Dreiecksnebel

Galaxie; Dreiecksnebel
	{{{Kartentext}}}
	M33, aufgenommen von Amateur-Astronomen der Sternwarte Kornwestheim (cropped).jpg
	Amateurastronomische Aufnahme
	Vorlage:AladinLite
Sternbild	Dreieck
	Position; Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0
Rektaszension	Vorlage:RektaszensionEasy <ref name="NED" />
Deklination	Vorlage:DeklinationEasy <ref name="NED" />
Erscheinungsbild
Morphologischer Typ	SA(s)cd/HII<ref name="NED" />
Helligkeit (visuell)	5,5 mag<ref name="SEDS">SEDS: NGC 598</ref>
Helligkeit (B-Band)	6,2 mag<ref name="SEDS" />
Winkelausdehnung	70,8/41,7<ref name="NED">NASA/IPAC Extragalactic Database (NED)</ref>
Positionswinkel	23°<ref name="SEDS" />
Inklination	°
Flächenhelligkeit	14,0 mag/arcmin²<ref name="SEDS" />
Physikalische Daten
Zugehörigkeit	Lokale Gruppe,; Andromeda-Untergruppe,; LGG 11<ref>VizieR</ref>
Rotverschiebung	−0,000597 ± 0,000010<ref name="NED" />
Radialgeschwindigkeit	(−179 ± 3) km/s<ref name="NED" />
Hubbledistanz; H0 = 73 km/(s • Mpc)
Entfernung	2,76 ± 0,11 Mio. Lj /; 847.000 ± 35.000 pc <ref name="karachentsev"> </ref>
Absolute Helligkeit	−18,9 mag
Masse	M☉
Durchmesser	52.000…60.000 Lj; (D25)<ref name="karachentsev" /><ref name="Goodwin">Vorlage:Cite book/URLVorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/MeldungVorlage:Cite book/Meldung2</ref>
Metallizität [Fe/H]	{{{Metallizität}}}
Geschichte
Entdeckung	Giovanni Battista Hodierna (?)/; Charles Messier
Entdeckungsdatum	um 1654 oder 1764
Katalogbezeichnungen
	M 33 • NGC 598 • UGC 1117 • PGC 5818 • CGCG 502-110 • MCG +05-04-069 • IRAS 01310+3024 • 2MASX J01335090+3039357 • GC 352 • H V 17 • h 131 •

Datenbanklinks zu Dreiecksnebel

Der Dreiecksnebel, auch als Dreiecksgalaxie sowie als Triangulumnebel, Triangulumgalaxie oder Messier 33 kurz M 33 bezeichnet, ist eine Spiralgalaxie mit den Abmessungen 70′ × 40′ und der Gesamthelligkeit von 5,7 mag im Sternbild Dreieck am nördlichen Fixsternhimmel. Damit ist sie nach dem Andromedanebel die zweithellste Spiralgalaxie am Nachthimmel und eine der unserer Galaxie nächstgelegenen.

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

Geschichte

Datei:M33rosse.jpg

Zeichnung von Lord Rosse (ca. 1845)

Ob der Dreiecksnebel bereits um 1654 von Galileo Galileis Schüler, dem italienischen Astronomen Giovanni Battista Hodierna entdeckt wurde, lässt sich aus seinen Aufzeichnungen nicht mit Gewissheit sagen. Wenngleich Textabschnitte dafür sprechen, wären damalige Teleskope für die Beobachtung und Entdeckung eher hinderlich gewesen. Hodiernas Publikation fand zudem nur wenig Beachtung.<ref>G. Fodera-Serio, L. Indorato, P. Nastasi: G. B. Hodierna's Observations of Nebulae and his Cosmology, bibcode:1985JHA....16....1F</ref><ref>Kenneth Glyn Jones: Some Notes on Hodierna's Nebulae, 1986 bibcode:1986JHA....17..187J</ref>

Mit eindeutigen Angaben verzeichnete jedenfalls der französische Astronom Charles Messier den von ihm am 25. August 1764 beobachteten Dreiecksnebel in seinem Katalog über nebelig erscheinende Objekte am Sternenhimmel; die Bezeichnung M 33 nimmt hierauf Bezug. Weitere frühe Beobachtungen wurden von Johann Elert Bode (1775), William Herschel (1784), und John Herschel (1828)<ref name="Entdeckung">NGC 598 (= PGC 5818 = M33), the Triangulum Galaxy. In: cseligman.com. Abgerufen am 28. Juli 2018 (Lua-Fehler in Modul:Multilingual, Zeile 153: attempt to index field 'data' (a nil value)). </ref> und Lord Rosse (ca. 1845) gemacht.

Lord Rosse nutzte für die Beobachtung sein Riesenteleskop mit einer Öffnung von 1,8 Meter, erkannte die Spiralstruktuktur – in einem der ersten Objekte überhaupt – und fertigte eine Zeichnung an.

Mithilfe der Vermessung der Helligkeit von Cepheiden, durch die Edwin Hubble kurz zuvor den Andromedanebel als erste eigenständige Galaxie nachweisen konnte, gelang ihm der gleiche Nachweis im Jahr 1926 auch bei dem Dreiecksnebel.<ref></ref>

Beschreibung

Der Dreiecksnebel ist mit einem Durchmesser von je nach Kriterium etwa 52.000–60.000 Lichtjahren<ref name="karachentsev" /><ref name="Goodwin" /> nach dem Andromedanebel (≈ 150.000 Lj; Halo 240 kpc) und der Milchstraße (≈ 90.000 Lj; Halo 50 kpc) die drittgrößte Galaxie in der Lokalen Gruppe.

Die Entfernung der Erde 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 ungefähr 50 Milliarden Sonnenmassen sein.<ref name="corbelli">Edvige Corbelli: Dark matter and visible baryons in M33. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 342, Nr. 1, Juni 2003, S. 199–207, doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06531.x</ref>

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

Ultraviolettbild, aufgenommen von GALEX

Ultraviolettbild, aufgenommen von GALEX
Aufnahme im mittleren Infrarotspektrum, Spitzer-Weltraumteleskop

Aufnahme im mittleren Infrarotspektrum, Spitzer-Weltraumteleskop
Aufnahme im fernen Infrarot, Herschel-Weltraumteleskop

Aufnahme im fernen Infrarot, Herschel-Weltraumteleskop
Überlagerung des visuellen Bereichs mit der radioastronomisch erfasste HI-Emission, Wellenlänge 21 cm (violett).

Überlagerung des visuellen Bereichs mit der radioastronomisch erfasste HI-Emission, Wellenlänge 21 cm (violett).
Mit dem Hubble-Weltraumteleskop sind Sterne der Galaxie einzeln erkennbar

Mit dem Hubble-Weltraumteleskop sind Sterne der Galaxie einzeln erkennbar
In dieser Aufnahme mithilfe des Very Large Telescope treten ionisierte Gase hervor

In dieser Aufnahme mithilfe des Very Large Telescope treten ionisierte Gase hervor

Eigenbewegung

Datei:Collision paths of our Milky Way galaxy and the Andromeda galaxy.jpg

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.<ref>NASA's Hubble Shows Milky Way is Destined for Head-On Collision. NASA, 31. Mai 2012, archiviert vom Vorlage:IconExternal am 1. Juli 2014; abgerufen am 12. November 2015 (Lua-Fehler in Modul:Multilingual, Zeile 153: attempt to index field 'data' (a nil value)). </ref>

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.<ref>Vorlage:Cite book/URL Vorlage:Cite book/Meldung Vorlage:Cite book/Meldung Vorlage:Cite book/Meldung Vorlage:Cite book/Meldung Vorlage:Cite book/Meldung Vorlage:Cite book/Meldung Vorlage:Cite book/Meldung2</ref> Solche Messungen sind bisher nur für wenige Galaxien gelungen und stellen eine wesentliche Voraussetzung für dynamische Modelle der Lokalen Gruppe dar.

Assoziierte Objekte

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.

Datei:VST snaps a very detailed view of the Triangulum Galaxy.jpg

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

HII-Regionen

Datei:Nursery of New Stars - GPN-2000-000972.jpg

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

Name des Objektes<ref>Ronald Stoyan: Atlas der Messier-Objekte. Oculum-Verlag, Erlangen 2006, ISBN 978-3-938469-07-1</ref>	Rektaszension	Deklination	m_V	Entdecker	Entdeckungsdatum	alternative Bezeichnung
NGC 588	13245.501^h 32^m 45.5^s	Vorlage:Deklination/Calc	13.5	Heinrich d’Arrest	2. Oktober 1861	BCLMP 280
NGC 592	13311.701^h 33^m 11.7^s	Vorlage:Deklination/Calc	13	Heinrich d’Arrest	2. Oktober 1861	BCLMP 277
IC 131	13314.601^h 33^m 14.6^s	Vorlage:Deklination/Calc	14	Guillaume Bigourdan	28. Oktober 1889	BCLMP 290A
IC 133	13315.201^h 33^m 15.2^s	Vorlage:Deklination/Calc	14	Guillaume Bigourdan	28. Oktober 1889	BCLMP 623
IC 132	13315.801^h 33^m 15.8^s	Vorlage:Deklination/Calc	13.5	Guillaume Bigourdan	28. Oktober 1889
NGC 595	13333.801^h 33^m 33.8^s	Vorlage:Deklination/Calc	13.1	Heinrich d’Arrest	1. Oktober 1864	BCLMP 49
IC 137	13338.901^h 33^m 38.9^s	Vorlage:Deklination/Calc	14	Guillaume Bigourdan	28. Oktober 1889	BCLMP 204, 205
BCLMP 62	13344.801^h 33^m 44.8^s	Vorlage:Deklination/Calc
BCLMP 25	1334501^h 33^m 45^s	Vorlage:Deklination/Calc
IC 142	13355.501^h 33^m 55.5^s	Vorlage:Deklination/Calc	14.2	Guillaume Bigourdan	28. Oktober 1889	BCLMP 301
IC 140	13358.201^h 33^m 58.2^s	Vorlage:Deklination/Calc	13	Guillaume Bigourdan	28. Oktober 1889
IC 139	13359.201^h 33^m 59.2^s	Vorlage:Deklination/Calc	14	Guillaume Bigourdan	28. Oktober 1889	BCLMP 8A
IC 143	13411.101^h 34^m 11.1^s	Vorlage:Deklination/Calc	14	Guillaume Bigourdan	28. Oktober 1889	BCLMP 688
IC 135	13415.501^h 34^m 15.5^s	Vorlage:Deklination/Calc	14	Guillaume Bigourdan	28. Oktober 1889	BCLMP 88
IC 136	13413.701^h 34^m 13.7^s	Vorlage:Deklination/Calc	13.7	Guillaume Bigourdan	28. Oktober 1889	BCLMP 711
BCLMP 691	13416.401^h 34^m 16.4^s	Vorlage:Deklination/Calc
NGC 604	13433.201^h 34^m 33.2^s	Vorlage:Deklination/Calc	12	William Herschel	11. September 1784	BCLMP 680

M33 X-7

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.<ref name="chandra">Chandra Pressemitteilung vom 17. Oktober 2007</ref> Nach bisherigen Erkenntnissen von Forschern haben stellare Schwarze Löcher eigentlich eine Massenobergrenze von etwa 15 Sonnenmassen.

Sichtbarkeit

Datei:M33 Triangulum Galaxy 23.445 30.588.jpg

Aufnahme mit einer Canon PowerShot G3X bei Lichtverschmutzung. Mit 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.