Dreiecksnebel

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Galaxie
Dreiecksnebel

Aufnahme im Visuellen mit dem 60-cm-Teleskop des Lohrmann-Observatoriums.
Aufnahme im Visuellen mit dem 60-cm-Teleskop des Lohrmann-Observatoriums.
DSS-Bild von NGC 598
Sternbild Dreieck
Position
ÄquinoktiumJ2000.0, Epoche: J2000.0
Rektaszension 1h 33m 51,02s[1]
Deklination +30° 39′ 36,7″ [1]
Erscheinungsbild
Morphologischer Typ SA(s)cd  [2]
Helligkeit (visuell) 5,7 mag [3]
Helligkeit (B-Band) 6,2 mag [3]
Winkel­ausdehnung 70′ × 40′ [2]
Flächen­helligkeit 14,0 mag/arcmin² [3]
Physikalische Daten
Zugehörigkeit Lokale Gruppe,
Andromeda-Untergruppe  
Rotverschiebung −0,000597 (±0,000010)  [2]
Radial­geschwin­digkeit −179 (±3) km/s  [2]
Entfernung 2,76 (±0.11) Mio. Lj /
847 000 (±35 000) pc [4]
Absolute Helligkeit −18,9 mag
Durchmesser 50 000 – 60 000 Lj [5]
Geschichte
Entdeckung Giovanni Battista Hodierna/
Charles Messier
Entdeckungsdatum um 1654[6]
Katalogbezeichnungen
M 33 • NGC 598 • UGC 1117 • PGC 5818 • CGCG 502-110 • MCG +5-4-69 • IRAS 01310+3024 • 2MASX J01335090+3039357 • GC 352 • H V-17 • h 131 •
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Der Dreiecksnebel, auch als Dreiecksgalaxie sowie als Triangulumnebel oder Messier 33 bezeichnet, ist eine Spiralgalaxie mit den Abmessungen 70′ × 40′ und der Gesamthelligkeit von 5,7 mag im Sternbild Dreieck. Damit ist sie nach dem Andromedanebel die zweithellste Spiralgalaxie am Nachthimmel und eine der uns nächstgelegenen.

Allerdings verteilt sich ihre Helligkeit auf eine größere Fläche, sodass sie unter normalen Bedingungen nicht freiäugig, sondern allenfalls im Feldstecher sichtbar ist. Daher sind im Fernrohr etwa 20 fernere Galaxien leichter zu beobachten.

Geschichte[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Der Dreiecksnebel wurde um 1654 von Giovanni Battista Hodierna entdeckt und am 25. August 1764 von Charles Messier aufgezeichnet. Weitere frühe Beobachtungen wurden von Johann Elert Bode (1775), William Herschel (1784) und John Herschel (1828) gemacht.[6]

Beschreibung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Zeichnung von Lord Rosse (ca. 1845)

Der Dreiecksnebel ist mit einem Durchmesser von etwa 50.000 bis 60.000 Lichtjahren[5] nach dem Andromedanebel (≈ 150.000 Lj.) und dem Milchstraßensystem (≈ 100.000 Lj.) das drittgrößte Objekt in der Lokalen Gruppe.

Das im Messier-Katalog als M33 geführte Objekt war nach M51 die zweite Galaxie, an der Lord Rosse 1845 mit seinem Riesenteleskop eine Spiralstruktur erahnen konnte. Die Existenz dieser Spiralarme wurde von anderen Astronomen aber lange bezweifelt.

Die Entfernung zum Dreiecksnebel beträgt knapp drei Millionen Lichtjahre. Die baryonische Masse dieser Spiralgalaxie (Sterne und Gas) beträgt etwa zwei Prozent der Masse des Milchstraßensystems oder vier bis sechs Milliarden Sonnenmassen. Zusammen mit der umgebenden dunklen Materie dürften es zwischen 20 und 40 Milliarden Sonnenmassen sein.

Möglicherweise ist der Dreiecksnebel gravitativ an den Andromedanebel gebunden, von dem er etwa eine Million Lichtjahre entfernt ist.

Eigenbewegung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Der Dreiecksnebel bewegt sich möglicherweise auf die Kollisionsbahn der Milchstraße mit der Andromeda-Galaxie zu

Die Galaxie könnte möglicherweise auf den Kollisionweg der Milchstraße mit der Andromeda-Galaxie treffen.[7]

2005 gelang es einem deutschen Team von Forschern durch Beobachtungen von H2O-Masern auf entgegengesetzten Seiten der Spiralgalaxie mit dem VLBA, ein Modell für die Rotation und Eigenbewegung des Dreiecksnebels aufzustellen. Das Team kam zu dem Ergebnis, dass die Galaxie sich mit einer Eigenbewegung von −30±8 Mikrobogensekunden (μ"/a) pro Jahr in Rektaszension und 45±9 μ"/a in Deklination bewegt. Daraus schließen die Forscher auf eine Gesamtgeschwindigkeit von 190±60 km/s relativ zum Milchstraßensystem, wobei die Bewegung ungefähr in Richtung des Andromedanebels zeigt.[8] Solche Messungen sind bisher nur für wenige Galaxien gelungen und stellen eine wesentliche Voraussetzung für dynamische Modelle der Lokalen Gruppe dar.

Assoziierte Objekte[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Es sind einige Kugelsternhaufen, von denen einige zur seltenen Objektklasse der blauen Kugelsternhaufen gehören, mit dieser Galaxie assoziiert. Wahrscheinlich hat der Dreiecksnebel auch eine Satellitengalaxie, und zwar die Pisces-Zwerggalaxie.

Aufnahme des VST, HII-Gebiete erscheinen rötlich; prominente Gebiete sind eingezeichnet

HII-Regionen[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Das riesige Sternentstehungsgebiet NGC 604, hier eine Aufnahme des Hubble-Weltraumteleskops

Schon Wilhelm Herschel bemerkte bei der Beobachtung des Dreiecksnebels die große HII-Region (ein diffuser Gasnebel aus ionisiertem Wasserstoff) NGC 604. Herschel nahm diese aber noch als separates Objekt wahr und gab ihr den Namen H III.150. Dieses riesige Sternentstehungsgebiet gehört mit einem Durchmesser von fast 1500 Lichtjahren zu den größten bekannten Objekten dieser Art und gleicht in den spektralen Charakteristiken dem Orionnebel. Schon Amateurteleskope erlauben die Beobachtung dieses Gasnebels, der nordöstlich vom Zentrum der Galaxie zu finden ist. Herschel bemerkte auch noch drei kleinere HII-Regionen, nämlich NGC 588, NGC 592 und NGC 595.

Einzelobjekte (HII-Regionen) in M33[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Name des Objektes[9] Rektaszension Deklination mV Entdecker Entdeckungsdatum alternative Bezeichnung
NGC 588 13245.201h 32m 45.2s 2303854+30° 38′ 54″ 13.5 Heinrich d’Arrest 2. Oktober 1861 BCLMP 280
NGC 592 13312.201h 33m 12.2s 2303844+30° 38′ 44″ 13 Heinrich d’Arrest 2. Oktober 1861 BCLMP 277
IC 131 1331501h 33m 15.0s 2304509+30° 45′ 09″ 12.5 Guillaume Bigourdan 28. Oktober 1889 BCLMP 290A
IC 133 13315.901h 33m 15.9s 2305302+30° 53′ 02″ 12.2 Guillaume Bigourdan 28. Oktober 1889 BCLMP 623
IC 132 13315.801h 33m 15.8s 2305645+30° 56′ 45″ 12.5 Guillaume Bigourdan 28. Oktober 1889
NGC 595 13312.201h 33m 12.2s 2303844+30° 38′ 44″ 13.1 Heinrich d’Arrest 1. Oktober 1864 BCLMP 49
IC 137 1333601h 33m 36.0s 2303100+30° 31′ 00″ 14 Guillaume Bigourdan 28. Oktober 1889 BCLMP 204, 205
BCLMP 62 13344.801h 33m 44.8s 2304447+30° 44′ 47″
BCLMP 25 1334501h 33m 45s 2303628+30° 36′ 28″
IC 142 13355.101h 33m 55.1s 2304522+30° 45′ 22″ 14 Guillaume Bigourdan 28. Oktober 1889 BCLMP 301
IC 140 13358.101h 33m 58.1s 2303300+30° 33′ 00″ 14 Guillaume Bigourdan 28. Oktober 1889
IC 139 13359.301h 33m 59.3s 2303433+30° 34′ 33″ 13.9 Guillaume Bigourdan 28. Oktober 1889 BCLMP 8A
IC 143 13411.101h 34m 11.1s 2304641+30° 46′ 41″ 14 Guillaume Bigourdan 28. Oktober 1889 BCLMP 688
IC 135 13415.501h 34m 15.5s 2303710+30° 37′ 10″ 14 Guillaume Bigourdan 28. Oktober 1889 BCLMP 88
IC 136 13413.501h 34m 13.5s 2303340+30° 33′ 40″ 15 Guillaume Bigourdan 28. Oktober 1889 BCLMP 711
BCLMP 691 13416.401h 34m 16.4s 2305155+30° 51′ 55″
NGC 604 13432.901h 34m 32.9s 2304659+30° 46′ 59″ 12 William Herschel 11. September 1784 BCLMP 680

M33 X-7[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Im Oktober des Jahres 2007 entdeckten Forscher mit Hilfe des Chandra-Röntgenteleskops in der Galaxie das zu dieser Zeit massereichste bekannte Schwarze Loch, das sich aus einem einzelnen Stern entwickelt hat. Massereichere Schwarze Löcher sind zu dieser Zeit nur aus den Kernen von Galaxien bekannt, wo sich diese Objekte durch den Einsturz von Materie immer weiter vergrößern. Das Objekt, das als Röntgenquelle den Namen M33 X-7 erhielt, wird auf knapp 16 Sonnenmassen geschätzt. Es befindet sich im Orbit um einen mit etwa 70-facher Sonnenmasse außergewöhnlich großen Stern, bei dem es sich wahrscheinlich um einen Blauen Riesenstern handelt.[10] Nach bisherigen Erkenntnissen von Forschern haben stellare Schwarze Löcher eigentlich eine Massenobergrenze von etwa 15 Sonnenmassen.

Sichtbarkeit[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Aufnahme mit einer Canon PowerShot G3X bei Lichtverschmutzung. Von bloßem Auge kann ein ähnliches Erscheinungsbild erwartet werden.

Wegen seiner großen Winkelausdehnung und der daraus resultierenden geringen Flächenhelligkeit ist der Dreiecksnebel mit kleinen Teleskopen bei zu großer Vergrößerung kaum aufzufinden. Es empfiehlt sich die Beobachtung mit einem lichtstarken Feldstecher, etwa 15x70 oder 20x80. Eine freiäugige Sichtung der Galaxie ist nur unter sehr guten Bedingungen möglich (zenitnah, kein Mond, geringe Lichtverschmutzung). Damit ist der Dreiecksnebel auch das am weitesten entfernte mit bloßem Auge sichtbare Objekt.

Weblinks[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

 Commons: Dreiecksnebel – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien
 Wiktionary: Dreiecksnebel – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen

Einzelnachweise[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  1. SIMBAD-Datenbank
  2. a b c NASA/IPAC Extragalactic Database (NED)
  3. a b c Students for the Exploration and Development of Space
  4. Igor D. Karachentsev, Valentina E. Karachentseva, Walter K. Huchtmeier, Dmitry I. Makarov: A Catalog of Neighboring Galaxies. In: Astronomical Journal. Band 127, 2004, S. 2031–2068, doi:10.1086/382905 (ADS, englisch).
  5. a b David Darling: Triangulum Galaxy (M33, NGC 598). The Worlds of David Darling, 27. Februar 2008, abgerufen im 6. März 2010 (englisch).
  6. a b NGC 598 (= PGC 5818 = M33), the Triangulum Galaxy. In: cseligman.com. Abgerufen am 28. Juli 2018 (englisch).
  7. NASA's Hubble Shows Milky Way is Destined for Head-On Collision. NASA, 31. Mai 2012, archiviert vom Original am 1. Juli 2014; abgerufen am 12. November 2015.
  8. Andreas Brunthaler, Mark J. Reid, Heino Falcke, Lincoln J. Greenhill, Christian Henkel,: The Geometric Distance and Proper Motion of the Triangulum Galaxy (M33). In: Science. 307, Nr. 5714, 2005, S. 1440-1443. doi:10.1126/science.1108342.
  9. Ronald Stoyan: Atlas der Messier-Objekte. Oculum-Verlag, Erlangen 2006, ISBN 978-3-938469-07-1
  10. Chandra Pressemitteilung vom 17. Oktober 2007