Objekte des Monats: Die Andromedagalaxie Messier 31 und ihre Begleiter

Die berühm­te Andro­me­da­ga­la­xie Mes­sier 31 (NGC 224) wird im all­ge­mei­nen Sprach­ge­brauch auch Andro­me­da­ne­bel genannt und befin­det sich im namens­ge­ben­den Stern­bild Andro­me­da. Sie wur­de bereits im Jahr 964 von dem per­si­schen Astro­no­men Abd al-Rah­man al-Sufi in sei­nem Buch der Fix­ster­ne erwähnt und als „die klei­ne Wol­ke“ bezeich­net. Der deut­sche Astro­nom Simon Mari­us beob­ach­te­te die Gala­xie im Jahr 1612 als ers­ter mit dem Tele­skop und ver­glich sie recht tref­fend mit dem Licht einer Ker­ze, die durch ein Horn scheint. Charles Mes­sier bezeich­ne­te die Andro­me­da­ga­la­xie als schö­nen Nebel, der wie eine Spin­del ohne Ster­ne geformt sei und zwei Konus­se oder Licht­py­ra­mi­den ähn­le, die sich mit ihrer Basis gegen­über­stün­den. Er zeich­ne­te sie im Jahr 1807, zusam­men mit ihren bei­den Beglei­tern. Die bei­den Beglei­ter, Mes­sier 32 und Mes­sier 110, wur­den 1749 von LeGen­til und 1773 von Charles Mes­sier ent­deckt, als die­se den Andro­me­da­ne­bel beob­ach­te­ten. M 32 wur­de 1764 von Mes­sier per­sön­lich in sei­nen Kata­log auf­ge­nom­men. M 110 wur­de erst 1966 nach­träg­lich von K.G. Jones in den Mes­sier­ka­ta­log eingefügt.

Die „Große Debatte“

Lan­ge Zeit war unklar, ob der Andro­me­da­ne­bel ein Objekt inner­halb unse­rer Milch­stra­ße ist oder ein eigen­stän­di­ges iso­lier­tes Ster­nen­sys­tem außer­halb der Gala­xis. Der deutsch-bri­ti­sche Astro­nom Wil­helm Her­schel nahm im Jahr 1785 an, dass der Andro­me­da­ne­bel nur 2000 Mal wei­ter als der Stern Siri­us ent­fernt sei. Aller­dings schluss­fol­ger­te er zunächst, dass die­ser aus Mil­lio­nen von Ster­nen bestün­de und ähn­lich geformt sei, wie die Milch­stra­ße. Spä­ter kamen ihm Zwei­fel und er ver­or­te­te das Objekt als Mit­glied unse­res eige­nen Milch­stra­ßen­sys­tems. Im Jahr 1850 fer­tig­te Wil­liam Par­son, der 3. Earl of Ros­se, die ers­te Zeich­nung von M 31 an, auf der die Spi­ral­struk­tur erkenn­bar war. Wil­liam Hug­gins fiel bei der spek­tra­len Unter­su­chung des Objekts 1864 auf, dass M 31, im Gegen­satz zu ande­ren Gas­ne­beln der Milch­stra­ße, ein kon­ti­nu­ier­li­ches Spek­trum ähn­lich das der Ster­ne zeig­te. Im Jahr 1887 wur­den M 31 von Isaac Roberts und Edward Emer­son Bar­nard zum ers­ten Mal auf einer Foto­plat­te auf­ge­nom­men. Hier­bei zeig­te sich eben­falls, dass es sich bei M 31 um einen Spi­ral­ne­bel han­delt. Der Astro­nom Ves­to M. Slipher maß im Jah­re 1912 die Radi­al­ge­schwin­dig­keit des Nebels und bestimm­te die­se zu 300 km/s. Er ver­maß auch des­sen Rota­ti­ons­ge­schwin­dig­keit und ver­mu­te­te eben­falls eine extra­ga­lak­ti­sche Natur. Das wur­de auch vom bri­ti­schen Astro­phy­si­ker Arthur Stan­ley Edding­ton favo­ri­siert der annahm, dass es sich bei den Spi­ral­ne­beln um ent­fern­te Wel­ten­in­seln han­delt. Gestützt wur­den die­se Annah­men durch eine Nova, die 1917 von Heber Cur­tis beob­ach­tet wur­de. Beim Durch­su­chen wei­te­rer Auf­nah­men wur­de ent­deckt, dass die Novae im Andro­me­da­ne­bel im Durch­schnitt 10x licht­schwä­cher waren als ange­nom­men. Im Jahr 1920 fand die „Gro­ße Debat­te“ zwi­schen Har­low Shap­ley und Cur­tis über die Natur der Spi­ral­ne­bel und die Aus­deh­nung des Uni­ver­sums statt. Cur­tis war der Mei­nung, dass die dunk­len Staub­bän­der im Andro­me­da­ne­bel Ähn­lich­kei­ten mit den Staub­bän­dern in der Ebe­ne unse­rer eige­nen Milch­stra­ße auf­wei­sen. Der ame­ri­ka­ni­sche Astro­nom Edwin Powell Hub­ble, am Mount-Wil­son-Obser­va­to­ri­um, fand dann schließ­lich im Jah­re 1923 den ers­ten Cep­hei­den, benannt nach dem ver­än­der­li­chen Stern Del­ta Cep­hei im Stern­bild Kepheus, und wies nach, dass Mes­sier 31 mehr als 900.000 Licht­jah­re ent­fernt ist und dem­zu­fol­ge ein eigen­stän­di­ges Ster­nen­sys­tem außer­halb unse­rer Milch­stra­ße. Er nut­ze für die Ent­fer­nungs­be­stim­mung die so genann­te Peri­oden-Leucht­kraft-Bezie­hung der Cepheiden. 

Eine Weltensinsel ähnlich unserer Milchstraße

Die Andro­me­da­ga­la­xie ist das ent­fern­tes­te Objekt, was man noch mit dem blo­ßen Auge erken­nen kann und ist selbst unter einem Him­mel mit leich­ter Licht­ver­schmut­zung als ova­ler Licht­fleck sicht­bar. Sie ist die uns nächst gele­ge­ne Spi­ral­ga­la­xie (Hub­ble-Typ SA (s)b) und gleich­zei­tig die nächst grö­ße­re Nach­bar­ga­la­xie der Milch­stra­ße. Gleich­zei­tig ist sie das größ­te Mit­glied der loka­len Gala­xien­grup­pe, zu denen noch die Tri­an­gul­um­ga­la­xie (Mes­sier 33) im Stern­bild Drei­eck sowie wei­te­re Zwerg­ga­la­xien des Andro­me­da­ne­bels gehö­ren. Die Andro­me­da­ga­la­xie besitzt einen schein­ba­ren Durch­mes­ser von 186 x 62 Bogen­mi­nu­ten am Him­mel, ist 3,4 Magni­tu­den hell und steht nach neus­ten Schät­zun­gen 2,52 Mil­lio­nen Licht­jah­re von der Erde ent­fernt. Damit nimmt sie in ihrer Aus­deh­nung am Him­mel unge­fähr die 6‑fache Grö­ße des Voll­mon­des ein. Bezieht man den nicht sicht­ba­ren, rund 1 Mio. Licht­jah­re gro­ßen Halo mit ein, besitzt sie sogar eine maxi­ma­le Aus­deh­nung von mehr als 30 Grad! Die Schei­be der Gala­xie ist 77 Grad zu unse­rer Sicht­ebe­ne geneigt, so dass wir kei­ne sehr gute Sicht auf ihre Spi­ral­ar­me haben. Mit einem Durch­mes­ser von 220.000 Licht­jah­ren und 200 bis 400 Mil­li­ar­den Ster­nen, ist sie unge­fähr 1/3 grö­ßer als unse­re eige­ne Gala­xis. Die Gesamt­mas­se des Andro­me­da­ne­bels, inklu­si­ve ihrer Außen­be­rei­che, wird je nach Quel­le auf 0,7 bis 2,5 Bil­lio­nen Son­nen­mas­sen geschätzt. Neue­re Stu­di­en aus dem Jahr 2019 zei­gen aber, dass M 31 wahr­schein­lich etwas mas­se­är­mer ist als die Milch­stra­ße, wobei sich 30% der Mas­se in der zen­tra­len Bul­ge, 56% in der Schei­be und 14% im Halo kon­zen­trie­ren. Die geschätz­te Leucht­kraft der Andro­me­da­ga­la­xie beträgt 260 Mil­li­ar­den Son­nen­leucht­kräf­ten was etwa ¼ höher ist, als die Leucht­kraft unse­rer eige­nen Gala­xie. Die Stern­ent­ste­hungs­ra­te der Andro­me­da­ga­la­xie ist aber deut­lich gerin­ger und beträgt nur 1/3 der Stern­ent­ste­hungs­ra­te unse­rer Milch­stra­ße. In der Andro­me­da­ga­la­xie wur­den die glei­che Art von Objek­te gefun­den, die auch unse­re eige­ne Gala­xie ent­hält. In ihren Spi­ral­ar­men, die sich bis zu 80.000 Licht­jah­re von Zen­trum weg erstre­cken, fin­den sich offe­ne Stern­hau­fen, Stern­ent­ste­hungs­ge­bie­te und Dun­kel­ne­bel. Mit grö­ße­ren Ama­teur­te­le­sko­pen kön­nen sogar ein­zel­ne Ster­ne in der Schei­be beob­ach­tet werden.

Neue­ren For­schungs­er­geb­nis­se bele­gen, dass der Kern eine unge­wöhn­li­che Dop­pel­struk­tur zeigt. Dabei han­delt es sich um einen Ring aus älte­ren röt­li­chen Ster­nen und einen Ring aus jun­gen, bläu­li­chen Ster­ne, die ein Alter von nur 200 Mil­lio­nen Jah­ren auf­wei­sen. Die­se umkrei­sen ein super­mas­si­ves Schwar­zes Loch im Zen­trum der Andro­me­da­ga­la­xie. Das Schwar­ze Loch hat eine Mas­se von 100 Mil­lio­nen Son­nen­mas­sen und ist damit deut­lich mas­se­rei­cher als das Schwar­ze Loch Sagit­ta­ri­us A* im Zen­trum unse­rer Milch­stra­ße. Man ver­mu­tet, dass vor einer hal­ben Mil­lio­nen Jah­ren das Schwar­ze Loch deut­lich akti­ver war als heu­te. Im Zen­trum von M 31 wur­den wei­te­ren Rönt­gen­quel­len nach­ge­wie­sen. Hier­bei han­delt es sich wahr­schein­lich um Neu­tro­nen­ster­ne und mas­se­ar­me Schwar­ze Löcher. Die hells­te und größ­te Stern­wol­ke, in einem der Spi­ral­ar­me, besitzt sogar einen eige­nen Ein­trag im NGC-Kata­log, NGC 206. Die­se besteht aus einem Kon­glo­me­rat aus jun­gen offe­nen Stern­hau­fen und Stern­as­so­zia­tio­nen, die sehr hei­ße O und B Ster­ne ent­hal­ten. Sie wur­de von Wil­helm Her­schel im Jahr 1786 ent­deckt. Die letz­te Super­no­va in M 31 wur­de im August 1885 beob­ach­tet und als S Andro­me­dae kata­lo­gi­siert. Sie erreich­te eine Hel­lig­keit von 6 mag und war die ers­te Super­no­va, die außer­halb des Milch­stra­ßen­sys­tems beob­ach­tet wur­de. Stu­di­en mit dem Spit­zer-Welt­raum­te­le­skop zeig­ten, dass die Andro­me­da­ga­la­xie aus zwei dicken Spi­ral­ar­men zu bestehen scheint, die aus einer Art zen­tra­len Bal­ken im Zen­trum hervorgehen.

Die Außenbereiche von Messier 31

Im Halo von Mes­sier 31 fin­det man über­wie­gend metall­ar­me rote Rie­sen­ster­ne, die bis in einer Ent­fer­nung von 500.000 Licht­jah­ren vom Zen­trum der Gala­xie nach­ge­wie­sen wur­den, sowie 200 bis 500 Kugel­stern­hau­fen. Damit ent­hält die Andro­me­da­ga­la­xie deut­lich mehr kugel­för­mi­ge Stern­hau­fen als unse­rer eige­ne Gala­xis. Das hells­te Mit­glied die­ser Kugel­hau­fen ist Mayall-II der auch unter dem Namen G1 bekannt ist. Die­ser ist mit einer Hel­lig­keit von 13,7 mag schon mit einem mit­tel­gro­ßen Ama­teur­te­le­skop sicht­bar und befin­det sich unge­fähr 2 ½ Grad bzw. 170.000 Licht­jah­re süd­west­lich des Zen­trums von M 31. G 1 ist übri­gens der größ­te Kugel­stern­hau­fen der Andro­me­da­ga­la­xie und gleich­zei­tig auch der größ­te Kugel­hau­fen unse­rer Loka­len Grup­pe. Die­ser ent­hält meh­re­re Mil­lio­nen Ster­ne und ist unge­fähr dop­pelt so leucht­stark wie Ome­ga Cen­tau­ri. Ähn­lich wie bei Ome­ga Cen­tau­ri wird ange­nom­men, das es sich hier­bei um den Rest einer Zwerg­ga­la­xie han­delt, die in der Ver­gan­gen­heit mit der Andro­me­da­ga­la­xie kol­li­diert ist. Im Gegen­satz zu den Kugel­stern­hau­fen unse­rer Milch­stra­ße, die fast alle gleich­zei­tig mit der Gala­xis ent­stan­den sind, ent­hält der Andro­me­da­ne­bel auch Kugel­hau­fen unter­schied­lichs­ten Alters, von weni­gen 100 Mil­lio­nen bis zu meh­re­ren Mil­li­ar­den Jah­ren. Der ent­fern­tes­te Kugel­stern­hau­fen in M 31 ist MGC1. Die­ser befin­det sich 200 kpc bzw. 650.000 Licht­jah­re vom Gala­xien­zen­trum ent­fernt. Im Jahr 2001 wur­de ein gro­ßer Ster­nen­strom im Halo von M 31 nach­ge­wie­sen, der als „Giant Stel­lar Stream“ bezeich­net wird. Ein wei­te­rer Ster­nen­strom wur­de ein paar Jah­re spä­ter ent­deckt, der eine Aus­deh­nung von mehr als 100 kpc besitzt. Eini­ge die­ser Ster­nen­strö­me sind auch schon mit Ama­teur­mit­teln bei län­ger belich­te­ten Auf­nah­men nachweisbar.

Wechselwirkungen mit anderen Galaxien

Die Andro­me­da­ga­la­xie nähert sich unse­rer Gala­xis mit 140 km/s an. Com­pu­ter­si­mu­la­tio­nen zei­gen, dass die Gala­xie in unge­fähr 4,5 Mil­li­ar­den Jah­ren wahr­schein­lich mit dem Milch­stra­ßen­sys­tem ver­schmel­zen und rund 2 Mil­li­ar­den Jah­re spä­ter eine gro­ße ellip­ti­sche Gala­xie oder eine Polar­ring-Gala­xie bil­den wird. Bevor die Gala­xien ver­schmel­zen besteht eine gerin­ge Wahr­schein­lich­keit, dass das Son­nen­sys­tem aus der Milch­stra­ße aus­ge­sto­ßen wird oder sich der Andro­me­da­ga­la­xie anschließt. Nach der Ver­schmel­zung wird unse­re Son­ne die Rie­sen­ga­la­xie in einem deut­lich grö­ße­ren Abstand umkrei­sen. Ein ähn­lich dich­ter Vor­bei­flug der Andro­me­da­ga­la­xie fand wahr­schein­lich bereits vor 7 bis 10 Mil­li­ar­den Jah­ren statt. Bei die­sem Ereig­nis sol­len die zahl­rei­chen Zwerg­ga­la­xien ent­stan­den sein, die wir heu­te um Andro­me­da und der Milch­stra­ße vor­fin­den. Neu­er Unter­su­chun­gen der Schei­be von M 31 zei­gen, dass vor rund 2 Mil­li­ar­den Jah­ren inten­si­ve Stern­ent­ste­hung statt­ge­fun­den hat, die womög­lich durch eine Ver­schmel­zung mit einer Zwerg­ga­la­xie oder durch eine enge Begeg­nung mit Mes­sier 33 aus­ge­löst wur­de. Auf­grund die­ser Wech­sel­wir­kun­gen mit ande­ren Gala­xien, besitzt M 31 eine ver­bo­ge­nen Scheibe. 

Die Begleiter des Andromedanebels

Mehr als 40 klei­ne­re Begleit­ga­la­xien von Mes­sier 31 sind bekannt, wobei die bei­den hel­len ellip­ti­schen Zwerg­ga­la­xien Mes­sier 32 und Mes­sier 110 eben­falls im Mes­sier­ka­ta­log ver­zeich­net sind. Die­se sind schon in Fern­glä­sern und klei­nen Tele­sko­pen erkenn­bar. Wei­te­re hel­le Gala­xien, die dem Andro­me­da-Sys­tem ange­hö­ren, sind NGC 147 und NGC 185 in der Kas­sio­peia sowie der Drei­ecks­ga­la­xie (Mes­sier 33) im Stern­bild Drei­eck. Die meis­ten der licht­schwä­che­ren Satel­li­ten­ga­la­xien, die M 31 umkrei­sen sind deut­lich licht­schwä­cher, klein, kugel­för­mig oder irre­gu­lär geformt. Zusam­men mit der Milch­stra­ße und ihren Satel­li­ten­ga­la­xien, sind sie alle Mit­glie­der der Loka­len Gruppe.

Mes­sier 32 (NGC 221) ist der klei­ne­re und hel­le­re Beglei­ter von M 31 und befin­det sich knapp 22 Bogen­mi­nu­ten süd­lich des Kerns. Die­ser wur­de am 29. Okto­ber 1749 von Guil­laume Le Gen­til ent­deckt. Charles Mes­sier beob­ach­te­te die Gala­xie bereits 1757, nahm sie aber erst am 3. August 1764 in sei­nen berühm­ten Nebel­ka­ta­log auf. Er beschrieb sie als Nebel ohne Ster­ne mit einem Durch­mes­ser von 2 Bogen­mi­nu­ten. Mes­sier 32 ist eine kom­pak­te ellip­ti­sche Zwerg­ga­la­xie vom Typ cE2 und besitzt eine schein­ba­re Aus­deh­nung von 8,5 x 6,5 Bogen­mi­nu­ten am Him­mel, was auf die Ent­fer­nung von 2,5 Mil­lio­nen Licht­jah­ren gerech­net unge­fähr 8.000 Licht­jah­ren ent­spricht. Lei­der ist nicht bekannt, ob M 32 räum­lich vor und hin­ter dem Andro­me­da­ne­bel steht. Nur nur 3 Mrd. Son­nen­mas­sen sind in M 32 ver­ei­nigt. Ihre Hel­lig­keit wird mit 8,7 mag ange­ge­ben, so dass sie bereits ein­fach mit Hil­fe eines klei­nen Feld­ste­cher zu erken­nen ist. Es gibt Hin­wei­se dar­auf, dass M 32 eine schwa­che äuße­re Schei­be besitzt und dem­zu­fol­ge kei­ne typi­sche ellip­ti­sche Gala­xie im enge­ren Sinn ist. Vor rund 2 Mil­li­ar­den Jah­ren kam M 32 der Andro­me­da­ga­la­xie recht nahe, was zur Fol­ge hat­te, dass die von ihrer Aus­deh­nung her frü­her deut­lich grö­ße­re Spi­ral- oder lin­sen­för­mi­ge Gala­xie ihre Schei­be ver­lor und sich in ihrem Zen­trum neue Ster­ne bil­de­ten. Im Zen­trum vom M 32 wird ein super­mas­se­rei­ches Schwar­zes Loch von 1,5 bis 5 Mil­lio­nen Son­nen­mas­sen ver­mu­tet, dass schwa­che Radio- und Rönt­gen­strah­lung aus­sen­det. Heut­zu­ta­ge ent­hält Mes­sier 32 über­wie­gend älte­re, röt­li­che und gel­be Ster­ne und prak­tisch kein Staub oder Gas. Eine wei­te­re enge Begeg­nung fand wahr­schein­lich vor rund 210 Mil­lio­nen Jah­ren statt. Bei die­sem Ereig­nis kol­li­dier­te M 32 mit der Schei­be von M 31. Man ver­mu­tet, dass sich dadurch die Ring­struk­tu­ren von Gas und Staub in der Schei­be der Andro­me­da­ga­la­xie bildete.

Mes­sier 110 (NGC 205) wur­de am 10. August 1773 von Charles Mes­sier ent­deckt und im Jahr 1798 in einer Ver­öf­fent­li­chung beschrie­ben. Sie war auch Gegen­stand einer Zeich­nung Mes­siers vom Andro­me­da­ne­bel im Jahr 1807. Aus unbe­kann­ten grün­den nahm Mes­sier das Objekt aller­dings nicht in sei­nem berühm­ten Nebel­ka­ta­log auf. Die Auf­nah­me Als Objekt Nr. 110 erfolg­te erst im Jahr 1967 durch Ken­neth Glyn Jones. Mes­sier 110 wur­de am 27. August 1783 auch unab­hän­gig von Wil­helm Her­schels Schwes­ter Caro­li­ne ent­deckt. Die Gala­xie ist mit 8,9 mag Hel­lig­keit etwas licht­schwä­cher als M 32 und wird als sphä­ro­ide Zwerg­ga­la­xie vom Typ E5 klas­si­fi­ziert. Ihre Mas­se wird auf 3,6 bis 15 Mrd. Son­nen­mas­sen geschätzt. Mit einer schein­ba­ren Aus­deh­nung von 19,5 x 11,5 Bogen­mi­nu­ten am Him­mel, beträgt der wah­re Durch­mes­ser von M 110 unge­fähr 16.000 Licht­jah­re. Auf­grund der dop­pel­ten Aus­deh­nung und damit ver­bun­den gerin­ge­rer Flä­chen­hel­lig­keit, ist M 110 in einem 10x50 Feld­ste­chern deut­lich schwe­rer aus­zu­ma­chen als M 32. Auf tie­fer belich­te­ten Auf­nah­men sind in ihrer Schei­be dunk­le Staub­wol­ken sicht­bar, die zusam­men mit jun­gen blau­en Ster­nen auf kürz­li­che Stern­ent­ste­hung vor 10 bis 20 Mil­lio­nen Jah­ren hin­wei­sen. Das ist für eine ellip­ti­sche Gala­xie recht unge­wöhn­lich. Hodge kata­lo­gi­sier­te im Jahr 1973 zwölf die­ser Dun­kel­ne­bel. Auch die­se Gala­xie stand in der Ver­gan­gen­heit in Wech­sel­wir­kung mit Mes­sier 31. Ein Strom metall­rei­cher Ster­ne im Halo von M 31 ent­stammt ver­mut­lich von die­sem Beglei­ter. Auf län­ger belich­te­ten Auf­nah­men erkennt man auch eine Art Licht­brü­cke zu Mes­sier 31. Hub­ble ent­deck­te im Jahr 1932 acht Kugel­stern­hau­fen im Halo vom Mes­sier 110. Seit dem Jahr 2005 sind auch 35 Pla­ne­ta­ri­sche Nebel in die­ser Gala­xie bekannt.

Beobachtung

Die Andro­me­da­ga­la­xie kann bereits unter einem mode­rat dunk­len Him­mel, mit wenig Licht­ver­schmut­zung, schon sehr leicht mit blo­ßem Auge als läng­li­cher Nebel­fleck erkannt wer­den. Sie steht in den Herbst- und Win­ter­mo­na­ten bei uns hoch am Him­mel. Im All­ge­mei­nen ist aber nur ihr hel­les Zen­trum sicht­bar, vor allem unter Vor­stadt­be­din­gun­gen. Ein klei­nes Taschen­fern­glas zeigt die Gala­xie leicht läng­lich, mit deut­lich aus­ge­präg­ter Zen­tral­re­gi­on in einem rei­chen Ster­nen­feld gele­gen. Mit einem 10x50 Fern­glas kann man unter einem dunk­len Land­him­mel schon die Dun­kel­wol­ke erah­nen, die zwei Spi­ral­ar­me der Gala­xie von­ein­an­der abgren­zen. Die Gala­xien­schei­be erscheint dabei 3,5 x 1 Grad groß und damit deut­lich grö­ßer, als der schein­ba­re Durch­mes­ser des Voll­mon­des. Dabei über­spannt sie rund die Hälf­te des Gesichts­fel­des. Der hel­le Beglei­ter der Andro­me­da­ga­la­xie, Mes­sier 32, erscheint in die­sem Instru­ment eher wie ein unschar­fes Stern­chen. Auch Mes­sier 110 ist erkenn­bar und prä­sen­tiert sich dem Beob­ach­ter als schwa­cher ova­ler Licht­fleck. Im 3 Zoll Refrak­tor sticht das stern­ar­ti­ge Zen­trum deut­lich her­vor. Der ca. 1 Grad lan­ge Zen­tral­be­reich der Gala­xie ist dabei am auf­fäl­ligs­ten und grenzt sich deut­lich vom hel­len Kern­be­reich ab. Der Kern­be­reich befin­det sich dabei aber nicht direkt im Zen­trum der Schei­be son­dern etwas ver­setzt. Der Rest der Gala­xie erscheint läng­lich und eher dif­fus und besitzt eine deut­li­che Hel­lig­keits­zu­nah­me zur Mit­te. Im nord­west­li­chen Bereich der Schei­be sowie unter­halb des Kerns sind, je nach Sicht­be­din­gun­gen, ein oder zwei Dun­kel­re­gio­nen erkenn­bar, die die Spi­ral­ar­me nach­zeich­nen. Als hel­le­re Regi­on in der Schei­be kann auch die Ster­nen­wol­ke NGC 206, süd­west­lich des Kern­be­reichs, beob­ach­tet werden. 

Mit 4 bis 6 Zoll Öff­nung und nied­ri­ger Ver­grö­ße­rung erscheint die Andro­me­da­ga­la­xie deut­lich hel­ler und aus­ge­präg­ter. Mit 60facher Ver­grö­ße­rung soll­ten auch die bei­den Begleit­ga­la­xien gut sicht­bar sein. M 32 steht am Rand der Schei­be von M 31 und erscheint leicht oval mit einem hel­len stern­för­mi­gen Zen­trum. Der zwei­te Beglei­ter, M 110, steht rund ein hal­bes Grad vom Kern ent­fernt und erscheint deut­lich läng­li­cher und dif­fu­ser als M 32, mit einer leich­ten Hel­lig­keits­zu­nah­me zur Mit­te. Ab 8 bis 10 Zoll Öff­nung ist die hel­le Stern­wol­ke NGC 206 schon auf­fäl­lig. Die­se erscheint im Tele­skop als 4 x 1,5 Bogen­mi­nu­ten dif­fu­ser Licht­fleck und besteht aus vie­len jun­gen und hel­len Stern­hau­fen. Bei sehr hohen Ver­grö­ße­run­gen sind mit 10 Zoll Öff­nung zahl­rei­che wei­te­re Stern­ent­ste­hungs­ge­bie­te in M 31 beob­acht­bar. Ab 12 Zoll Öff­nung füllt die Gala­xie schließ­lich das gesam­te Gesichts­feld des Tele­skops aus. Das auf­fäl­li­ge Zen­trum ist nicht mehr ganz stel­lar. Die Iden­ti­fi­zie­rung der ein­zel­nen Spi­ral­ar­me bleibt auch bei die­ser Öff­nung recht schwierig.

Mes­sier 31 ist am abend­li­chen Herbst­him­mel auch von Lai­en leicht auf­zu­fin­den. Wenn wir von den mitt­le­ren Stern der Andro­me­da­ket­te Mirach (Beta And, 2,1 mag) aus­ge­hen, steht nord­west­lich und recht­wink­lig von Mirach ein wei­te­rer Stern der Hel­lig­keit 3,5 mag. Hier­bei han­delt es sich um My And. Noch etwas wei­ter in der­sel­ben Rich­tung steht Ny And (4,5 mag), den wir in die Sucher­mit­te ein­stel­len. Die Gala­xie steht dann unge­fähr 2 Grad west­lich die­ses Sterns. Nur 20 Bogen­mi­nu­ten süd­öst­lich vom Zen­trum der Androm­da­ga­la­xie ent­de­cken wir auch M 32, die mit Ny And und einem wei­te­ren Stern 5. Grö­ßen­klas­se ein gleich­schenk­li­ges Drei­eck bil­det. M 110 fin­det man, indem man M 31 im Gesichts­feld zen­triert und das Tele­skop ein hal­bes Grad nach Nord­wes­ten schwenkt.

Auf­such­kar­te Andro­me­da­ga­la­xie (Mes­sier 31, Mes­sier 32, Mes­sier 110) (144,9 KiB, 459 hits)

Steckbrief für Messier 31, Messier 32 & Messier 110