Messier 33 (NGC 598) ist eine Spiralgalaxie im Sternbild Dreieck (Triangulum) und wurde vor dem Jahr oder um 1654 vom italienischen Astronom Giovanni Battista Hodierna entdeckt. Sie besitzt durch ihre Lage im Sternbild Dreieck verschiedene Eigennamen und geläufig sind in diesem Zusammenhang vor allem Dreiecksnebel, Dreiecksgalaxie oder Triangulumgalaxie. Charles Messier, der die Galaxie in der Nacht vom 25. auf den 26. August 1764 unabhängig von Hodierna aufgefunden hat, beschrieb sie als schwer sichtbaren Nebel ohne Sterne, von weißlichem bis gleichförmigen Licht, auf zwei Dritteln seines Durchmessers ein wenig heller werdend. Weitere Beobachtungen erfolgten durch Johann Elert Bode, Wilhelm und John Herschel sowie William Henry Smyth. Wilhelm Herschel, der aus Respekt vor Charles Messier normalerweise keine bekannten Messier-Objekte katalogisierte, nahm die Galaxie am 11. September 1784 in seinen Katalog auf und beschrieb auch die hellste und größte HII-Region (NGC 604) im nördlichen Spiralarm von M 33. Gleichzeitig beschrieb er auch einzelne Sterne innerhalb der Galaxie, wobei heutzutage angenommen wird, dass es sich hierbei um Vordergrundsterne unserer eigenen Milchstraße gehandelt hat. Wahrscheinlich war es aber Lord Rosse, der am 16. September 1849 als erstes die Spiralstruktur von Messier 33 erkannte und diese auch in einer Zeichnung verewigte. In den Jahren 1922 bis 1923 entdeckten John Charles Duncan und Max Wolf veränderliche Sterne in M 33. Edwin Powell Hubble zeigte im Jahr 1926, dass 35 dieser Sterne klassische Cepheiden waren und konnte damit auch die Entfernung zum Dreiecksnebel bestimmen.
Ein kleiner Nachbar unserer Milchstraße
Messier 33 ist mit einer scheinbaren Helligkeit von 5,7 mag die zweithellste Spiralgalaxie an unserem mitteleuropäischen Nachthimmel und nach der berühmten Andromedagalaxie (Messier 31) und der Milchstraße, die drittgrößte Galaxie der Lokalen Gruppe. Die Galaxie gilt als Indikator für einen guten Beobachtungshimmel. Denn fernab der Städte, ist sie als schwacher Lichtfleck sogar mit dem bloßen Auge erkennbar. Allerdings kann sich eine Beobachtung von M 33, unter einem aufgehellten Stadthimmel, selbst mit einem kleinen Fernrohr als schwierig erweisen. Die Galaxie besitzt nämlich nur eine geringe Flächenhelligkeit und wird von einem helleren Himmelshintergrund mitunter überstrahlt. Selbst bei geringer künstlicher Aufhellung des Himmels ist sie deshalb ein eher enttäuschendes Messierobjekt, vor allem für Anfänger in der Astronomie. Neben den beiden Magellanschen Wolken am Südhimmel, zählt die Dreiecksgalaxie zu den wenigen Galaxien an unserem Himmel, die in größeren Amateurinstrumenten am einfachsten in einzelne Objekte auflösbar sind.
Messier 33 befindet sich je nach Entfernungsbestimmung zwischen 2,6 bis 3,1 Millionen Lichtjahre von der Erde entfernt. Zumeist wird eine Entfernung von 2,74 Millionen Lichtjahren postuliert. Die Nähe zu M 33 erlaubt es, einzelne Sterne, Sternhaufen und Nebel genauer zu untersuchen. Die Galaxie besitzt einen scheinbaren Durchmesser von 70 x 40 Bogenminuten am Himmel, was dem 2‑fachen Monddurchmesser entspricht. Ihr wahrer Durchmesser beläuft sich auf 50.000 bis 60.000 Lichtjahren, ungefähr 1/3 des Durchmessers unserer eigenen Galaxis. Ihre Masse wird auf 20 Milliarden Sonnenmassen geschätzt. Das entspricht ungefähr 2% der Masse unseres eigenen Milchstraßensystems. Andere Quellen sprechen auch von 40 Milliarden Sonnenmassen. Davon entfallen rund 10 Milliarden Sonnenmassen auf gewöhnliche baryonische Materie, wie Sterne und Gas, und der Rest auf so genannte Dunkle Materie. Morphologisch wird die Dreiecksgalaxie als Hubble Typ SA (s) cd klassifiziert. Im Zentrum vermutet man, wie bei den meisten Spiralgalaxien, ein supermassereiches Schwarzes Loch mit ungefähr 3.000 Sonnenmassen. Die Sternentstehungs- und Supernovarate ist in der Dreiecksgalaxie etwas geringer als die der Milchstraße und etwas höher als im Andromedanebel.
Mit Großteleskopen der Observatorien ist es ein leichtes, die Galaxie in Einzelsterne aufzulösen. Neben 800 Veränderlichen, davon 350 Cepheiden und 4 Novae, sind mehr als 100 Supernovaüberreste, 255 Sternhaufen und zahlreiche leuchtkräftige blaue veränderliche Sterne, so genannte LBVs, in Messier 33 bekannt. Insgesamt wird geschätzt, dass die Galaxie mehr als 122 Kugelsternhaufen in ihrem Halo besitzt, wobei 54 davon bestätigt wurden. Auch einige junge und blaue Kugelhaufen wurden gefunden, von denen in unserer Milchstraße kein einziges Exemplar bekannt ist. Diese dichten Sternansammlungen sind zum Teil nur wenige Millionen Jahre alt, wobei die Bildung dieser Sternhaufen in den letzten 100 Millionen Jahren einen Höhepunkt erreichte.
Mit Hilfe des Hubble-Weltraumteleskops wurden im Zentrum der Triangulumgalaxie zahlreiche massereiche und leuchtkräftige Sternhaufen mit bis zu 10.000 Sonnenmassen entdeckt sowie zwei Sterngenerationen, die ein Alter von 40 Millionen bzw. einige Milliarden Jahren aufweisen. Nur einige Bogensekunden nördlich des Zentrums wurde im Jahr 2007, mit Hilfe des Chandra-Röntgenteleskops, eine Röntgenquelle mit der Bezeichnung M33 X‑7 gefunden. Hierbei handelt es sich um einen engen Röntgendoppelstern, der aus einem 15,7 Sonnenmassen schweren Schwarzen Loch und einem 70 Sonnenmassen schweren Blauen Riesenstern besteht, die sich gegenseitig in 3,5 Tagen umkreisen. Es ist zur Zeit das massereichste bekannte Schwarze Loch, dass sich aus einem einzelnen Stern entwickelt hat. 2018 wurden mit Großteleskopen auch einige helle Planetarische Nebel in Messier 33 entdeckt, die wie die Cepheidenveränderlichen als Standardkerzen für die Entfernungsbestimmung dienen können.
Radiomessungen mit Hilfe des Very Long Baseline Array (VLBA) von Wassermasern in Messier 33 aus dem Jahr 2005 belegen, dass sich die Galaxie mit 190 ± 60 km/s relativ zum Milchstraßensystem in Richtung der Andromedagalaxie zubewegt und wahrscheinlich gravitativ mit ihr verbunden ist. Somit handelt es sich bei M 33 wahrscheinlich um einen direkten Begleiter von M 31. Beide Galaxien sind ungefähr 570.000 Lichtjahre voneinander entfernt. Ein im Jahr 2004 entdeckter Strom von Wasserstoffgas, das beide Galaxien miteinander verbindet, unterstützt diese These. Engere Begegnungen zwischen der Andromeda- und der Dreiecksgalaxie fanden wahrscheinlich vor 2 bis 8 Milliarden Jahren statt. In 2,5 Milliarden Jahren wird M 33 wahrscheinlich mit M 31 kollidieren und dort einen intensiven Sternenstehungsprozess auslösen, bis sie von der deutlich größeren Andromedagalaxie endgültig verschlungen wird. Andere Szenarien sehen eine gemeinsame Kollision mit der Milchstraße und der Andromedagalaxie bzw. sogar ein Ausschluss aus der Lokalen Galaxiengruppe voraus. Die nur 483 Lichtjahre große und nur 26 Millionen Sonnenmassen schwere Pisces-Zwerggalaxie (LGS 3, PGC 3792), die sich rund 11 Grad von M 33 entfernt im Sternbild Fische befindet, ist wahrscheinlich mit der Dreiecksgalaxie assoziiert.
Beobachtbare Objekte in Messier 33
Wir blicken fast frontal und unter einem Winkel von 54 Grad auf die Galaxienscheibe. Diese zeigt eine doppelarmige Spiralstruktur mit zahlreichen Sternhaufen, blauen Überriesen und Nebeln aus ionisiertem Wasserstoffgas. Der nördliche Hauptspiralarm enthält sehr viele HII-Regionen, wobei der südliche sehr viele junge O‑B-Assoziationen und Sternhaufen aus heißen und massereichen Sternen aufweist. Einige davon sind auch in Amateurteleskopen als Verdichtungen und Knoten beobachtbar. Unter guten Beobachtungsbedingungen sind in mittleren bis größeren Amateurteleskopen bereits zahlreiche HII-Regionen sichtbar, die nahezu alle eine eigene Bezeichnung haben und bereits von Wilhelm Herschel beobachtet wurden.
Die Hellsten von ihnen tragen NGC und IC-Nummern. Die Meisten dieser Wasserstoffnebel treten aber erst auf lang belichteten Aufnahmen in Erscheinung. Das hellste und auffälligste Objekt ist die HII-Region NGC 604, die sich ca. 12 Bogenminuten nordöstlich des Galaxienkerns befindet und einen Durchmesser von mehr als 1.500 Lichtjahren aufweist. Damit ist sie rund 100 Mal größer als der berühmte Orionnebel (Messier 42) und einer der größten bekannten Sternentstehungsregionen überhaupt. Gleichzeitig ist NGC 604 die zweitleuchtkräftigste HII-Region der Lokalen Gruppe und zeigt ein ähnliches Spektrum wie der Orionnebel. Nur die 30 Doradus Region in der Großen Magellanschen Wolke am Südhimmel ist noch etwas leuchtkräftiger. Rund 200 junge blaue Sterne vom Typ O und B, mit 15 bis 120 Sonnenmassen, die gerade einmal vor 3 bis 4 Millionen Jahren entstanden sind, regen mit ihrer Energie das Gas der Umgebung zum Leuchten an. NGC 595 ist ein weiterer lohnenswerter, aber deutlich lichtschwächerer Emissionsnebel und befindet sich einige Bogenminuten nordwestlich des Galaxienzentrums. Weitere helle beobachtbare Wasserstoffnebel sind NGC 588 und NGC 592, IC 132, IC 133 sowie IK 53. Auf lang belichteten Amateuraufnahmen sind auch einige helle Supernovaüberreste erkennbar, wobei sich die meisten von ihnen im südlichen Spiralarm befinden.
Beobachtung
Die Dreiecksgalaxie ist das entfernteste Objekt, das man unter einem sehr dunklen und klaren Landhimmel, mit 6,5 bis 6,7 mag Grenzhelligkeit, noch mit bloßem Auge erkennen kann. Spätestens mit einem 8x42 oder 7x50 Fernglas sollte sich die Galaxie als ungefähr vollmondgroßer und ovaler diffuser Lichtfleck vom Himmelshintergrund abheben. Durch ihre sehr geringe Flächenhelligkeit (14 mag/arcmin²), ist sie bei der Verwendung eines kleinen Teleskops und hoher Vergrößerungen deutlich schwieriger aufzufinden, als im Feldstecher oder sogar komplett unsichtbar in diesem Instrument. Besser ist die Galaxie mit großer Austrittspupille von wenigstens 5 mm, geringer Vergrößerung und demzufolge großem Gesichtsfeld zu beobachten. Für einen dreizölligen Refraktor liegt die beste Vergrößerung bei ungefähr 12-fach, für einen Sechszöller zwischen 20 und 25-fach und für einen Achtzöller bei 40-fach. Bei höherer Vergrößerungen dominiert der Zentralbereich der Galaxie. Um Einzelheiten in M 33 zu erkennen, sind aber höhere Vergrößerungen anzuraten. Unter einem dunklen Himmel und mit 3 bis 4 Zoll Öffnung, kann die hellste HII-Region (NGC 604) als schwacher Lichtfleck im nordöstlichen Randbereich der Galaxie aufgefunden werden. Nur eine Bogenminute westlich davon steht ein schwacher Stern der 11. Größenklasse. Die beiden Objekte sehen wie ein Doppelstern aus, wobei eine Komponente deutlich unschärfer erscheint. Der Zentralbereich der Galaxie erscheint etwas heller als die äußere Scheibe und relativ klein und diffus. Nordöstlich des Kerns steht ebenfalls ein schwacher Vordergrundstern. Unter sehr guten Bedingungen sind ab 4 Zoll Öffnung schon Ansätze der Spiralarme als diffuse Gebilde innerhalb der Galaxienscheibe zu erahnen. Man erkennt zwei Spiralarme. Einer verläuft in Richtung Norden und krümmt sich in Richtung Osten. Der Andere läuft in Richtung Süden und krümmt sich in Richtung Westen.
Mit 6 bis 8 Zoll Öffnung erscheint NGC 604 etwas deutlicher von der Scheibe abgegrenzt. Von Vorteil ist nun ein Schmalbandfilter und höhere Vergrößerung. Dadurch tritt die HII-Region viel besser hervor. Mit 100facher Vergrößerung erscheint die Nebelregion sehr klein, relativ hell und rund. Mit Teleskopen von 8 bis 10 Zoll Öffnung sollten die Spiralarme etwas besser erkennbar sein, nämlich als S‑förmige Struktur innerhalb der Galaxienscheibe. Vor allem der nördliche Spiralarm ist etwas auffälliger als der südliche. Mit Öffnungen zwischen 10 und 12 Zoll sind zwischen diesen beiden Spiralarmen kleinere und schwächere Arme indirekt erkennbar. Neben NGC 604, knapp 12 Bogenminuten nordöstlich des Zentrums, sind nun zwei weitere Lichtknoten, knapp 10 Bogenminuten südlich und südwestlich des Kernbereichs, zu erahnen. Mit höherer Vergrößerungen um 70-fach lösen sich die Spiralarme in weitere Verdichtungen auf, die oft nur indirekt zu erkennen sind. Der Kern der Galaxie erscheint dabei hell, oval und in NNE-SSW Richtung ausgerichtet. Mit 12 bis 14 Zoll Öffnung, und 50-facher Vergrößerung, tritt die Kernregion von M 33 nun deutlicher hervor und entlang der Spiralarme sind zahlreiche Verdichtungen und kleine Nebelflecken erkennbar. NGC 604, am Ende des nördlichen Spiralarms, sticht nun besser ins Auge. Mit noch größerer Öffnung und Vergrößerungen um 140-fach zerfallen die Spiralarme in einzelne Wölkchen und Knoten, die HII-Regionen und riesige Sternhaufen darstellen.
Die Dreiecksgalaxie befindet sich 4 ¼ Grad westnordwestlich des 3,4 mag hellen Sterns Alpha Trianguli, auf etwa ⅓ der Verbindungslinie von der Spitze des Dreiecks und des 2,1 mag hellen Sterns Beta Andromedae. 2 ½ Grad westlich von Alpha Tri befindet sich ein Stern der 6. Größenklasse. 2 Grad weiter westlich davon stößt man auf ein rechtwinkliges Dreieck aus 8 mag hellen Sternen. M 33 befindet sich dann etwas nordöstlich dieses Dreiecks und sollte schon in einem normalen Sucher als schwacher Nebelfleck erkennbar sein.
Aufsuchkarte Dreiecksgalaxie (Messier 33) (123,0 KiB, 457 hits)
Steckbrief für Messier 33
Objektname | Messier 33 |
Katalogbezeichnung | NGC 598, UGC 1117, PGC 5818, MCG 5–4‑69 |
Eigenname | Dreicksgalaxie, Dreiecksnebel, Triangulumgalaxie, Triangulum Galaxy, Pinwheel Galaxy |
Typ | Galaxie, Sc |
Sternbild | Dreieck (Triangulum) |
Rektaszension (J2000.0) | 01h 33m 51,9s |
Deklination (J2000.0) | +30° 39′ 29″ |
V Helligkeit | 5,7 mag |
Flächenhelligkeit | 14,2 mag |
Winkelausdehnung | 68,7′ x 41,6′ |
Positionswinkel | 23° |
Absolute Helligkeit | -19,274 mag |
Durchmesser | 60.000 Lichtjahre |
Entfernung | 3 Millionen Lichtjahre |
Beschreibung | eB,eL,R,vgbMN; Local Group;Pinwheel Galaxy;H V 17 |
Entdecker | Giovanni Battista Hodierna, vor 1654 |
Sternatlanten | Cambridge Star Atlas: Chart 2 Interstellarum Deep Sky Atlas: Chart 39 Millennium Star Atlas: Charts 145–146 (Vol I) Pocket Sky Atlas: Chart 2 Sky Atlas 2000: Chart 4 Uranometria 2nd Ed. Chart 62 |