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Dreiecksnebel

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Galaxie
Dreiecksnebel
{{{Kartentext}}}
Amateuraufnahme des Dreiecksnebels (Messier 33)
AladinLite
Sternbild Dreieck
Position
Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0
Rektaszension 1h 33m 51,02s [1]
Deklination +30° 39′ 36,7″ [1]
Erscheinungsbild
Morphologischer Typ SA(s)cd[2]
Helligkeit (visuell) 5,7 mag[3]
Helligkeit (B-Band) 6,2 mag[3]
Winkel­ausdehnung 70,8′ × 41,7′[1]
Positionswinkel
Inklination °
Flächen­helligkeit 14,0 mag/arcmin²[3]
Physikalische Daten
Zugehörigkeit Lokale Gruppe, Andromeda-Untergruppe
Rotverschiebung (−597 ± 10) · 10−6[2]
Radial­geschwin­digkeit (−179 ± 3) km/s[2]
Hubbledistanz
H0 = 73 km/(s • Mpc)
Entfernung 2,8 Mio. Lj /
850 000 pc [4]
Absolute Helligkeit −18,9 mag
Masse M☉
Durchmesser 50 000 – 60 000 Lj[5]
Metallizität [Fe/H] {{{Metallizität}}}
Geschichte
Entdeckung Giovanni Battista Hodierna
Entdeckungsdatum 1654
Katalogbezeichnungen
M 33 • NGC 598 • UGC 1117 • PGC 5818 • Z 502.110 • MCG +05-04-069 • IRAS 01310+3024 • 2MASX J01335090+3039357 • GC 352 • H 5.17 • h 131 •

Der Dreiecksnebel (auch als Triangulumnebel, Messier 33 und NGC 598 bezeichnet) ist eine Spiralgalaxie mit den Abmessungen 70' × 40' und der scheinbaren Helligkeit von +5,7 mag im Sternbild Dreieck. Damit ist er nach dem Andromedanebel die zweithellste Spiralgalaxie am Nachthimmel.

Beschreibung

Der Dreiecksnebel, Aufnahme im ultravioletten Spektrum.

Der Dreiecksnebel ist mit einem Durchmesser von etwa 50.000 bis 60.000 Lichtjahren[5] nach dem Andromedanebel (≈ 150.000 Lj.) und dem Milchstraßensystem (≈ 100.000 Lj.) das drittgrößte Objekt in der Lokalen Gruppe und die einzige weitere echte Spiralgalaxie neben diesen beiden.

Die Entfernung zum Dreiecksnebel beträgt knapp 3 Millionen Lichtjahre, die Masse dieser Spiralgalaxie beträgt etwa 2 % der Masse des Milchstraßensystems, entsprechend ca. 20 Milliarden Sonnenmassen, wobei die Masse auch bis 40 Mrd. Sonnenmassen betragen könnte.

Möglicherweise ist der Dreiecksnebel gravitativ an den Andromedanebel gebunden.

Eigenbewegung

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.[6] 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.

HII-Regionen

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.

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 außergewöhnlichen großen Stern, bei dem es sich wahrscheinlich um einen Blauen Riesenstern handelt.[7] Nach bisherigen Erkenntnissen von Forschern haben stellare Schwarze Löcher eigentlich eine Massenobergrenze von etwa 15 Sonnenmassen.

Sichtbarkeit

Wegen seiner großen Fläche und der daraus resultierenden geringen Flächenhelligkeit ist der Dreiecksnebel insbesondere bei Anwendung stärkerer Vergrößerungen mit dem Teleskop erstaunlich schwer zu finden. Amateurastronomen bevorzugen deshalb für die Beobachtung einen lichtstarken Feldstecher. Einzelne Beobachter berichten auch eine freiäugige Sichtung der Galaxie, was aber nur unter extrem guten Bedingungen möglich ist.

Commons: Dreiecksnebel – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise

  1. ↑ a b SIMBAD-Datenbank
  2. ↑ a b NASA/IPAC Extragalactic Database (NED)
  3. ↑ a b c Students for the Exploration and Development of Space
  4. ↑ Igor D. Karachentsev, Valentina E. Karachentseva, Walter K. Huchtmeier, Dmitry I. Makarov: A Catalog of Neighboring Galaxies. In: Astronomical Journal. Band 127, 2004, S. 2031–2068, doi:10.1086/382905 (ADS, englisch).
  5. ↑ a b David Darling: Triangulum Galaxy (M33, NGC 598). The Worlds of David Darling, 27. Februar 2008, abgerufen am 6. März 2010 (englisch).
  6. ↑ Andreas Brunthaler, Mark J. Reid, Heino Falcke, Lincoln J. Greenhill, Christian Henkel,: The Geometric Distance and Proper Motion of the Triangulum Galaxy (M33). In: Science. 307. Jahrgang, Nr. 5714, 2005, S. 1440–1443, doi:10.1126/science.1108342.
  7. ↑ Chandra Pressemitteilung vom 17. Oktober 2007
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