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Andromedagalaxie

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Andromedanebel ist eine Weiterleitung auf diesen Artikel. Der Science-Fiction-Roman findet sich unter Andromedanebel (Roman).
Galaxie
Andromedagalaxie
{{{Kartentext}}}
Andromedagalaxie M31
AladinLite
Sternbild Andromeda
Position
Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0
Rektaszension 0h 42m 44,3s [1]
Deklination +41° 16′ 09″ [1]
Erscheinungsbild
Morphologischer Typ SA(s)b LINER[1]
Helligkeit (visuell) 3,5 mag[2]
Helligkeit (B-Band) 4,3 mag[2]
Winkel­ausdehnung 191′ × 62′[3]
Positionswinkel 35°[2]
Inklination °
Flächen­helligkeit 13,5 mag/arcmin²[2]
Physikalische Daten
Zugehörigkeit Lokale Gruppe, LGG 011[1]
Rotverschiebung −0.001001 ± 0.000013[1]
Radial­geschwin­digkeit −300 ± 4 km/s[1]
Hubbledistanz
H0 = 73 km/(s • Mpc)
Entfernung 2500000 Lj  [1]
Absolute Helligkeit mag
Masse 0,7 … 2.5e12 M☉[4]
Durchmesser 140000 Lj
Metallizität [Fe/H] {{{Metallizität}}}
Geschichte
Entdeckung {{{Entdecker}}}
Entdeckungsdatum {{{Entdeckungsdatum}}}
Katalogbezeichnungen
M 31 • NGC 224 • UGC 454 • PGC 2557 • CGCG 535-017 • MCG +07-02-016 • IRAS 00400+4059 • 2MASX J00424433+4116074 • GC 116 • h 50 • Bode 3 • Flamsteed 58 • Hevelius 32 • Ha 3.3 • IRC +40013

Die Andromedagalaxie, veraltet Andromedanebel oder Großer Andromedanebel, ist eine Spiralgalaxie in relativer Nähe zur Milchstraße, die sich im namensgebenden Sternbild Andromeda befindet. Sie ist im Messier-Katalog als M 31 und im New General Catalogue als NGC 224 verzeichnet.

In klaren Nächten können die hellsten zentralen Teile der Andromedagalaxie von einem dunklen Standort aus ohne technische Hilfsmittel gesehen werden. Sie ist das fernste Objekt, das mit bloßem Auge gesehen werden kann.

M 31 wird seit Langem wissenschaftlich untersucht, da sie dem Milchstraßensystem relativ nahe ist und ihm ähnelt. Beide Galaxien beherbergen die gleichen Arten von astronomischen Objekten, aus der „äußeren“ Perspektive der Milchstraße besteht jedoch eine bessere Sicht auf die Struktur der Spiralarme von Andromeda. Es sind dunkle Staubbänder, Sternentstehungsgebiete und im Außenbereich über 200 Kugelsternhaufen auszumachen. Die Andromedagalaxie ist rund 2,5 Millionen Lichtjahre von der Milchstraße entfernt. Der Durchmesser der sichtbaren Scheibe beträgt etwa 140.000 Lichtjahre, ihr Halo dehnt sich über eine Million Lichtjahre[5] aus. Damit ist sie räumlich ausgedehnter als die Milchstraße, deren Halo auch kleiner ist,[6] und in dieser Hinsicht das größte Mitglied der Lokalen Gruppe, einer Ansammlung gravitativ gebundener Galaxien. Die Andromedagalaxie und die Milchstraße sind darin mit einer Gesamtmasse von ungefähr 4 Billionen Sonnenmassen die beiden mit Abstand massereichsten Galaxien.[7] Die in der jüngeren Literatur angegebenen Schätzwerte für die Masse der Andromedagalaxie bewegen sich zwischen 0,7 und 2,5 Billionen Sonnenmassen.[4]

Anhand der Andromedagalaxie wurde in den 1920er Jahren festgestellt, dass Spiralnebel Galaxien wie die Milchstraße sind. Abweichungen zwischen berechneter und beobachteter Rotation in der Andromedagalaxie deuteten seit etwa 1940 auf Dunkle Materie oder eine Abweichung zur Newtonschen Dynamik hin. Seit der Jahrtausendwende findet man vermehrt Spuren einer zurückliegenden Kollision mit einer anderen Galaxie.[8]

Erforschung

Erste Beschreibungen und Thesen zur Natur

Älteste erhaltene Dar­stel­lung der Andromeda­galaxie (Punkt­gruppe im Maul des Fisches) im Stern­bild An­dro­me­da; Kopie Al-Sufis „Buch der Fixsterne“, ca. 1010.[9]

Die erste gesicherte Beschreibung der Andromedagalaxie stammt aus dem 10. Jahrhundert n. Chr. vom persischen Astronomen Al-Sufi, der sie „die kleine Wolke“ nannte. Charles Messier schrieb bei der Eintragung in seinen Katalog die Entdeckung allerdings Simon Marius zu.[10] Tatsächlich hatte dieser sie 1612 als erster durch ein Teleskop beobachtet und dabei festgestellt, dass er den Andromedanebel auch mit dem Fernrohr nicht in einzelne Sterne auflösen konnte.[11] Daher stammt auch die Bezeichnung Andromedanebel.

Wenngleich die meist runde oder ovale Gestalt von sternlos erscheinenden Nebeln schon um das Jahr 1733 von William Derham festgehalten wurde,[12] blieb die genaue Natur dieser Gebilde lange Zeit unbekannt. Oft wurden sie als Teil des Milchstraßensystems angesehen.[13] Andererseits überlegte bereits im Jahr 1755 Immanuel Kant, dass sich die elliptische Gestalt eines entfernten scheibenförmiges Sternensystems ähnlich der Milchstraße bei entsprechender Beobachtungsrichtung ergeben kann.[14] Wilhelm Herschel schrieb im Jahr 1785, dass der Andromedanebel vermutlich das Schimmern von Millionen von Sternen sei, ähnlich geformt wie die Milchstraße, und dass eine Verbindung dazwischen unwahrscheinlich sei. Aufgrund seiner Struktur und der leicht rötlichen Färbung des Zentrums verortete er ihn näher als andere derartige Nebel. Sein Abstand schien ihm höchstens die 2000-fache Entfernung des Sterns Sirius zu betragen.[15] Mit leistungsfähigeren Teleskopen konnte er kurz darauf die Abgrenzung der Milchstraße allerdings nicht bestätigen,[16] und später kamen ihm Zweifel an der Natur des Nebels, nachdem er dahinterliegende Sterne zu erkennen glaubte;[17] seine früheren Hypothesen bildeten trotzdem einen wichtigen oft aufgegriffenen neuen Ansatz.[16]

Zeichnung des An­dro­me­da­nebels sowie der nahe­ge­legenen Nebel M32 (unter­halb) und NGC 205 (rechts ober­halb), Charles Messier, 1807
Fotografie des Andromedanebels, Edward Emerson Barnard, 1887

Erste Zeichnungen des Andromedanebels publizierten Guillaume Le Gentil im Jahr 1759[18] und Charles Messier im Jahr 1807. Detailliertere Erkenntnisse über die Gestalt fanden George Phillips Bond im Jahr 1847 mit dem Great-Harvard-Reflektor und Lawrence Parsons, 4. Earl of Rosse im Jahr 1871 mit seinem 6-Fuß-Teleskop, die er 1885 publizierte.[19][20] Allerdings zeigten erst die ersten Fotografien des Andromedanebels von Isaac Roberts und von Edward Emerson Barnard aus dem Jahr 1887 eindeutig, dass es sich um einen Spiralnebel handelt.[21] Die Fotografien lieferten zunächst jedoch nur Indizien zur Natur der Nebel. So vermutete im Jahr 1914 John H. Reynolds aufgrund der Ähnlichkeit des aus Fotografien ermittelbaren Helligkeitsverlaufs von M 31 mit jenem von Reflexionsnebeln um Sterne, dass es sich auch bei M 31 um einen solchen handelte.[22] Hingegen favorisierte Arthur Stanley Eddington ein Jahr später die Hypothese, dass die Spiralnebel separate „island universes“ seien, und begründete diese Interpretation damit, dass in der Milchstraßenebene deutlich weniger Spiralnebel gefunden wurden als bei höheren galaktischen Breiten. Dies ließ sich durch die in der Milchstraßenebene beobachteten dunkle Bänder erklären, die das Licht der weit entfernten dahinterliegenden Nebel absorbieren. Derartige dunkle Bänder waren zudem auch in Fotografien von Spiralnebeln zu erkennen.[23]

Ein sternartiges Aufleuchten und Abklingen im Jahr 1885 nahe dem Zentrum des Andromedanebels wurde von Ernst Hartwig entdeckt und galt bis in die 1930er Jahre als wichtiges Argument für die Nähe des Andromedanebels, da bis dahin kein Vorgang denkbar war, der so viel Energie freisetzen konnte, um eine derartige Helligkeit bei größerer Entfernung zu erklären. Er selbst überlegte, ob die Beobachtung aus gerade entflammten Gasmassen im Andromedanebel resultierte, die zuvor mit niederer Temperatur schwach geleuchtet hatten und nun in Helligkeit den früher in gleicher Weise entstandenen Kern des Nebels übertrafen.[24]

Mit Hilfe der Spektroskopie stellte William Huggins bereits im Jahr 1864 eine Ähnlichkeit des Andromedanebels und M 32 festzustellen, und unterschied sie von den durch Spektrallinien charakterisierten Planetarischen Nebeln;[25] jedoch ließen sich die Spektren nicht abschließend interpretieren.[26] Dies gelang Julius Scheiner im Jahr 1899 durch zwischenzeitlich möglich gewordene Fotografien der lichtschwachen Spektren. Mit einer 7,5 Stunden belichteten Aufnahme stellte er fest,[27] dass

„die bisherige Vermuthung, dass die Spiralnebel Sternhaufen seien, zur Sicherheit erhoben ist“

und fand es damit plausibel, wenn die Milchstraße ein Spiralnebel wie Andromeda wäre.

Vesto Slipher berechnete 1912 anhand der Blauverschiebung der Spektrallinien die heliozentrische Radialgeschwindigkeit von M 31 auf 300 km/s in Richtung auf die Sonne, die höchste bis dahin bei einem Objekt festgestellte[28] (moderne Messungen ergeben 300 ± 4 km/s[29][30]). Kurz darauf entdeckte er an einem anderen Spiralnebel Geschwindigkeitsverläufe in den Spektrogrammen, die auf eine Rotation der Spirale hindeuten, und fand auch Indizien für diese Rotation in den Spektrogrammen des Andromedanebels.[31] Eine Reihe teilweiser noch größerer und unterschiedlich gerichteter Radialgeschwindigkeiten von Spiralnebeln, die er in der Folgezeit ermittelt hatte, und die sich grundsätzlich von denen der Sterne unterscheidet, hielt er für einen Beleg für deren „island universe“-Natur.[32] Die Rotation des Andromedanebels bestätigte und quantifizierte Francis G. Pease im Jahr 1918.[33]

Entfernung

An vier in Spiralnebeln beobachteten Novae erkannte Heber Curtis im Jahr 1917, dass diese im Mittel 10 Magnituden lichtschwächer als andere Novae waren, was durch eine 100-fach größere Entfernung von der Milchstraße erklärbar ist.[34] Unter Einbeziehung von Novae im Andromedanebel folgerte Harlow Shapley noch im gleichen Jahr daraus einen Abstand von rund 1 Million Lichtjahren, sah das aber im Widerspruch zu der Erscheinung aus dem Jahr 1885 und einer vermeintlich erkennbaren Rotation von Spiralnebeln zwischen zeitlich versetzt aufgenommenen Fotografien.[35] Von Shapley und Curtis wurden die Argumente, die für eine Lage des Andromedanebels am Rande der Milchstraße oder weit außerhalb sprachen und somit die Struktur des Universums klären halfen, in der sogenannten „Great Debate“ im Jahr 1920 zusammengetragen.

Aufnahme eines 40.000 Lichtjahre großen Bereichs der Andromedagalaxie mithilfe des Hubble-Weltraumteleskops. In der 1,5 Milliarden Pixel auflösenden Originalaufnahme sind tausende Sternhaufen und über 100 Millionen einzelne Sterne zu sehen[36] – von denen 178 Cepheiden sind, die für eine präzise Entfernungs­bestimmung genutzt wurden.

Weitere Methoden zur Entfernungsbestimmung wurden in der Folgezeit entwickelt. Aus der örtlichen Verteilungsdichte weiterer zwischenzeitlich um die Andromedagalaxie beobachteter Novae wurde Anfang der 1920er Jahre eine Entfernung von umgerechnet 3 Millionen Lichtjahren bestimmt.[37] Ernst Öpik entwarf ein Modell der Andromedagalaxie anhand der von Pease spektroskopisch gemessener Umlaufgeschwindigkeiten ihrer Sterne und leitete daraus einen Abstand von umgerechnet rund 1,5 Millionen Lichtjahren ab.[38] Im Jahr 1923 gelang es Edwin Hubble mithilfe des kurz zuvor erbauten weltweit größten Teleskops veränderliche Sterne der Cepheiden-Klasse im Andromedanebel zu entdecken, deren Entfernung auf 900.000 Lichtjahre zu berechnen und Shapley zu überzeugen, dass der Andromedanebel – und damit alle Spiralnebel – separate Galaxien sind.[39][40][41][42] Anfang der 1930er Jahre entdeckten Walter Baade und Fritz Zwicky einen plausiblen Vorgang für das Aufleuchten im Jahr 1885, den sie als „Super-nova“ bezeichneten.[43][44] Walter Baade fand Anfang der 1950er Jahre mithilfe des gerade fertig gestellten Hale-Teleskop zudem heraus, dass die von Hubble herangezogenen Cepheiden einer bisher unentdeckten, doppelt so hellen Klasse angehörten, und korrigierte die Entfernung auf über 2 Millionen Lichtjahre.[45][46] Mit der Ausrüstung von Großteleskopen mit wesentlich empfindlicheren CCD-Bildsensoren ergab eine Auswertung der „Tip of the Red Giant Branch“ im Jahr 1986 eine Entfernung von 2,47 Millionen Lichtjahren, und es gelang im Jahr 1987 auch die Entdeckung und Auswertung von RR-Lyrae-Sternen im Andromedanebel; man konnte damit die Entfernung auf 2,41 Millionen Lichtjahren mit einer Genauigkeit von 7 % bestimmen.[47][48] Im Jahr 1998 gelang eine genaue Entfernungsbestimmung anhand sogenannter Red Clump Stars zu 2,56 Millionen Lichtjahren bei einer systematischen und statistischen Unsicherheit von 1,6 % und 2,2 %.[49] Auch die Vermessung eines Bedeckungsveränderlichen Sterns in M 31 durch das Institut d’Estudis Espacials de Catalunya/CSIC im Jahr 2005 ergab eine Entfernung von 2,52 ± 0,14 Millionen Lichtjahren.[50] Nachfolgende genauere Untersuchungen an den Cepheiden mit dem Hubble-Weltraumteleskop sowie des „Tip of the Red Giant Branch“ ergaben ähnliche Entfernungen mit nochmals verbesserter Präzision.[51][52]

Satellitengalaxien

Lokale Gruppe: Zu erkennen ist die Position der Satellitengalaxien rund um die Andromedagalaxie

Ende des 18. Jahrhunderts fielen Charles Messier während einer Beobachtung des Andromedanebels im Sichtfeld seines Teleskops zwei weitere Nebel auf, die den Andromedanebel zu begleiten schienen.[53] Nachdem Edwin Hubble Anfang des 20. Jahrhunderts die Entfernungsbestimmung mittels Cepheiden gelang, stellte er fest, dass diese drei Objekte etwa gleich weit entfernt sind und somit auch in der dritten Dimension des Raumes, also in Sichtrichtung, nahe beieinander liegen: Sie sind damit Mitglieder der von ihm gefundenen Lokalen Gruppe von Galaxien, in der die Andromedagalaxie mit diesen zwei Begleitgalaxien Messier 32 und NGC 205 ein untergeordnetes System bilden.[54] Sidney van den Bergh erkannte im Jahr 1968, dass weitere zuvor bekannte Galaxien dem Andromeda-System zugeordnet werden können, namentlich NGC 147, NGC 185 und der Dreiecksnebel (M33).[55] Kurz darauf fand van den Bergh mithilfe eines speziellen Teleskops mit weitem Sichtfeld und besonders empfindlicher Fotoplatten vier weitere, zuvor unbekannte Galaxien und bezeichnete sie mit Andromeda I–IV.[56] Mit dieser Kombination von Teleskop und Fotoplatten wurde in den 1980er und 1990er Jahren eine großräumige Himmelsdurchmusterung durchgeführt, in der im Jahr 1998 die Satellitengalaxien Andromeda V, VI und VII gefunden wurden.

Weitere Begleitgalaxien wurden mit größeren Teleskopen, ausgestattet mit Optiken für ein weites Sichtfeld, mit gegenüber Fotoplatten empfindlicheren CCD-Bildsensoren und mittels durch Computer automatisierter Bildauswertungen entdeckt, beispielsweise die Galaxien Andromeda XI-XIII[57] mithilfe der Megacam des CFHT. Diese Untersuchung[57] ließ auch eine Abschätzung zu, dass sich 25-65 Satellitengalaxien um die Andromedagalaxie befinden müssten. Mit diesem Teleskop wurde in der Folgezeit auch die Galaxien Andromeda XXI–XXVII[58][59] entdeckt, weitere mittels SDSS und Pan-STARRS. Seit dem Jahr 2013 sind 40 kleinere Galaxien bekannt, die M 31 umgeben. Bei fast allen diesen Galaxien ist die gravitative Bindung an die erheblich schwerere Andromedagalaxie nachgewiesen. Die meisten Satellitengalaxien von M 31 sind kugelförmig oder irregulär geformt. Viele befinden sich in einer Ebene[60] und sind deshalb möglicherweise die Überreste einer weit zurückliegenden Verschmelzung von M 31 mit einer anderen Galaxie.[61]

Eigenbewegung

Die Bewegung der Andromedagalaxie in Bezug auf die Milchstraße berechneten Jaan Einasto und Donald Lynden-Bell im Jahr 1982; sie ermittelten eine Radialgeschwindigkeit von 123 km/s und eine Transversalgeschwindigkeit von 60 km/s.[62] Dieser Wert der Radialgeschwindigkeit stimmte mit dem Ergebnis von John N. Bahcall und Scott Tremaine aus dem vorigen Jahr überein,[63] und neuere Untersuchungen zeigen, dass die Andromedagalaxie sich dem Milchstraßensystem mit einer Radialgeschwindigkeit von 114 km/s (ca. 410.000 km/h) nähert.[64] Der Wert von 114 km/s unterscheidet sich von der heliozentrischen Radialgeschwindigkeit, d. h. der Geschwindigkeit, mit der sich M 31 auf die Sonne zubewegt. Da die Sonne ihrerseits um das galaktische Zentrum der Milchstraße kreist und sich dabei derzeit auf M 31 zubewegt, liegt die heliozentrische Radialgeschwindigkeit von M 31 mit etwa 300 km/s (ca. 1 Mio. km/h) deutlich höher.

Die Transversalgeschwindigkeit von M 31 konnte im Jahr 2012 erstmals anhand von präzisen Sternfeld-Untersuchungen innerhalb der Galaxie mit dem Hubble-Weltraumteleskop gemessen werden.[65] Die Messungen ergeben eine Tangentialgeschwindigkeit von 17 km/s und bestätigen damit zwischenzeitliche Schätzungen, dass diese 20 km/s nicht wesentlich übersteigt.[29] Zudem ergab sich eine etwas kleinere Radialgeschwindigkeit von 109 km/s. Untersuchungen der Satellitengalaxien von M 31 aus dem Jahr 2016 deuten hingegen auf eine höhere Transversalgeschwindigkeit von 150 km/s hin; Messungen mit dem Astrometriesatelliten Gaia liegen etwas darunter.[66][67] Nach der Entdeckung von H2O-Masern im Jahr 2011 scheint eine genauere Messung der Eigenbewegung, wie dies bereits im Fall des Dreiecksnebels gelang, in naher Zukunft möglich zu sein.[68]

Computersimulationen lassen erwarten, dass die Andromedagalaxie in vier bis zehn Milliarden Jahren mit der Milchstraße kollidieren wird und beide zu einer elliptischen Galaxie oder, durch eine besondere Form der Wechselwirkung von Galaxien, zu einer Polarring-Galaxie verschmelzen werden.[69][70]

Masse und Rotation

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Rotationskurve von M31. Optisch[71] (orange)
und anhand der HI-Linie[72] (blau)
ermittelten Rotationsgeschwindigkeiten

Eine Masse der Andromedagalaxie von 4,5 Milliarden Sonnenmassen (M☉) bedingte das im Jahr 1922 von Ernst Öpik entworfene Modell, um konzentrische Bahnen und Umlaufgeschwindigkeiten ihrer Sterne zu erklären.[38] Einen ähnlichen Wert berechnete auch Hubble unter Berücksichtigung seiner Entfernungsbestimmung.[73] Rund 10 Jahre später ermittelten Horace Babcock sowie Arthur Bambridge Wyse und Nicholas Mayall mit verfeinerten Methoden eine deutlich höhere Masse von rund 1.0e11 M☉.[74][75] Mit der durch Baade berichtigten Entfernung von rund 2,3 Millionen Lichtjahren berechnete Maarten Schmidt im Jahr 1957 dann eine Masse von 3.4e11 M☉, 94 % davon innerhalb eines Radius von 44 kpc.[71]

Während Öpik ein konstantes Massendichte-Leuchtkraftdichte-Verhältnis für sein Modell voraussetzte[38] und Schmidt dieses als mit seinen Beobachtungen vereinbar ansah,[71] gelangten Babcock, Wyse und Mayall zu einem anderen Ergebnis. Sie folgerten aus der Rotationskurve, die für größere Distanzen einen nahezu horizontalen Verlauf hat, dass ein Großteil der Masse in diesem Bereich vorhanden sein muss. Ein Vergleich mit dem im Außenbereich abnehmenden Helligkeitsverlauf zeigte ein dort deutlich zunehmendes Massendichte-Leuchtkraftdichte-Verhältnis. Sie überlegten ob Absorption,[74] eine neue Dynamik[74] oder eine wenig leuchtende Materieart[75] die Ursache sei. Vera C. Rubin und Kent Ford bestätigten im Jahr 1970 das Phänomen[76] und fanden es in der Folgezeit bei einer Reihe von Spiralgalaxien;[77] Rubin sah das als Evidenz für Dunkle Materie in den Außenbereichen der Spiralgalaxien.[78]

Die Massebestimmung anhand von Rotationskurven wurde ab Ende der 1950er Jahre – nachdem am Anfang des Jahrzehnts Radioemissionen des Andromedanebels entdeckt wurden[79][80] – auch radioteleskopisch an der HI-Linie umlaufender neutraler Wasserstoffwolken durchgeführt.[81] Diese Untersuchungen ergaben zum einen eine verformte Scheibenstruktur der Andromedagalaxie, zum anderen eine etwas höhere Masse im Bereich kleiner 30 kpc von 2.5e11 M☉.[82] Spätere Untersuchungen zeigten, dass sich auch die Spiralstruktur in der HI-Emission feststellen lässt, und unter deren Berücksichtigung keine zusätzliche, nichtleuchtende Masse bis zu einem Radius von 28 kpc erforderlich ist.[83] Für einen größeren Radius von 159 kpc um das Zentrum der Andromedagalaxie ergibt sich extrapoliert eine Masse 10e11 M☉ oder, noch weiter gefasst, 13e11 M☉.[84][72] Die Autoren einer dieser Studien sehen den Kenntnisstand sowohl im Einklang mit postulierter Dunkler Materie, alternativ auch in Übereinstimmung mit einer modifizierten newtonschen Dynamik.[72]

Bereits im Jahr 1936 überlegte Edwin Hubble, dass für die Mitglieder der lokalen Gruppe eine Massenbestimmung aus den einzelnen, leicht zu bestimmenden Radialgeschwindigkeiten ableitbar ist.[54] Zwei verschiedene derartige Methoden wurden in Untersuchungen um das Jahr 1980 verglichen. Die Methoden lieferten unterschiedliche Größenordnungen, 1 … 2e11 M☉ unter der Anwendung des Virialsatzes und 13e11 M☉, was erheblich besser mit extrapolierten Messungen an HI-Gebieten übereinstimmt.[85][63] Die Bewegung zwischenzeitlich gefundener Andromeda-Satellitengalaxien sowie im Außenbereich der Andromedagalaxie liegende Kugelsternhaufen und planetarische Nebel wurden im Jahr 2000 zur Massenbestimmung des Halos der Galaxie herangezogen, womit sich eine Gesamtmasse von 12e11 M☉ bei einer Skalenlänge von nun 90 kpc ergab.[86] Auch zur Erklärung der in dieser Zeit entdeckten Sternströme um die Andromedagalaxie ist eine Masse von 7.5e11 M☉, nach neueren Untersuchungen von 21e11 M☉, erforderlich.[87][88] Eine jüngere Vermessung im äußeren Halo befindlicher Kugelsternhaufen liefert mit 12 … 16e11 M☉ ähnliche Resultate.[89] Die im Jahr 2017 abgeschlossenen Untersuchungen der dreidimensionalen Bewegung der Andromedagalaxie und des Dreiecksnebels mithilfe des Hubble-Weltraumteleskops ergaben eine Masse von 14e11 M☉ mit einer Unsicherheit von etwa einem Faktor 2.[90] In einer im Jahr 2018 verfassten Studie wird ein Überblick über eine Vielzahl vorangegangener Untersuchungen gegeben und aufgezeigt, dass sich alle deren Schätzwerte für die Masse der Andromedagalaxie zwischen 0,7 und 2,5 Billionen Sonnenmassen bewegen.[4]

Halo

Langbelichtete Aufnahme von M 31, rechts teilweise invertiert, zur Verdeutlichung der Struktur des Halos: Nomenklatur[91] der Sternströme und Kontour des „Giant Stream“ (GS)

Die Helligkeit beziehungsweise die Sterndichte des Halos nimmt reziprok zur 4. Potenz des Abstandes vom Zentrum ab.[92] Im Jahr 2001 wurde ein großer Sternstrom im Halo der Andromedagalaxie entdeckt,[93] ein weiterer wurde später auch im nordwestlichen Bereich der Galaxie gefunden, der sich über 100 kpc ausdehnt;[94][59] selbst in einem Abstand von 165 kpc (500.000 Lichtjahren) vom Zentrum sind noch Sterne nachweisbar.[95][5] Dies erfolgte durch spektroskopische Zuordnung von einzelnen roten Riesensternen mithilfe des 10 Meter durchmessenden Keck-Teleskops, da eine unmittelbare Aufzeichnung des Halos aufgrund des Helligkeitsabfalls nur im nahen Umfeld der Galaxie möglich ist.[5]

Bis zu einer Entfernung von beinahe 300 kpc vom Zentrum, dem viralen Radius, sind die ionisierten Elemente Silizium und Kohlenstoff nachweisbar[96][97] und möglicherweise 1e10 M☉ an Gas.[98] Diese Entdeckung gelang, indem mithilfe des Hubble-Weltraumteleskops und des Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer die charakteristische Absorption dieser Elemente im Ultraviolettspektrum des Lichts dahinterliegender Quasare festgestellt wurde.[98]

Ob sich Dunkle Materie im Halo der Andromedagalaxie oder der Milchstraße durch MACHO manifestiert, wurde über den Mikrolinseneffekt seit den 1990er Jahren untersucht. Viele Observatorien versuchten, diesen Effekt zu beobachten, unter anderem mit dem Mayall Telescope, dem Isaac Newton Telescope, dem Télescope Bernard Lyot, dem Himalayan Chandra Telescope, dem Vatican Advanced Technology Telescope, dem Pan-STARRS und dem Cassini-Teleskop in Loiano. Die Resultate bis zum Jahr 2015 deuten darauf hin, dass wahrscheinlich weniger als 30 % der Masse des Halos aus MACHOs besteht.[99][100] Insbesondere die Annahme Primordialer Schwarzer Löcher als wesentlicher Bestandteil konnten mithilfe der Hyper-SuprimeCam des Subaru-Teleskops untersucht und widerlegt werden.[101]

Staub- und Gasstruktur

Infrarot-Emission von M 31. Links: Der Wellen­längen­bereich 24-160 µm aufgenommen mithilfe des Spitzer-Weltraum­tele­skops; die 1–1,5 kpc Ringstruktur erscheint aufgrund ihrer höheren Temperatur in dieser Abbildung blaugrün. Rechts: Der Wellen­längen­bereich 250-500 µm aufgenommen mithilfe des Herschel-Weltraumteleskops; der 10-kpc-Ring erscheint in dieser Darstellung weißlich, der gut erkennbare weiter außen liegende Staub aufgrund der geringeren Temperatur bräunlich.

Arthur Stanley Eddington wies im Jahr 1914 auf die dunklen Bänder hin, die Spiralnebel durchziehen, und interpretierte sie als absorbierende Materie in den Nebeln.[23] Edwin Hubble erkannte bald darauf, dass es sich dabei nur um Staub vielleicht gepaart mit Gas handeln kann.[102] Erste direkte Beobachtungen des nur im Infrarot leuchtenden kalten Staubs und darauf aufbauende quantitative Auswertungen gelangen Anfang der 1980er Jahre durch Überwindung der störenden Atmosphäre mithilfe des Infrared Astronomical Satellite. Damit wurde M 31 im Jahr 1984 im Wellenlängenbereich von 12–100 µm untersucht, woraus eine Staubmasse von 3.000 M☉ errechnet wurde.[103] Nachfolgende Beobachtungen mithilfe des Infrared Space Observatory im Jahr 1998 ergaben eine Staubmasse von 3e7 M☉, überwiegend mit einer Temperatur von 16 Kelvin in einem Ring mit einem Radius von 10 kpc und einem schwächeren in 14 kpc um das Zentrum; nahe dem Zentrum hat der Staub eine Temperatur von 28 Kelvin.[104] Die Analysen mithilfe des Infrared Space Observatorys wurden anhand genauerer Abbildungen im Jahr 2006 unter Verwendung des Spitzer-Weltraumteleskops und im Jahr 2012, erweitert auf 500 µm Wellenlänge mithilfe des Herschel-Weltraumteleskop, weitgehend bestätigt.[105] Es zeigte sich, dass die Galaxie 5.8e7 M☉ Masse an Staub aufweist, von denen 78 % in den zwei Ringen enthalten sind.[106] Die Aufnahme des Spitzer-Weltraumteleskops zeigt einen Ring nahe dem Zentrum mit einem Durchmesser von 1–1,5 kpc, der etwa 0,5 kpc dezentriert ist.[107] Es fand sich zudem ein weiterer Staubring im Radius von 5,6 kpc, die Ausdehnung des „10-kpc-Rings“ wurde bis auf 11,2 kpc beziffert,[108] und eine überlagerte Spiralstruktur wurde festgestellt.[105] Der Staub setzt sich zu 75 % aus Silicaten und Siliciumdioxid und zu 25 % aus kohlenstoffhaltigen Verbindungen zusammen. Polycyclische aromatische Kohlenwasserstoffe haben darin einen Anteil von 4 %. Die höhere Temperatur des Staubes im Zentrum entsteht durch die intensivere Strahlung der dort dichter auftretenden Sterne.[108]

Erste Untersuchungen der Masse von nicht ionisiertem Wasserstoff (HI) aus den 1950er Jahren ergaben 4e9 M☉, und seine Verteilung zeigt einen ausgeprägten Ring in einem Radius von 11 kpc um das Zentrum von M 31.[81] Nach neueren Untersuchungen beträgt sie mit 5.4e9 M☉ etwa das 100-fache der Staubmasse.[72] Etwas weniger als 10 % des Wasserstoffs sind dabei H2-Moleküle, 3.6e8 M☉ innerhalb eines Radius von 18 kpc.[109][110][111]

Magnetfelder

M31 aufgenommen mithilfe des Radioteleskops Effelsberg: Zentrum und 10-kpc-Ring treten hervor. Das aus der Polarisation ermittelte Magnetfeld ist überlagert dargestellt.

Polarisiertes Licht aus Bereichen von M 31 wurde im Jahr 1942 entdeckt.[112] Untersuchungen mithilfe des 300-foot-Radio-Telescope[113] und des One-Mile Telescope[114] ergaben in den 1960er Jahren Hinweise auf galaxieweite Magnetfelder. Durch eine Beobachtung von Polarisation auch im Radiobereich konnten diese Magnetfelder mit dem Westerbork Synthesis Radio Telescope und dem Radioteleskop Effelsberg nachgewiesen werden: Als einzige plausible Ursache der Polarisation blieb eine Synchrotronstrahlung, die von dem Magnetfeld hervorgerufen wird.[115][116][117] Die Entstehung des Magnetfeldes kann durch einen Dynamo-Effekt in der galaktischen Scheibe beschrieben werden.[118] Weitere Untersuchungen folgten, auch unter Hinzunahme des Very Large Array, im Frequenzbereich von 350 MHz bis 8,4 GHz.[119] Sie untermauern ein entkoppeltes Zentrum.[120]

Sterne

Edwin Hubble erkannte in den 1920er Jahren, dass das Erscheinungsbild fast aller Galaxien durch wenige Typen klassifiziert werden kann und hat dabei die Andromedagalaxie als balkenlose Spiralgalaxie mit einem markanten Zentralbereich typisiert, mit „Sb“ bezeichnet.[121] Im Jahr 1942 gelang es Walter Baade mithilfe des größten damals verfügbarem Teleskop, dem Hooker-Teleskop mit 100 Zoll Apertur, erstmals einzelne Sterne auf Fotografien des Zentralbereichs der Andromedangalaxie zu erkennen. Dabei zeigte sich, dass die Sterne von Spiralgalaxien aus zwei unterschiedlichen Populationen gebildet sind, im Unterschied zu den elliptischen Satellitengalaxien.[122] Die Masse der Sterne bis zu einer Entfernung von 30 kpc vom Zentrum beträgt 10.3e10 M☉.[123][124] Sie verteilen sich auf verschiedene Komponenten:[125]

  • sphärischer Bulge,
  • kasten-/erdnussförmiger Bulge bzw. innerer dickerer Teil des Balkens,
  • äußerer, dünnerer Teil des Balkens,
  • Scheibe und
  • Halo,

wobei es zum Vorhandensein des Balkens widersprüchliche Untersuchungen gibt.[126] Etwa ein Viertel der Sterne befindet sich im sphärischen Bulge[127] und bewegt sich darin zufällig.[128] Ihre Dichte fällt im Bereich 0,2–20 kpc reziprok zur 4. Potenz des Abstandes zum Zentrum ab,[127] so dass ab etwa 1,2…2 kpc die Helligkeit der Scheibe überwiegt.[129][128]

Spiralarme von M 31 nach Baade,[130] Entfernung vom Zentrum[131]
Gestreckte Abbildung Arm Entfernung Arm Entfernung
N1 3,4′ 0,7 kpc S1 1,7′ 0,4 kpc
N2 8,0′ 1,7 kpc S2 10,5′ 2,1 kpc
N3 25,0′ 5,3 kpc S3 30,0′ 6,3 kpc
N4 50,0′ 11,0 kpc S4 47,0′ 9,9 kpc
N5 70,0′ 15,0 kpc S5 66,0′ 14,0 kpc
N6 91,0′ 19,0 kpc S6 95,0′ 20,0 kpc
N7 110,0′ 23,0 kpc S7 116,0′ 24,0 kpc

Die Scheibe weist eine den Typus der Galaxie prägende Spiralstruktur auf. Diese Spiralstruktur der Scheibe wurde im Jahr 1926 anhand einer Streckung einer Aufnahme von M 31, wie sie einer Draufsicht entspricht, von John H. Reynolds verdeutlicht und näher untersucht.[132] In den 1960er Jahren tabellierte Baade die von ihm erkannten Spiralarme anhand ihres Durchgangs an dem südlichen und nördlichem Abschnitt der Hauptachse;[130] Halton Arp belegte den Verlauf der durch Sterne gebildeten Spiralarme anhand von mit den Sternen einhergehenden Emissionsnebeln und approximierte den Verlauf der Arme durch logarithmische Spiralen.[133] Die Spiralstruktur wurde in der Folgezeit auch im Infrarot entdeckt, als Ring-Spiral-Mischform interpretiert[105] und noch eingehender untersucht: Die beobachteten Spiralsegmente lassen sich nicht klassisch durch Dichtewellen erklären; vielmehr muss eine äußere Störung in Betracht gezogen werden, zum Beispiel eine Interaktion mit einer Satellitengalaxie.[134]

Aufnahme der ultravioletten Strah­lung von M31 durch GALEX. Ringe mit heißen jungen massiven Sternen er­schei­nen blau-weiß. Dunkelblaue und graue Streifen deuten auf kalten Staub hin, in dem gerade Sterne entstehen. Das orange-weiße Zentrum weist auf überwiegend kältere alte Sterne hin.

Das Alter der Sterne wurde durch UV-Aufnahmen mittels GALEX untersucht. Sie zeigen, dass zwischen Bulge und 5-kpc-Ring in den letzten 500 Millionen Jahren nur minimale Sternentstehung stattgefunden hat.[135] Eine spektroskopische Untersuchung mithilfe des Harlan-J.-Smith-Teleskops ergab, dass 80 % der Sterne im Bulge ein Alter zwischen 11 und 13 Milliarden Jahren und eine hohe Metallizität aufweisen, wobei die Metallizität im Balken abweicht. In der Scheibe befinden sich viele Sterne mit einem Alter von 3-4 Milliarden Jahren,[136] wobei der Außenbereich der Scheibe von Sternen mit einem Alter zwischen 4 und 8 Milliarden Jahren dominiert wird[137] und auch Sterne mit einem Alter bis zu 13 Milliarden Jahren zu finden sind.[138] Neuere Untersuchungen zeigen eine erhöhte Sternentstehung vor 2 Milliarden Jahren.[139] Die Sternentstehung findet gegenwärtig hauptsächlich in dem 10-kpc-Ring statt, wie mithilfe des Hubble-Weltraumteleskop festgestellt wurde.[140]

Kugelsternhaufen

Bereits Anfang der 1930er Jahre erkannte Edwin Hubble, dass 140 hervortretende Objekte in der Andromedagalaxie wahrscheinlich Kugelsternhaufen sind, wenngleich sie sich in ihrer Leuchtkraft stärker unterschieden und für die von ihm angenommene Entfernung etwa 0,8-2,0 mag zu lichtschwach waren.[141] Eine von Milton Lasell Humason exemplarisch durchgeführte Spektroskopie brachte kurz darauf einen weiteren Beleg.[142] Walter Baade entdeckte in der Folgezeit rund 100 weitere Kugelsternhaufen, die im Jahr 1945 publiziert wurden. Dabei wurde wiederum eine verminderte Helligkeit mit diesmal 2,5 mag festgestellt,[143] die Baade dann rund 10 Jahre später durch eine berichtigte Entfernung auflösen konnte.[45] Eine Vielzahl weitere Kandidaten wurde in den 1980er Jahren mithilfe automatisierter Durchmusterungen nach typischem Erscheinungsbild[144] oder Spektrum[145] ermittelt. Hierbei wurde die stärkere Streuung der Leuchtkraft im Vergleich zu den Kugelsternhaufen der Milchstraße bestätigt.[145] Seit Anfang des 21. Jahrhunderts sind unter Nutzung des Hubble-Weltraumteleskops über 250 Kugelsternhaufen nachgewiesen, womit insgesamt etwa 460 Kugelsternhaufen in der Andromedagalaxie vermutet werden.[146] Von ihnen ist Mayall II nicht nur der größte seiner Galaxie, sondern der gesamten Lokalen Gruppe. Im Jahr 2005 wurden in der Andromedagalaxie drei Sternhaufen eines gänzlich neuen Typs entdeckt. Bei einer vergleichbaren Anzahl an Sternen unterscheidet er sich von zuvor bekannten Kugelsternhaufen durch seine größere Ausdehnung und somit geringere Dichte.[147][148]

In der Altersstruktur der Kugelhaufen unterscheidet sich die Andromedagalaxie grundlegend von der Milchstraße. Während die galaktischen Kugelsternhaufen eine geringe Altersdispersion aufweisen, gibt es in der Andromedagalaxie Kugelsternhaufen in zumindest drei Altersgruppen: zum einen solche, die so alt wie die Galaxie selbst sind, daneben auch deutlich jüngere mit einem Alter von wenigen hundert Millionen Jahren und schließlich eine kleine dritte Gruppe mit Kugelsternhaufen, deren Alter etwa 5 Milliarden Jahre beträgt.[149] Die jungen Kugelsternhaufen befinden sich in den Sternentstehungsgebieten der galaktischen Scheibe, insbesondere im 10-kpc-Ring,[150] während sich die alten im Halo befinden.[151]

Die Kugelsternhaufen im Halo mit einer Entfernung von mehr als 25 kpc rotieren ausgerichtet wie die Sternscheibe. Des Weiteren befinden sich im Halo zwei Populationen von Kugelsternhaufen, die senkrecht zueinander rotieren.[152]

Zentralregion

Der markante Kern der Andromedagalaxie wurde ab Ende der 1950er Jahre eingehender untersucht. Er weist einen scheinbaren Durchmesser von etwa 5 Bogensekunden auf und ähnelt teilweise einem Kugelsternhaufen, jedoch mit hundertfach höherer Masse, zwanzigfach höherer Leuchtkraft, einer elliptischen Form und einem abweichenden Farbverlauf.[153][154] Die Umlauf­geschwindigkeit der Sterne um den Mittelpunkt weist bei einem Radius von 2,2 Bogensekunden einen hohen Wert von 87 km/s auf, gefolgt von einem Minimum nahe Null bei etwa dem doppelten Radius.[153] Erste hochaufgelöste Untersuchungen des Kerns, durchgeführt mit dem ballongetragenen Stratoscope II, zeigten Anfang der 1970er Jahre im gemessenen Helligkeitsverlauf keine Hinweise auf ein Schwarzes Loch.[155] Spektroskopische Analysen der zentralen Sterngeschwindigkeiten aus dieser Zeit ergaben eine Masse des Kerns von 6e9 M☉[76] oder nach dem Virialsatz 1.8e8 M☉[156] und Berechnungen zeigten, dass ein supermassives Schwarzes Loch denkbar ist.[157]

Aufnahme des Zentrums von M 31 mithilfe des Hubble-Welt­raum­tele­skops und Modell (unten rechts, gegen­über der Auf­nahme ver­größert dar­gestellt) des Nucleus, eine Scheibe aus eng um das Schwarze Loch umlaufenden blauen Sternen und elliptisch um­lau­fende rote Sterne

Hinweise auf ein Schwarzes Loch fanden sich in Untersuchungen Ende der 1980er Jahre.[158][159] Erste Aufnahmen mit der hochauflösenden Kamera des Hubble-Weltraumteleskops zeigten, dass das Zentrum zwei Helligkeitsmaxima aufweist.[160] Man dachte deshalb lange Zeit, die Andromedagalaxie besitze einen doppelten Kern, bestehend aus zwei supermassiven Schwarzen Löchern und ein paar Millionen dicht gepackter Sterne. Dabei wurde vermutet, dass eines der beiden Schwarzen Löcher aus einer früheren Kollision mit einer anderen Galaxie stamme. Neuere Daten des Hubble-Weltraumteleskops aus dem Jahr 2005 lassen allerdings nur den Schluss zu, dass der Kern aus einem Ring älterer roter und einem Ring jüngerer blauer Sterne besteht, die im Gravitationsfeld eines supermassiven Schwarzen Loches gefangen sind. Die Umlauf­geschwindigkeiten der Sterne erreichen 1700 km/s bei einem Abstand von 0,05 Bogensekunden beziehungsweise 0,19 Parsec, was sich nur durch ein Schwarzes Loch mit einer Masse von etwa 1.4e8 M☉ erklären lässt.[161][162][163] Die nachfolgende Entdeckung einer das Zentrum umkreisenden Wasserstoffscheibe und Untersuchungen von deren Rotationsgeschwindigkeit anhand der Hα-Linie ergaben einen etwas geringeren Wert von 5e7 M☉.[164] Mit angenommenen 100 Millionen Sonnenmassen ist das Schwarze Loch im Zentrum von Andromeda rund 24-mal so massereich wie das Schwarze Loch Sagittarius A* im Galaktischen Zentrum der Milchstraße.[165]

Röntgenquellen nahe dem Zentrum von M 31, aufgenommen mit dem Chandra-Weltraumteleskop; vergrößert unten rechts: Alternierende Bilder des Zentrums aus dem Jahr 2006 und aus der Zeit zuvor, worin das supermassive Schwarze Loch 2006 aufleuchtet.

Weitere Eigenschaften der Zentralregion wurden durch Beobachtung in anderen Spektralbereichen ermittelt. Im nur außerhalb der Atmosphäre beobachtbaren Röntgenbereich wird die Andromedagalaxie seit Anfang der 1970er Jahre untersucht, beginnend mit dem Satelliten Uhuru.[166] Im Zentrum der Galaxie sind eine Reihe von Strahlenquellen auszumachen, die seit dem Jahr 2000 mithilfe des Chandra-Weltraumteleskops separiert abgebildet werden können.[167] Dabei handelt es sich vermutlich um diffuses heißes Gas, Kugelsternhaufen, Supernovaüberreste, Planetarische Nebel und Sterne, weiterhin auch Neutronensterne und Schwarze Löcher, die Begleitsternen Material entziehen.[168] Auch das supermassive Schwarze Loch ist darauf zu erkennen, wobei es eine vergleichsweise geringe Leuchtstärke aufweist; ein Aufleuchten im Jahr 2006 und ein anschließender Rückgang auf ein erhöhtes Stralungsniveau konnten in einer Studie aus dem dem Jahr 2011 noch nicht abschließend physikalisch erklärt werden.[169] Unmittelbar um das Schwarze Loch fehlt das Gas der Gaswolke im Zentrum, wie eine Radiointerferometrie zeigte.[170] Kombinierte Untersuchungen mit den Röntgenteleskopen XMM-Newton und Chandra legen nahe, dass das Schwarze Loch vor 500.000 Jahren einen aktiven Galaxienkern gebildet haben könnte.[171]

Interaktionen mit Satellitengalaxien

Die Untersuchung der Ringstruktur im Infrarot lässt auch Rückschlüsse auf deren Entstehung zu: Der dezentrierte 1- bis 1,5-kpc-Ring und der 10-kpc-Ring könnten von einem 210 Millionen Jahre zurückliegenden Durchgang von M 32 durch die Scheibe von M 31 verursacht sein.[107]

Die Untersuchungen der Kugelsternhaufen weisen auf mehrere Interaktionen hin.[149][152] So macht die Altersstruktur der Kugelsternhaufen wie auch die Altersstruktur der übrigen Sterne eine Interaktion vor 5 Milliarden Jahren plausibel; auch die einige hundert Millionen Jahre alten Kugelsternhaufen könnten durch eine Absorption einer Begleitgalaxie erklärt werden.[149] Ferner weist eine Analyse der Orbitale auf zumindest zwei Ereignisse hin, eines mehrere Milliarden Jahre zurückliegend, sowie eines in der jüngeren Vergangenheit.[152]

Der Sternstrom und weitere beobachtete Eigenschaften des Halo deuten auf eine Kollision mit M 32 vor 2 Milliarden Jahren[172] und/oder einen dichten Vorbeiflug von M 33 etwa zur gleichen Zeit hin.[94] Untersuchungen der Eigenbewegung von M 33 mithilfe des Astrometriesatelliten Gaia sprechen jedoch gegen eine zurückliegende Kollision.[173]

Beobachtbarkeit

M 31 gehört mit dem Dreiecksnebel (M 33) zu den entferntesten, mit bloßem Auge sichtbaren Objekten. In klaren, dunklen Nächten ist die Andromedagalaxie von Standorten mit fehlender oder nur geringer Lichtverschmutzung als verschwommener, schwacher Lichtfleck („Nebel“) auszumachen. Man sieht dabei im Wesentlichen nur den helleren Zentralbereich von M 31,[174] das Zentrum ähnelt einem Stern 5. Magnitude.[175] M 31 lässt sich am besten im Herbst beobachten, die Kulmination für 10° Ost ist am 22. Oktober, 23 Uhr.[174] Mit einem Fernglas 10 × 50 zeigt sich die Zentralregion umgeben von einem länglichen Bereich,[174] mit einer scheinbaren Größe von 3,5°×1°.[175] Bei einem dunklen Landhimmel lassen sich so auch die markantesten Staubbänder erkennen.[174] Die Strukturen treten mit Teleskopen größerer Apertur stärker hervor.[174][176] Die Kugelsternhaufen in der Galaxie lassen sich in Teleskopen mit einer Apertur von mindestens 30 cm beobachten.[177]

Die Galaxie erstreckt sich über einen Himmelsbereich mit etwa 3° (180′) scheinbarem Durchmesser, mehrfach größer als der Vollmond (rund 30′).

  • Lage der Andromedagalaxie im Sternbild Andromeda
    Lage der Andromedagalaxie im Sternbild Andromeda
  • Die Aufnahme gibt einen Eindruck, wie der Andromedanebel dem bloßen Auge erscheinen kann
    Die Aufnahme gibt einen Eindruck, wie der Andromedanebel dem bloßen Auge erscheinen kann
  • Fotomontage zum Vergleich der scheinbaren Größe mit dem Mond
    Fotomontage zum Vergleich der scheinbaren Größe mit dem Mond

Rezeption

In der Science-Fiction ist die Andromedagalaxie häufiger Schauplatz. Nachfolgend sind hierfür einige Beispiele genannt:

  • Die Heftromanserie Perry Rhodan verlagert Handlungsebenen in die Andromedagalaxie.
  • In der Fernsehserie Andromeda ist die Andromedagalaxie einer der Schauplätze.
  • In einer Episode von Raumschiff Enterprise wird die Enterprise von Außerirdischen aus der Andromedagalaxie gekapert, die dorthin zurückkehren wollen.[178]
  • In dem Roman Mutanten auf Andromeda von Klaus Frühauf reist eine irdische Expedition in die Andromedagalaxie und besteht dort Abenteuer.
  • In der Romanserie Die stummen Götter von Arne Sjöberg befindet sich das letzte Refugium der mysteriösen Tantaliden auf einem Planeten im Andromedanebel.
  • Der SF-Roman Das Mädchen aus dem All von Iwan Jefremow verortet die Herkunft eines abgestürzten Raumschiffes im Andromedanebel.
  • Das Computer-Spiel Mass Effect: Andromeda spielt in der Andromedagalaxie.
Commons: Andromedagalaxie – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien
Wiktionary: Andromedagalaxie – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen

Literatur

Allgemein

Teilgebiete

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Einzelnachweise

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