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| Deep-Sky Corner / Tri / M 33: Triangulum Galaxy |
Tri |
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Rektaszension:
01h 33m 54s
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Deklination:
+30° 39' 00"
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| Atlas (2000.0) |
Karte |
| Cambridge Star Atlas |
2 |
| Sky Atlas |
4 |
| Uranometria Vol. I |
91 |
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| Starchart at CalSKY.com |
Objektdaten:
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Abb.1: 60'x60' Ausschnitt aus dem STScI Digitized Sky Survey
[si1] (645 kB)
Die Galaxie M 33 wurde 1764 von Charles Messier entdeckt. Lord Rosse
erkannte möglicherweise als erster die Spiralstruktur.
Die besten Fotografien zeigen M 33 mit einer Winkelausdehnung von etwa 67'x41.5'. Der
visuelle Durchmesser liegt meistens bei etwa einem halben Grad. Die integrierte fotografische
Helligkeit beträgt 7.8 mag und die visuelle liegt bei 5.7 mag. Die
Oberflächenhelligkeit von M 33 ist aber sehr gering, denn sie beträgt lediglich 14.2
mag. Dies macht M 33 bei den ersten Gehversuchen eines Amateurastronomen mit seinem Fernrohr
meistens zu einer grossen Enttäuschung. Viele richten ihr Teleskop auf die angegebene
Position und erwarten dann im Fernrohr oder Fernglas eine grosse, helle Galaxie wie die
Andromedagalaxie zu sehen - doch dann lässt sich beim besten Willen nichts dergleichen
finden! Manche fahren sogar mehrmals über M 33 hinweg, ohne sie zu erkennen und glauben
dann, die Galaxie sei falsch auf der Karte verzeichnet. Kein Wunder, denn M 33 ist mit etwa
einem Grad Winkelausdehnung meist gerade so gross oder gar grösser als das
Gesichtsfeld eines Fernrohrs und ihre niedrige Oberflächenhelligkeit macht sie knapp
heller als der Himmelshintergrund einer mittelmässigen Nacht.
Bei der Distanz von M 33 findet man in der Literatur Werte von 2.4 bis bis 3.6 Mio.
Lichtjahren. Vermutlich liegt sie nahe bei 2.5 Mio. Lichtjahren. M 33 bewegt sich mit einer
Geschwindigkeit von etwa 200 km/s auf uns zu und gleichzeitig mit 68 km/s vom Zentrum der
Lokalen Gruppe weg. Sie ist nach der grösseren und weniger irregulären
Andromedagalaxie M 31 die nächste Spiralgalaxie, aber eine der entferntesten Mitglieder
der Lokalen Gruppe. Die Galaxien M 31 und M 33 sind nur etwa 570'000 Lichtjahre voneinander
entfernt. Nach der Andromeda-Galaxie und der Milchstrasse ist M 33 das
drittgrösste Mitglied der Lokalen Gruppe.
Mit den Grossteleskopen der professionellen Observatorien ist es ein leichtes, diese
Galaxie in Einzelsterne aufzulösen. Sie zeigt eine gewaltige doppelarmige Spiralstruktur
von Sternenwolken, welche um die helle Kernregion kreisen. Die Arme sind dick und klumpig,
getüpfelt mit Nebelregionen und die Spiralstruktur ist locker und irregulär, wenn
man M 33 mit so symmetrischen Galaxien wie M 81 vergleicht.
Allan Sandage weist in seinem Hubble Atlas of Galaxies darauf hin, dass M 33
die nächste der Sc-Spiralgalaxien ist und dass die stellare Zusammensetzung bis zu
Sternen von -1.5mag absoluter Helligkeit untersucht werden kann. Die erste detaillierte Studie
der Sterne in M 33 wurde von Edwin Hubble im Jahre 1926 unternommen. Unter den bekannten
Mitgliedern finden wir helle O und B Sterne, offene und Kugelsternhaufen, Cepheiden und
irregulär Veränderliche, Novae und helle Nebelfelder. Die Spiralarme enthalten
massenweise blaue Superriesen, weshalb das Licht von M 33 blauer als das von anderen Galaxien
ist. Der integrierte Spektraltyp liegt etwa bei A7 und der Farbindex ist
nahe bei +0.2.
Mitsamt den feinsten Ausläufern der Spiralarme misst die Galaxie etwa 60'000
Lichtjahre in der Längsachse. Nach einer Studie von E. Holmberg beträgt die
Masse der sichtbaren Sterne in M 33 etwa 8 Milliarden Sonnenmassen und das Gesamtlicht ist
etwa 3 Milliarden mal heller als die Sonne, oder etwa -19mag absolut. Die Galaxie rotiert im
Uhrzeigersinn, sie schleppt ihre Arme also wie ein Feuerrad nach. Die Umlaufzeit in der
Randregion wurde auf 200 Millionen Jahre berechnet.
[bk4,
ay71,
st189]
| Galaxie:
M 33, NGC 598, PGC 5818: Triangulum Galaxy |
| R.A.
01h 33m 54s
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Dec.
+30° 39' 00"
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v Mag.
5.7m
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Dim.
67.0'x41.5'
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SB
14.2m
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Type
SA(s)cd II-III
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PA
23°
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Deep-Sky Objekte in M 33:
Da die Neigung Galaxie M 33 nicht so stark wie die der
Andromedagalaxie M 31 ist, blicken wir
unter einem Winkel von 54 Grad auf die Scheibe. Dank ihrer nahen Lage bietet M 33 eine Menge
extragalaktischer Deep-Sky Objekte. In den Spiralarmen wurden etwa 80 Emissionsnebel
gezählt. Die hellsten und markantsten unter ihnen tragen NGC-Nummern, da ihre
Zugehörigkeit damals von Dreyer infolge der geringen Oberflächenhelligkeit von M33
noch nicht erkannt wurde. Die schwächeren und kleineren sind im Index Catalogue
verzeichnet.
| Helle diffuse Nebel:
NGC 588, 592, 595 |
| R.A.
01h 32m 42s
01h 33m 12s
01h 33m 30s
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Dec.
+30° 40' 00"
+30° 39' 00"
+30° 42' 00"
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Dim.
0.7'x0.4'
0.7'x0.5'
0.7'x0.5'
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Type
.
.
.
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ph Brt.
.
.
.
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Color
.
.
.
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Abb. 2: Aufnahme von NGC 604 mit dem Hubble Space Telescope
[si8]
Das mit Abstand faszinierendste und grösste Deep-Sky Objekt in M 33 ist die
für uns hellste, extragalaktische H-II Region NGC 604. Sie liegt etwa 12
Bogenminuten nordöstlich vom Kern der Galaxie entfernt.
Dieser gigantische Nebel ist vom Typ und Emissionspektrum her vergleichbar mit dem
Orionnebel. Auf der HST-Falschfarbenaufnahme sieht er ihm auch von der Form her ähnlich.
Mit rund 1500 Lichtjahren Durchmesser ist NGC 604 aber etwa 100mal grösser als der
Orionnebel. Diese Region befindet sich in einem Spiralarm von M 33, wo neue Sterne geboren
werden. Im Innern enthält der Nebel über 200 heisse Sterne von je 15 Sonnenmassen
und einige mit 60 und mehr Sonnenmassen - vorwiegend junge O- und B-Superriesen. Sie heizen das
Gas auf etwa 10'000 Kelvin auf und bringen es so zum fluoreszieren. Die Leuchtkraft des Nebels
beträgt etwa das 10 Mio.-fache der Sonne. Das Sternenlicht lässt auch deutlich die
dreidimensionale Form des Nebels hervortreten, welche durch die Sternwinde erzeugt wurde. Die
Sterne blasen regelrecht das leuchtende Gas aus dem Innern des Nebels weg und formen so
zwei expandierende Hüllen, welche auf der Aufnahme als 'Löcher' erkennbar sind.
Das Falschfarbenkomposit von NGC 604 aus drei Bildern wurde mithilfe des
Hubble Space Telescopes im Januar 1995 von J. Jeff Hester des Arizona
State University und seinen Kollegen erstellt. Rot repräsentiert auf
dieser Aufnahme das Emissionslicht von einfach ionisiertem Schwefel, grün
von Wasserstoff und blau von zweifach ionisiertem Sauerstoff. Das rotorange
Objekt links unterhalb der Bildmitte ist der Überrest einer Supernova.
[st194,
si8]
| Heller diffuser Nebel:
NGC 604 |
| R.A.
01h 34m 30s
|
Dec.
+30° 48' 00"
|
Dim.
1.0'x0.7'
|
Type
E+R
|
ph Brt.
1-5
|
Color
.
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Die hier aufgeführten Objekte befinden sich meist jenseits der mit
Amateurteleskopen erreichbaren Sichtbarkeitsgrenze:
- NGC 603 liegt etwa ein halbes Grad südlich vom Zentrum der Galaxie und wurde
von J. L. E. Dreyer als schwacher Nebel oder Haufen mit drei Sternen darin beschrieben.
Tatsächlich existiert da aber keinerlei Nebel und es sind lediglich drei Vordergrundsterne
vorhanden. Im GSC sind an der Stelle drei nichtstellare Objekte verzeichnet.
- Das Objekt IC 132 im nordwestlichen Teil der Galaxie sieht auf der Aufnahme des POSS
so aus, als handle es sich hier um einen planetarischen Nebel, ähnlich dem Hantelnebel
M 27 in unserer Galaxie, doch müsste dieser enorm viel grösser sein.
- IC 133 liegt vier Bogenminuten südlich von IC 132 und zeigt eine
sichelförmige, nebelige Form. Vermutlich handelt es sich um ein ähnliches Objekt
wie der Cirrusnebel.
- Andere IC-Nummern, welche mit Strukturen auf den POSS-Fotoplatten identifiziert werden
konnten sind IC 131, 135, 136, 137, 142 und 143. Bei IC 134, 139 und 140 sind keine markanten
Emissionsknoten vorhanden.
- Bei KUG 0128+302 oder PGC 5694 handelt es sich um eine Spiralgalaxie des
Hubble-Typs Sc. Sie liegt etwa 28' westlich vom Zentrum von M 33 entfernt. Die visuelle
Helligkeit wird mit 16 mag angegeben und die Winkelausdehnung mit etwa 0.4'x0.3' In der
Lyon-Meudon Extragalactic Database (LEDA) findet man keine Fluchtgeschwindigkeit. Die
Neigung der Rotationsachse zur Blickrichtung beträgt 40 Grad.
- Die Hintergrundgalaxie CGCG 502-114 oder PGC 5899 hat eine Helligkeit von
15.52 mag visuell. Der Typ ist bei LEDA nicht aufgeführt, wohl aber eine Neigung von
52 Grad. Die Fluchtgeschwindigkeit ist mit etwa 10'300 km/s sehr gross. Bei einer
Hubble-Konstanten von 75 km/s/Mpc gelangt man auf eine Entfernung von rund 450 Mio.
Lichtjahren.
Wo liegt die Galaxie M 33?
Das Teleskop wird mithilfe des Telrad-Finders analog nebenstehender Karte ausgerichtet.
Die Verbindungslinie alpha Trianguli und beta Andromedae wird in drei Teile
unterteilt. Der mittlere konzentrische Kreis des Telrad-Target kommt dabei etwa auf die
Verbindungslinie beim ersten Teil zu liegen.
Karte mithilfe von TheSky [pr2] erstellt.
Um die einzelnen Nebel und Sternwolken in M 33 zu identifizieren bediene
man sich des verkleinerten, invertierten und beschrifteten
60'x60' Ausschnittes aus dem STScI Digitized Sky
Survey. [si1]
Beschreibung von blossem Auge:
In einer dunklen, klaren Nacht, weitab von störendem Zivilisationslicht, wenn das
Sternbild Triangulum hoch am Himmel steht, so zeigt sich die Galaxie M 33 bei indirektem Sehen
als ein schwacher, ovaler Nebelfleck etwas grösser als der Vollmond, aber viel
schwächer als die Andromedagalaxie. Eine Spiralstruktur ist nicht erkennbar, denn dazu
ist das Auflösungsvermögen des Auges im Randbereich zu gering und die Galaxie zu
lichtschwach.
Bernd Nies
