Andromedagalaxie

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Galaxie
Andromedagalaxie
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Andromeda Galaxy (with h-alpha).jpg
Sternbild andromeda.png
Andromedagalaxie M31
DSS-Bild von NGC 224
Sternbild Andromeda
Position
ÄquinoktiumJ2000.0, Epoche: J2000.0
Rektaszension 0h 42m 44,3s[1]
Deklination +41° 16′ 09″ [1]
Erscheinungsbild
Morphologischer Typ SA(s)b LINER  [1]
Helligkeit (visuell) 3,5 mag [2]
Helligkeit (B-Band) 4,3 mag [2]
Winkel­ausdehnung 189,1′ × 61,7′ [2]
Positionswinkel 35° [2]
Flächen­helligkeit 13,5 mag/arcmin² [2]
Physikalische Daten
Zugehörigkeit Lokale Gruppe, LGG 011  [1]
Rotverschiebung −0.001001 ± 0.000013  [1]
Radial­geschwin­digkeit −300 ± 4 km/s  [1]
Entfernung 2,5 · 106 Lj  [1]
Masse 8 · 1011 M [3]
Durchmesser 1,4 · 105 Lj
Geschichte
Katalogbezeichnungen
M 31 • NGC 224 • UGC 454 • PGC 2557 • CGCG 535-017 • MCG +07-02-016 • IRAS 00400+4059 • 2MASX J00424433+4116074 • GC 116 • h 50 • Bode 3 • Flamsteed 58 • Hevelius 32 • Ha 3.3 • IRC +40013
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Die Andromedagalaxie (manchmal auch kurz Andromeda oder fälschlich Andromedanebel, Großer Andromedanebel oder Andromeda-Galaxis genannt) ist eine Spiralgalaxie vom Typ Sb in relativer Nähe zur Milchstraße, mit der sie gravitativ verbunden ist.

Im Messier-Katalog ist die Andromedagalaxie als M31 und im New General Catalogue als NGC 224 verzeichnet. Sie befindet sich am Sternenhimmel im Sternbild Andromeda, nach dem sie benannt ist.

In klaren Nächten können die hellsten zentralen Teile der Andromedagalaxie von einem dunklen Standort aus ohne technische Hilfsmittel gesehen werden. Sie ist das fernste Objekt, das regelmäßig mit bloßem Auge gesehen werden kann.

Beschreibung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Andromedagalaxie ist rund 2,5 Millionen Lichtjahre vom Sonnensystem entfernt. Der Durchmesser der sichtbaren Scheibe beträgt etwa 140.000 Lichtjahre, ihr Halo dehnt sich über eine Million Lichtjahre (r≈240 kpc)[4] aus. Damit ist sie räumlich ausgedehnter als die Milchstraße, deren Halo auch kleiner ist,[5] und in dieser Hinsicht das größte Mitglied der Lokalen Gruppe.

Die Andromedagalaxie und die Milchstraße sind auch die beiden massereichsten Galaxien der Lokalen Gruppe, ihre gemeinsame Gesamtmasse wurde auf ungefähr 4 Billionen Sonnenmassen (M300) geschätzt.[6] Die in der jüngeren Literatur angegebenen Schätzwerte für die Masse der Andromedagalaxie bewegen sich zwischen 0,7 und 2,5 Billionen Sonnenmassen,[4][3] während nach neueren Ergebnissen für die Milchstraße eine Masse von etwa 1,5 Billionen Sonnenmassen (M<39,5)[7] angenommen wird. Die Schätzungen beruhen auf der Beobachtung von Sternbewegungen und berücksichtigen auch Dunkle Materie, die sich einer direkten Beobachtung entzieht. Das nach Volumen und Masse drittgrößte System in der Lokalen Gruppe, der Dreiecksnebel (M 33), hat einen Durchmesser von etwa 50.000 Lichtjahren und eine Gesamtmasse, die auf Werte zwischen 20 und 40 Milliarden Sonnenmassen geschätzt wird.

Aufbau[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Der Kugelsternhaufen Mayall II im System der Andromedagalaxie

M31 wird seit Langem genau untersucht, da sie dem Milchstraßensystem relativ nahe ist und ihm ähnelt. Beide Galaxien beherbergen die gleichen Arten von astronomischen Objekten, aus der „äußeren“ Perspektive der Milchstraße besteht jedoch eine bessere Sicht auf die Struktur der Spiralarme von Andromeda. Es sind dunkle Staubbänder, Sternentstehungsgebiete und im Außenbereich 400 bis 500 Kugelsternhaufen auszumachen. Der Kugelsternhaufen Mayall II ist das größte Objekt seiner Art in der Lokalen Gruppe (siehe Foto) und schon in besseren Amateurteleskopen sichtbar.

Auch sind weitere Röntgenstrahlenquellen im Zentrum von M31 auszumachen, wobei es sich vermutlich um Neutronensterne und Schwarze Löcher handelt, die Begleitsternen Material entziehen.

Eigenbewegung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Andromedagalaxie besitzt gegenüber dem Milchstraßensystem eine Radialgeschwindigkeit von −114 km/s (ca. −410.000 km/h).[8] Das Minuszeichen drückt dabei aus, dass sich die beiden Galaxien aufeinander zu bewegen. Der Wert von −114 km/s unterscheidet sich von der heliozentrischen Radialgeschwindigkeit, d. h. der Geschwindigkeit, mit der sich M31 auf die Sonne zubewegt. Da die Sonne ihrerseits um das galaktische Zentrum der Milchstraße kreist – und zwar derzeit auf M31 zu –, liegt die heliozentrische Radialgeschwindigkeit mit etwa −300 km/s (ca. −1 Mio. km/h) deutlich höher.

Die Transversalgeschwindigkeit von M31 konnte im Jahr 2012 erstmals anhand von präzisen Sternfeld-Untersuchungen innerhalb der Galaxie mit dem Hubble-Weltraumteleskop bestimmt werden.[9] Die Messungen ergeben eine Tangentialgeschwindigkeit von 17 km/s und bestätigen damit frühere Schätzungen, dass diese 20 km/s nicht wesentlich übersteigt.[10] Nach der Entdeckung von H2O-Masern im Jahr 2011 scheint eine noch genauere Messung der Eigenbewegung, wie dies bereits im Fall des Dreiecksnebels gelang, in naher Zukunft möglich zu sein.[11]

Computersimulationen lassen erwarten, dass die Andromedagalaxie in vier bis zehn Milliarden Jahren mit der Milchstraße kollidieren wird und beide zu einer elliptischen Galaxie oder, durch eine besondere Form der Wechselwirkung von Galaxien, zu einer Polarring-Galaxie verschmelzen werden.[12]

Sichtbarkeit[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

M31 gehört mit dem Dreiecksnebel (M33) zu den entferntesten, mit bloßem Auge sichtbaren Objekten. In klaren, dunklen Nächten ist der Andromedanebel von Standorten ohne Lichtverschmutzung als verschwommener schwacher Lichtfleck („Nebel“) auszumachen. Man sieht dabei im Wesentlichen nur den helleren Zentralbereich von M31. Die Galaxie erstreckt sich über einen Himmelsbereich mit etwa 3° (180) scheinbarem Durchmesser, mehrfach größer als der Vollmond (rund 30′). Nimmt man den Halo hinzu, der allerdings freiäugig nicht zu sehen ist, dehnt sich die Erscheinung über 30° am Firmament aus, etwa das Doppelte des Sternbilds Großer Wagen.

Erste Fotografien der Andromedagalaxie wurden bereits um 1900 angefertigt. Seit Anfang des 21. Jahrhunderts wird die Galaxie auch außerhalb der Erde mit verschiedenen Satellitenteleskopen beobachtet: im ultravioletten Licht durch GALEX, im mittleren Infrarot durch das Spitzer-Weltraumteleskop und im fernen Infrarot durch das Herschel-Weltraumteleskop.

Erforschung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Erste Beschreibungen und Thesen zur Natur[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Älteste erhaltene Darstellung der Andromedagalaxie (Punktgruppe im Maul des Fisches) im Sternbild Andromeda; Kopie Al-Sufis „Buch der Fixsterne“, 1009–1010.[13]

Die erste gesicherte Beschreibung der Andromedagalaxie stammt aus dem 10. Jahrhundert n. Chr. vom persischen Astronomen Al-Sufi, der sie „die kleine Wolke“ nannte. Charles Messier schrieb bei der Eintragung in seinen Katalog die Entdeckung allerdings Simon Marius zu. Tatsächlich hatte dieser sie 1612 als erster durch ein Teleskop beobachtet und dabei festgestellt, dass der Andromedanebel auch mit dem Fernrohr nicht in einzelne Sterne aufgelöst werden konnte.[14] Daher stammt auch die Bezeichnung Andromedanebel.

Wenngleich die meist runde oder ovale Gestalt von sternlos erscheinenden Nebeln schon um das Jahr 1733 von William Derham festgehalten wurde,[15] blieb die genaue Natur dieser Gebilde lange Zeit unbekannt. Oft wurden sie als Teil des Milchstraßensystems angesehen.[16] Andererseits überlegte bereits im Jahr 1755 Immanuel Kant, dass sich die elliptische Gestalt durch ein entferntes scheibenförmiges Sternensystem wie die Milchstraße bei entsprechender Beobachtungsrichtung ergeben kann.[17] Wilhelm Herschel schrieb im Jahr 1785, dass der Andromedanebel vermutlich das Schimmern von Millionen von Sternen sei, ähnlich geformt wie die Milchstraße, und dass eine Verbindung dazwischen unwahrscheinlich sei. Aufgrund seiner Struktur und der leicht rötlichen Färbung des Zentrums verortete er ihn näher als andere derartige Nebel in höchstens der 2000-fachen Entfernung des Sterns Sirius.[18] Mit leistungsfähigeren Teleskopen konnte er kurz darauf die Abgrenzung der Milchstraße allerdings nicht bestätigen; seine Hypothesen bildeten trotzdem einen wichtigen oft aufgegriffenen neuen Ansatz.[19]

Hingegen wurden ein sternartiges Aufleuchten und Abklingen im Jahr 1885 nahe dem Zentrum des Andromedanebels von Ernst Hartwig entdeckt, das bis in die 1930er Jahre als wichtiges Argument für die Nähe des Andromedanebels galt, da bis dahin kein Vorgang denkbar war, der so viel Energie freisetzen konnte, um eine derartige Helligkeit bei größerer Entfernung zu erklären. Er selbst überlegte, ob die Beobachtung aus gerade entflammten Gasmassen im Andromedanebel resultierte, die zuvor mit niederer Temperatur schwach geleuchtet hatten und nun in Helligkeit den früher in gleicher Weise entstandenen Kern des Nebels übertrafen.[20]

Zeichnung des Andromedanebels sowie der nahegelegenen Nebel M32 (unterhalb) und NGC 205 (rechts oberhalb) von Charles Messier, 1807
Edward Emerson Barnards Fotografie des Andromedanebels, 1887

Erste Zeichnungen des Andromedanebels publizierten Guillaume Le Gentil im Jahr 1759[21] und Charles Messier im Jahr 1807. Detailliertere Erkenntnisse über die Gestalt fanden George Phillips Bond im Jahr 1847 mit dem Great-Harvard-Reflektor und Lawrence Parsons, 4. Earl of Rosse im Jahr 1871 mit seinem 6-Fuß-Teleskop, die er 1885 publizierte.[22][23] Allerdings zeigten erst die ersten Fotografien des Andromedanebels von Isaac Roberts und von Edward Emerson Barnard aus dem Jahr 1887 eindeutig, dass es sich um einen Spiralnebel handelt.[24] Die Fotografien lieferten zunächst jedoch nur Indizien zur Natur der Nebel. So favorisierte Arthur Stanley Eddington im Jahr 1914 die Hypothese, dass die Spiralnebel separate „island universes“ seien, und begründete diese Interpretation damit, dass in der Milchstraßenebene deutlich weniger Spiralnebel gefunden wurden als bei höheren galaktischen Breiten. Dies ließ sich durch die dort beobachteten Staubbänder erklären, die das Licht der weit entfernten Nebel absorbieren. Derartige Staubbänder waren auch in Fotografien von Spiralnebeln zu erkennen.[25]

Mit Hilfe der Spektroskopie gelang es William Huggins bereits im Jahr 1864, den Unterschied zwischen dem Andromedanebel, bei dem die Spektrallinien durch die Kombination der Spektren von Milliarden von Einzelsternen „verwischt“ erschienen, und anderen Nebelerscheinungen festzustellen.[26] Vesto Slipher berechnete 1912 anhand der Blauverschiebung ihrer Spektrallinien die heliozentrische Radialgeschwindigkeit von M31 auf 300 km/s in Richtung auf die Sonne, die höchste bis dahin bei einem Objekt festgestellte[27] (moderne Messungen ergeben 300 ± 4 km/s[10][28]). Kurz darauf entdeckter er an einem anderen Spiralnebel (NGC 4594) Geschwindigkeitsverläufe in den Spektrogrammen, die auf eine Rotation der Spirale hindeuten, und fand auch Indizien für eine Rotation in den Spektrogrammen des Andromedanebels.[29] Eine Reihe teilweiser noch größerer und unterschiedlich gerichteter Radialgeschwindigkeiten von Spiralnebeln, die er in der Folgezeit ermittelt hatte, und die sich grundsätzlich von denen der Sterne unterscheidet, hielt er für einen Beleg für deren „island universe“-Natur.[30] Die Rotation des Andromedanebels bestätigte und quantifizierte Francis G. Pease im Jahr 1918.[31]

Entfernung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

An vier in Spiralnebeln beobachten Novae erkannte Heber Curtis im Jahr 1917, dass diese im Mittel 10 Magnituden lichtschwächer als andere Novae waren, was durch eine 100-fach größere Entfernung von der Milchstraße erklärbar ist.[32] Unter Einbeziehung von Novae im Andromedanebel folgerte Harlow Shapley noch im gleichen Jahr daraus einen Abstand von rund 1 Million Lichtjahren, sah das aber im Widerspruch zu der Erscheinung aus dem Jahr 1885 und einer vermeintlich beobachtbaren Rotation von Spiralnebeln.[33] Von Shapley und Curtis wurden die Argumente, die für eine Lage des Andromedanebels am Rande der Milchstraße oder weit außerhalb sprachen und somit die Struktur des Universums klären, in der sogenannten „Great Debate“ im Jahr 1920 zusammengetragen.

Aufnahme eines 40.000 Lichtjahre großen Bereichs der Andromedagalaxie mithilfe des Hubble-Weltraumteleskops. In der 1,5 Milliarden Pixel auflösenden Originalaufnahme sind tausende Sternhaufen und über 100 Millionen einzelne Sterne zu sehen[34] – von denen 178 Cepheiden sind, die für eine präzise Entfernungsbestimmung genutzt wurden.

Weitere Methoden zur Entfernungsbestimmung wurden in der Folgezeit entwickelt. Aus der örtlichen Verteilungsdichte weiterer zwischenzeitlich um die Andromedagalaxie beobachteter Novae wurde Anfang der 1920er Jahre eine Entfernung von umgerechnet 3 Millionen Lichtjahren bestimmt.[35] Ernst Öpik entwarf ein Modell der Andromedagalaxie anhand spektroskopisch gemessener Umlaufgeschwindigkeiten der Sterne im Andromedanebel, womit sich ein Abstand von umgerechnet rund 1,5 Millionen Lichtjahren ergab.[36] Im Jahr 1923 gelang es Edwin Hubble mit Hilfe veränderlicher Sterne der Cepheiden-Klasse, seine Entfernung auf 900.000 Lichtjahre zu berechnen und Shapley zu überzeugen, dass der Andromedanebel – und damit alle Spiralnebel – separate Galaxien sind.[37] Anfang der 1930er Jahre entdeckten Walter Baade und Fritz Zwicky einen plausiblen Vorgang für das Aufleuchten im Jahr 1885, den sie als „Supernova“ bezeichneten.[38][39] Walter Baade fand später zudem heraus, dass die von Hubble herangezogenen Cepheiden einer bisher unentdeckten, doppelt so hellen Klasse angehörten, und korrigierte die Entfernung auf über 2 Millionen Lichtjahre.[40][41] Mit der Ausrüstung von Großteleskopen mit höher empfindlicheren CCD-Bildsensoren ergab eine Auswertung der „Tip of the Red Giant Branch“ im Jahr 1986 eine Entfernung von 2,47 Millionen Lichtjahren, und es gelang im Jahr 1987 auch die Entdeckung und Auswertung von RR-Lyrae-Sternen im Andromedanebel; man konnte damit die Entfernung auf 2,41 Millionen Lichtjahren mit einer Genauigkeit von 7 % bestimmen.[42][43] Im Jahr 1998 gelang eine genaue Entfernungsbestimmung mithilfe sogenannter Red Clump Stars zu 2,56 Millionen Lichtjahren bei einer systematischen und statistischen Unsicherheit von 1,6 % und 2,2 %.[44] Auch die Vermessung eines Bedeckungsveränderlichen Sterns in M31 durch das Institut d’Estudis Espacials de Catalunya/CSIC im Jahr 2005 ergab eine Entfernung von 2,52 ± 0,14 Millionen Lichtjahren.[45] Nachfolgende genauere Untersuchungen an den Cepheiden mit dem Hubble-Weltraumteleskop sowie des „Tip of the Red Giant Branch“ ergaben ähnliche Entfernungen mit nochmals verbesserter Präzision.[46][47]

Satellitengalaxien[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Lokale Gruppe: Zu erkennen ist die Position der Satellitengalaxien rund um die Andromedagalaxie

Ende des 18. Jahrhunderts fielen Charles Messier während einer Beobachtung des Andromedanebels im Sichtfeld seines Teleskops zwei weitere Nebel auf, die den Andromedanebel zu begleiten schienen.[48] Nachdem Edwin Hubble Anfang des 20. Jahrhunderts die Entfernungsbestimmung mittels Cepheiden gelang, stellte er fest, dass diese drei Objekte etwa gleich weit entfernt sind und somit auch in der dritten Dimension des Raumes, also in Sichtrichtung, nahe beieinander liegen: Sie sind damit Mitglieder der von ihm gefundenen Lokalen Gruppe von Galaxien, in der die Andromedagalaxie mit diesen zwei Begleitgalaxien Messier 32 und NGC 205 ein untergeordnetes System bilden.[49] Sidney van den Bergh erkannte im Jahr 1968, dass weitere zuvor bekannte Galaxien dem Andromeda-System zugeordnet werden können, namentlich NGC 147, NGC 185 und der Dreiecksnebel (M33).[50] Kurz darauf fand van den Bergh mithilfe eines speziellen Teleskops mit weitem Sichtfeld und besonders empfindlicher Photoplatten vier weitere, zuvor unbekannte Galaxien.[51] Mit dieser Kombination von Teleskop und Photoplatten wurde in den 1980er und 1990er Jahren eine großräumige Himmelsdurchmusterung durchgeführt, in der im Jahr 1998 dann die Satellitengalaxien Andromeda V, VI und VII gefunden wurden.

Weitere Begleitgalaxien wurden mit größeren Teleskopen, ausgestattet mit Optiken für ein weites Sichtfeld und mit gegenüber Photoplatten empfindlicheren CCD-Bildsensoren und mittels durch Computer automatisierter Bildauswertungen entdeckt, beispielsweise die Galaxien Andromeda XI-XIII mithilfe der Megacam des CFHT.[52] Diese Untersuchung ließ auch eine Abschätzung zu, dass sich 25-65 Satellitengalaxien um die Andromedagalaxie befinden müssten. Mit diesem Teleskop wurde in der Folgezeit auch die Galaxien Andromeda XXI–XXVII entdeckt, weitere mittels SDSS und Pan-STARRS. Seit dem Jahr 2013 sind 40 kleinere Galaxien bekannt, die M31 umgeben. Bei fast allen diesen Galaxien ist die gravitative Bindung an die erheblich schwerere Andromedagalaxie nachgewiesen. Die meisten Satellitengalaxien von M31 sind kugelförmig oder irregulär geformt.

Masse[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Eine Masse der Andromedagalaxie von 4,5 Milliarden Sonnenmassen (M) bedingte das im Jahr 1922 von Ernst Öpik entworfene Modell, um konzentrische Bahnen und Umlaufgeschwindigkeiten ihrer Sterne zu erklären.[36] Rund 20 Jahre später ermittelten Horace Babcock sowie Arthur Bambridge Wyse und Nicholas Mayall mit verfeinerten Methoden eine deutlich höhere Masse von 1,02 · 1011 beziehungsweise 0,95 · 1011 M.[53][54] Mit der durch Baade berichtigten Entfernung von rund 2,3 Millionen Lichtjahren berechnete M. Schmidt im Jahr 1957 dann eine Masse von 3,4 · 1011 M, 94 % davon innerhalb eines Radius von 44 kpc.[55]

Ähnliche Untersuchungen wurden ab Ende der 1950er Jahre – nachdem am Anfang des Jahrzehnts Radioemissionen des Andromedanebels entdeckt wurden[56][57]radioteleskopisch an der HI-Linie umlaufender neutraler Wasserstoffwolken durchgeführt.[58] Diese Untersuchungen ergaben zum einen eine verformte Scheibenstruktur der Andromedagalaxie, zum anderen eine etwas höhere Masse im Bereich kleiner 38 kpc von 4,7 · 1011 M, für einen größeren Radius von 159 kpc um das Zentrum der Andromedagalaxie extrapoliert eine Masse 10 · 1011 M oder, noch weiter gefasst 13 · 1011 M.[59][60]

Bereits im Jahr 1936 überlegte Edwin Hubble, dass für die Mitglieder der lokalen Gruppe eine Massenbestimmung aus den einzelnen, leicht zu bestimmenden Radialgeschwindigkeiten ableitbar ist.[49] Zwei verschiedene derartige Methoden wurden in einer Untersuchung im Jahr 1981 verglichen. Sie lieferten unterschiedliche Größenordnungen, 1…2 · 1011 M unter der Anwendung des Virialsatzes und 13 · 1011 M, was erheblich besser mit extrapolierten Messungen an HI-Gebieten übereinstimmt.[61] Die Bewegung zwischenzeitlich gefundener Andromeda-Satellitengalaxien sowie im Außenbereich der Andromedagalaxie liegende Kugelsternhaufen und planetarische Nebel wurden im Jahr 2000 zur Massenbestimmung des Halos der Galaxie herangezogen, womit sich eine Gesamtmasse von 12 · 1011 M bei einer Skalenlänge von nun 90 kpc ergab.[62] Auch zur Erklärung der in dieser Zeit entdeckten Sternströme um die Andromedagalaxie ist eine Masse von 7,5 · 1011 M, nach neueren Untersuchungen von 21 · 1011 M, erforderlich.[63][64] Eine jüngere Vermessung im äußeren Halo befindlicher Kugelsternhaufen liefert mit 12…16 · 1011 M ähnliche Resultate.[65] Die im Jahr 2017 abgeschlossenen Untersuchungen der dreidimensionalen Bewegung der Andromedagalaxie und des Dreiecksnebels mithilfe des Hubble-Weltraumteleskops ergaben eine Masse von 14 · 1011 M mit einer Unsicherheit von etwa einem Faktor 2.[66] In einer im Jahr 2018 verfassten Studie wird ein Überblick über eine Vielzahl vorangegangener Untersuchungen gegeben und aufgezeigt, dass sich alle deren Schätzwerte für die Masse der Andromedagalaxie zwischen 0,7 und 2,5 Billionen Sonnenmassen bewegen.[4]

Struktur[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Infrarot-Emission von M31 im Wellenlängenbereich 24-160 µm, aufgenommen mithilfe des Spitzer-Weltraumteleskops
Infrarot-Emission von M31 im Wellenlängenbereich 250-500µm, aufgenommen mithilfe des Herschel-Weltraumteleskops

Wenngleich der Staub in Spiralgalaxien bereits von Eddington im Jahr 1914 notiert wurde,[25] gab es erste quantitative Untersuchungen über dessen Anteil erst Anfang der 1980er Jahre mit der Beobachtungsmöglichkeit dessen Emission im fernen Infrarot außerhalb der störenden Atmosphäre. Mithilfe des Infrared Astronomical Satellite wurde im Jahr 1984 die Emission von M31 im Wellenlängenbereich von 12µm-100µm untersucht, woraus eine Staubmasse von 3.000 M errechnet wurde.[67] Beobachtungen mithilfe des Infrared Space Observatory im Jahr 1998 ergaben eine Staubmasse von 3 · 107 M, überwiegend mit einer Temperatur von 16 Kelvin in einem Ring mit einem Radius von 10 kpc und einem schwächeren in 14 kpc um das Zentrum; nahe dem Zentrum hat der Staub eine Temperatur von 28 Kelvin.[68] Genauere Abbildungen erhielt man im Jahr 2006 mithilfe des Spitzer-Weltraumteleskops, die den prominenten Staubring mit einem Radius von 10 kpc um das Zentrum zeigt und die Temperatur bestätigt, zudem Rückschlüsse auf die dominierende Masse von 4 · 107 M Silizium zu 5,9 M polycyclische aromatische Kohlenwasserstoffen in der Zusammensetzung des Staubes erlaubt.[69] Im Jahr 2012 konnte mithilfe des Herschel-Weltraumteleskops der Andromedanebel im Wellenlängenbereich von 100µm-500µm untersucht werden. Es zeigte sich, dass die Galaxie 5,8 · 107 M Masse an Staub aufweist, von denen 78 % in den zwei Ringen enthalten sind.[70] In Zusammenschau der Daten mit denen des Spitzer-Weltraumteleskops zeigten sich insgesamt drei Staubringe: im präzisierten Radius von 5,6 kpc, von 11,2 kpc und von 15,1 kpc um das Zentrum, mit Temperaturen zwischen 15 und 18 Kelvin.[71] Der Staub besteht hauptsächlich aus Graphit, polycyclischen aromatischen Kohlenwasserstoffen, Siliciumdioxid und Silicaten.[71]

Die Masse von nicht ionisiertem Wasserstoff, HI, beträgt mit 5,4 · 109 M etwa das 100-fache der Staubmasse.[60]

Die Masse der Sterne bis zu einem Raidus von 30 kpc beträgt 10,3 · 1010 M.[72][73]

Zentralregion[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Der markante Kern der Andromedagalaxie wurde ab Ende der 1950er Jahre eingehender untersucht. Er weist einen scheinbaren Durchmesser von etwa 5 Bogensekunden auf und ähnelt teilweise einem Kugelsternhaufen, jedoch mit hundertfach höherer Masse, zwanzigfach höherer Leuchtkraft, einer elliptischen Form und abweichenden Farbverlauf.[74][75] Die Umlaufgeschwindigkeit der Sterne um den Mittelpunkt weist bei einem Radius von 2,2 Bogensekunden einen hohen Wert von 87 km/s auf, gefolgt von einem Minimum nahe Null bei etwa dem doppelten Radius.[74] Erste hochaufgelöste Untersuchungen des Kerns, durchgeführt mit dem ballongetragenen Stratoscope II, zeigten Anfang der 1970er Jahre im gemessenen Helligkeitsverlauf keine Hinweise auf ein Schwarzes Loch.[76] Spektroskopische Analysen der zentralen Sterngeschwindigkeiten aus dieser Zeit ergaben nach dem Virialsatz eine Masse des Kerns von 1,8 · 108 M[77] und Berechnungen zeigten, dass ein supermassives Schwarzes Loch denkbar ist.[78]

M31 Nucleus - HST - Heic0512e-x2-crop.jpg
M31 Nucleus - HST - Heic0512f-align-crop.png


Aufnahme (links) des Zentrums von M31 mithilfe des Hubble-Welt­raum­tele­skops und Modell (rechts, gegen­über der Auf­nahme ver­größert dar­gestellt) des Nucleus, eine Scheibe aus eng um das Schwarze Loch rotierenden blauen und elliptisch umlaufenden roten Sterne

Hinweise auf ein Schwarzes Loch fanden sich in Untersuchungen Ende der 1980er Jahre.[79][80] Erste Aufnahmen mit der hochauflösenden Kamera des Hubble-Weltraumteleskops zeigten, dass das Zentrum zwei Helligkeitsmaxima aufweist.[81] Man dachte deshalb lange Zeit, die Andromedagalaxie besitze einen doppelten Kern, bestehend aus zwei supermassereichen Schwarzen Löchern und ein paar Millionen dicht gepackter Sterne. Dabei wurde vermutet, dass eines der beiden Schwarzen Löcher aus einer früheren Kollision mit einer anderen Galaxie stamme. Neuere Daten des Hubble-Weltraumteleskops aus dem Jahr 2005 lassen allerdings nur den Schluss zu, dass der Kern aus einem Ring älterer roter und einem Ring jüngerer blauer Sterne besteht, die im Gravitationsfeld eines supermassereichen Schwarzen Loches gefangen sind. Die Umlaufgeschwindigkeiten der Sterne erreichen 1.700 km/s bei einem Abstand von 0,05 Bogensekunden beziehungsweise 0,19 Parsec, was sich nur durch ein Schwarzes Loch mit einer Masse von etwa 1,4 · 108 M erklären lässt.[82][83] Die nachfolgende Entdeckung einer das Zentrum umkreisenden Wasserstoffscheibe und Untersuchungen von deren Rotationsgeschwindigkeit anhand der Hα-Linie ergaben einen etwas geringeren Wert von 5 · 107 M.[84] Mit angenommenen 100 Millionen Sonnenmassen ist das Schwarze Loch im Zentrum von Andromeda rund 24-mal so massereich wie das Schwarze Loch Sagittarius A* im Galaktischen Zentrum der Milchstraße.[85]

Rezeption[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

In der Science-Fiction ist die Andromedagalaxie häufiger Schauplatz. Nachfolgend sind hierfür einige Beispiel genannt:

  • Die Heftromanserie Perry Rhodan verlagert Handlungsebenen in die Andromedagalaxie.
  • In der Fernsehserie Andromeda ist die Andromedagalaxie einer der Schauplätze.
  • In einer Episode von Raumschiff Enterprise wird die Enterprise von Außerirdischen aus der Andromedagalaxie gekapert, die dorthin zurückkehren wollen.[86]
  • In dem Roman Mutanten auf Andromeda von Klaus Frühauf reist eine irdische Expedition in die Andromedagalaxie und besteht dort Abenteuer.
  • In der Romanserie Die stummen Götter von Arne Sjöberg befindet sich das letzte Refugium der mysteriösen Tantaliden auf einem Planeten im Andromedanebel.
  • Der SF-Roman Das Mädchen aus dem All von Iwan Jefremow verortet die Herkunft eines abgestürzten Raumschiffes im Andromedanebel.
  • Das Computer-Spiel Mass Effect: Andromeda spielt in der Andromedagalaxie.

Weblinks[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Commons: Andromedagalaxie – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien
WiktionaryWiktionary: Andromedagalaxie – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen

Videos[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Literatur[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Paul Hodge: The Andromeda Galaxy (= Astrophysics and space science library. Nr. 176). Kluwer Academic Publishers, Dordrecht / Boston / London 1992, ISBN 0-7923-1654-1, S. 358.

Einzelnachweise[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  1. a b c d e NGC 224. In: NASA/IPAC EXTRAGALACTIC DATABASE. 22. August 2007, abgerufen am 28. September 2019 (englisch).
  2. a b c d e SEDS: NGC 224
  3. a b J. Peñarrubia u. a.: A dynamical model of the local cosmic expansion. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2014, S. 2204–2222, bibcode:2014MNRAS.443.2204P.
  4. a b c P. Kafle, S. Sharma, G. Lewis, A. Robotham, S. Driver: The Need for Speed: Escape velocity and dynamical mass measurements of the Andromeda galaxy. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 475, Nr. 3, 2018, S. 4043–4054, doi:10.1093/mnras/sty082 (oup.com).
  5. Yan Xu, Heidi Jo Newberg, Jeffrey L. Carlin, Chao Liu, Licai Deng, Jing Li, Ralph Schönrich, Brian Yanny: Rings and Radial Waves in the Disk of the Milky Way. In: Astrophysical Journal. Band 801, Nr. 2, 2015, doi:10.1088/0004-637X/801/2/105, arxiv:1503.00257.
  6. L. Watkins, W. Evans, J. An: The masses of the Milky Way and Andromeda galaxies. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 406, Nr. 1, 2010, S. 264–278, doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16708.x (oup.com).
  7. L. Watkins, R. van der Marel, S. Sohn, W. Evans: Evidence for an Intermediate-Mass Milky Way from Gaia DR2 Halo Globular Cluster Motions. In: The Astrophysical Journal. Band 873, Nr. 2, 2019 (iop.org [PDF]). vgl. ESA-Artikel, abgerufen am 13. März 2019.
  8. A. Loeb, R. Narayan: Dynamical constraints on the Local Group from the CMB and 2MRS dipoles. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 386, Nr. 4, 2008, S. 2221–2226, bibcode:2008MNRAS.386.2221L..
  9. Roeland P. van der Marel, Mark Fardal, Gurtina Besla, Rachael L. Beaton, Sangmo Tony Sohn, Jay Anderson, Tom Brown, Puragra Guhathakurta: The M31 Velocity Vector. II. Radial Orbit Towards the Milky Way and Implied Local Group Mass. 2012, arxiv:1205.6864.
  10. a b Stéphane Courteau, Sidney van den Bergh: The Solar Motion Relative to the Local Group. In: Astronomical Journal. Band 118, Nr. 1, 1999, S. 337–345., bibcode:1999AJ....118..337C.
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