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

Foto der Andro­me­da­ga­la­xie (Mes­sier 31) im Stern­bild Andro­me­da – Auf­nah­me von End­ri­ko Sigismund

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.

HST-Auf­nah­me der Andro­me­da­ga­la­xie (höhe­re Auf­lö­sung)
Credit: NASA, ESA, J. Dal­can­ton, B.F. Wil­liams, and L.C. John­son (Uni­ver­si­ty of Washing­ton), the PHAT team, and R. Gendler

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.

Auf­nah­me von Mes­sier 31 mit schwä­che­ren Struk­tu­ren im Außen­be­reich der Gala­xien­schei­be (Nor­den ist oben)

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. 

Illus­tra­ti­on der Kol­li­si­on der Andro­me­da­ga­la­xie mit der Milch­stra­ße
Credit: NASA; Z. Levay and R. van der Marel, STScI; T. Hallas; and A. Mellinger

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.

Weit­feld­auf­nah­me der Andro­me­da- und der Drei­ecks­ga­la­xie, in der Mit­te der röt­li­che Stern Mirach in der Andromeda

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.

Die Andro­me­da­ga­la­xie (Mes­sier 31) mit ihren Beglei­tern – Auf­nah­me von Mario Richter

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

Auf­such­kar­te für die Andro­me­da­ga­la­xie (Mes­sier 31) – erstellt mit SkytechX

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) (133,4 KiB, 26 hits)

Steckbrief für Messier 31, Messier 32 & Messier 110

Objekt­na­meMes­sier 31
Mes­sier 32
Mes­sier 110
Kata­log­be­zeich­nungNGC 224, UGC 454, PGC 2557
NGC 221, UGC 452, PGC 2555 
NGC 205, UGC 426, PGC 2429
Eigen­na­meAndro­me­da­ga­la­xie, Andro­me­da­ne­bel, Andro­me­da Gala­xy, Andro­me­da Nebula
TypGala­xie, Sb
Gala­xie, E2
Gala­xie, E5
Stern­bildAndro­me­da (Andro­me­da)
Rekt­aszen­si­on (J2000.0)00h 42m 44.3s
00h 42m 41.8s
00h 40m 22.1s
Dekli­na­ti­on (J2000.0)+41° 16′ 08″
+40° 51′ 57″
+41° 41′ 07″
V Hel­lig­keit3,5 mag
8,1 mag
7,9 mag
Flä­chen­hel­lig­keit13,5 mag
12,4 mag
14,0 mag
Win­kel­aus­deh­nung189,1′ x 61,7′
8,5′ x 6,5′
19,5′ x 11,5′
Posi­ti­ons­win­kel35°
179°
170°
Abso­lu­te Helligkeit-21,717 mag
‑17,576 mag
‑14,015 mag
Durch­mes­ser200.000 Licht­jah­re
8.000 Lichtjahre
16.000 Lichtjahre
Ent­fer­nung2,5 Mil­lio­nen Lichtjahre
Beschrei­bung!!!eeB,eL,vmE, Local Group;Andromeda Galaxy;nearest spiral
vvB,L,R,psmbMN, M31 Triplicate;Comp to M31
vB,vL,mE 165 degrees,vgvmbM, 31 Companion;UGC 426;H V 18
Ent­de­ckerAbd al-Rah­man al-Sufi, 964
Ster­n­at­lan­tenCam­bridge Star Atlas Chart 2, 7
Inter­stel­lar­um Deep Sky Atlas Chart 27
Mill­en­ni­um Star Atlas: Charts 105–106 (Vol I)
Pocket Sky Atlas Chart 3
Sky Atlas 2000 Chart 4
Ura­no­me­tria 2nd Ed. Chart 30


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.

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