Objekte des Monats: Die Dreiecksgalaxie Messier 33

Mes­sier 33 (NGC 598) ist eine Spi­ral­ga­la­xie im Stern­bild Drei­eck (Tri­an­gu­lum) 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, 44 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

Andreas

Andreas Schnabel war bis zum Ende der Astronomie-Zeitschrift "Abenteuer Astronomie" im Jahr 2018 als Kolumnist tätig und schrieb dort über die aktuell sichtbaren Kometen. Neben Astronomie, betreibt der Autor des Blogs auch Fotografie und zeige diese Bilder u.a. auf Flickr.

Schreibe einen Kommentar

Deine E-Mail-Adresse wird nicht veröffentlicht. Erforderliche Felder sind mit * markiert.