 etwas deut­li­cher von der Schei­be abge­grenzt. Von Vor­teil ist nun ein Schmal­band­fil­ter und höhe­re Ver­grö­ße­rung. Dadurch tritt die HII-Regi­on viel bes­ser her­vor. Mit 100facher Ver­grö­ße­rung erscheint die Nebel­re­gi­on sehr klein, rela­tiv hell und rund. Mit Tele­sko­pen von 8 bis 10 Zoll Öff­nung soll­ten die Spi­ralar­me etwas bes­ser erkenn­bar sein, näm­lich als S‑förmige Struk­tur inner­halb der Gala­xien­schei­be. Vor allem der nörd­li­che Spi­ralarm ist etwas auf­fäl­li­ger als der süd­li­che. Mit Öff­nun­gen zwi­schen 10 und 12 Zoll sind zwi­schen die­sen bei­den Spi­ralar­men klei­ne­re und schwä­che­re Arme indi­rekt erkenn­bar. Neben NGC 604, knapp 12 Bogen­mi­nu­ten nord­öst­lich des Zen­trums, sind nun zwei wei­te­re Licht­kno­ten, knapp 10 Bogen­mi­nu­ten süd­lich und süd­west­lich des Kern­be­reichs, zu erah­nen. Mit höhe­rer Ver­grö­ße­run­gen um 70-fach lösen sich die Spi­ralar­me in wei­te­re Ver­dich­tun­gen auf, die oft nur indi­rekt zu erken­nen sind. Der Kern der Gala­xie erscheint dabei hell, oval und in NNE-SSW Rich­tung aus­ge­rich­tet. Mit 12 bis 14 Zoll Öff­nung, und 50-facher Ver­grö­ße­rung, tritt die Kern­re­gi­on von M 33 nun deut­li­cher her­vor und ent­lang der Spi­ralar­me sind zahl­rei­che Ver­dich­tun­gen und klei­ne Nebel­fle­cken erkenn­bar. NGC 604, am Ende des nörd­li­chen Spi­ralarms, sticht nun bes­ser ins Auge. Mit noch grö­ße­rer Öff­nung und Ver­grö­ße­run­gen um 140-fach zer­fal­len die Spi­ralar­me in ein­zel­ne Wölk­chen und Kno­ten, die HII-Regio­nen und rie­si­ge Stern­hau­fen darstellen.

Die Drei­ecks­ga­la­xie befin­det sich 4 ¼ Grad west­nord­west­lich des 3,4 mag hel­len Sterns Alpha Tri­an­gu­li, auf etwa der Ver­bin­dungs­li­nie von der Spit­ze des Drei­ecks und des 2,1 mag hel­len Sterns Beta Andro­me­dae. 2 ½ Grad west­lich von Alpha Tri befin­det sich ein Stern der 6. Grö­ßen­klas­se. 2 Grad wei­ter west­lich davon stößt man auf ein recht­wink­li­ges Drei­eck aus 8 mag hel­len Ster­nen. M 33 befin­det sich dann etwas nord­öst­lich die­ses Drei­ecks und soll­te schon in einem nor­ma­len Sucher als schwa­cher Nebel­fleck erkenn­bar sein.

  Auf­such­kar­te Dreicks­ga­la­xie (Mes­sier 33) (143,7 KiB, 5 hits)

Steckbrief für Messier 33

Objekt­na­meMes­sier 33
Kata­log­be­zeich­nungNGC 598, UGC 1117, PGC 5818, MCG 5–4‑69
Eigen­na­meDreicks­ga­la­xie, Drei­ecks­ne­bel, Tri­an­gul­um­ga­la­xie, Tri­an­gu­lum Gala­xy, Pin­wheel Galaxy
TypGala­xie, Sc
Stern­bildDrei­eck (Tri­an­gu­lum)
Rekt­aszen­si­on
(J2000.0)
01h 33m 51,9s
Dekli­na­ti­on
(J2000.0)
+30° 39′ 29″
V Hel­lig­keit5,7 mag
Flä­chen­hel­lig­keit14,2 mag
Win­kel­aus­deh­nung 68,7′ x 41,6′
Posi­ti­ons­win­kel23°
Abso­lu­te Helligkeit-19,274 mag
Durch­mes­ser60.000 Licht­jah­re
Ent­fer­nung3 Mil­lio­nen Lichtjahre
Beschrei­bungeB,eL,R,vgbMN; Local Group;Pinwheel Galaxy;H V 17
Ent­de­ckerGio­van­ni Bat­tis­ta Hodier­na, vor 1654
Ster­n­at­lan­tenCam­bridge Star Atlas Chart 2
Inter­stel­lar­um Deep Sky Atlas Chart 39
Mill­en­ni­um Star Atlas: Charts 145–146 (Vol I)
Pocket Sky Atlas Chart 2
Sky Atlas 2000 Chart 4
Ura­no­me­tria 2nd Ed. Chart 62

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