Der Dreiecksnebel, auch als Dreiecksgalaxie sowie als Triangulumnebel oder Messier 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 uns nächstgelegenen.
Galaxie Dreiecksnebel | ||
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Aufnahme im Visuellen mit dem 60-cm-Teleskop des Lohrmann-Observatoriums. | ||
AladinLite | ||
Sternbild | Dreieck | |
Position Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0 | ||
Rektaszension | 01h 33m 50,9s[1] | |
Deklination | +30° 39′ 37″[1] | |
Erscheinungsbild | ||
Morphologischer Typ | SA(s)cd/HII[2] | |
Helligkeit (visuell) | 5,5 mag[3] | |
Helligkeit (B-Band) | 6,2 mag[3] | |
Winkelausdehnung | 68,7/41,6[2] | |
Positionswinkel | 23°[3] | |
Flächenhelligkeit | 14,0 mag/arcmin²[3] | |
Physikalische Daten | ||
Zugehörigkeit | Lokale Gruppe, Andromeda-Untergruppe, LGG 011[4] | |
Rotverschiebung | −0,000597 ± 0,000010[2] | |
Radialgeschwindigkeit | (−179 ± 3) km/s[2] | |
Entfernung | 2,76 ± 0,11 Mio. Lj / 847.000 ± 35.000 pc [5] | |
Absolute Helligkeit | −18,9 mag | |
Durchmesser | 50.000 – 60.000 Lj[6] | |
Geschichte | ||
Entdeckung | Giovanni Battista Hodierna/ Charles Messier | |
Entdeckungsdatum | um 1654[7] | |
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 • |
Allerdings verteilt sich ihre Helligkeit auf eine größere Fläche, sodass sie unter normalen Bedingungen nicht freiäugig, sondern allenfalls im Feldstecher sichtbar ist. Daher sind im Fernrohr etwa 20 fernere Galaxien leichter zu beobachten.
Der Dreiecksnebel wurde um 1654 vom italienischen Astronomen Giovanni Battista Hodierna entdeckt und am 25. August 1764 von französischen Astronomen Charles Messier aufgezeichnet. Weitere frühe Beobachtungen wurden von Johann Elert Bode (1775), William Herschel (1784) und John Herschel (1828) gemacht.[7]
Der Dreiecksnebel ist mit einem Durchmesser von etwa 50.000–60.000 Lichtjahren[6] nach dem Andromedanebel (≈ 150.000 Lj; Halo 240 kpc) und der Milchstraße (≈ 100.000 Lj; Halo 50 kpc) das drittgrößte Objekt in der Lokalen Gruppe.
Das im Messier-Katalog als M33 geführte Objekt war nach M51 die zweite Galaxie, an der Lord Rosse 1845 mit seinem Riesenteleskop eine Spiralstruktur erahnen konnte. Die Existenz dieser Spiralarme wurde von anderen Astronomen lange bezweifelt.
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.[8]
Möglicherweise ist der Dreiecksnebel gravitativ an den Andromedanebel gebunden, von dem er etwa eine Million Lichtjahre entfernt ist.
Die Galaxie könnte möglicherweise auf den Kollisionweg der Milchstraße mit der Andromeda-Galaxie treffen.[9]
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.[10] Solche Messungen sind bisher nur für wenige Galaxien gelungen und stellen eine wesentliche Voraussetzung für dynamische Modelle der Lokalen Gruppe dar.
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.
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.
Name des Objektes[11] | Rektaszension | Deklination | mV | Entdecker | Entdeckungsdatum | alternative Bezeichnung |
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NGC 588 | 13245.501h 32m 45.5s | 2303856+30° 38′ 56″ | 13.5 | Heinrich d’Arrest | 2. Oktober 1861 | BCLMP 280 |
NGC 592 | 13311.701h 33m 11.7s | 2303842+30° 38′ 42″ | 13 | Heinrich d’Arrest | 2. Oktober 1861 | BCLMP 277 |
IC 131 | 13314.601h 33m 14.6s | 2304512+30° 45′ 12″ | 14 | Guillaume Bigourdan | 28. Oktober 1889 | BCLMP 290A |
IC 133 | 13315.201h 33m 15.2s | 2305318+30° 53′ 18″ | 14 | Guillaume Bigourdan | 28. Oktober 1889 | BCLMP 623 |
IC 132 | 13315.801h 33m 15.8s | 2305645+30° 56′ 45″ | 13.5 | Guillaume Bigourdan | 28. Oktober 1889 | |
NGC 595 | 13333.801h 33m 33.8s | 2304130+30° 41′ 30″ | 13.1 | Heinrich d’Arrest | 1. Oktober 1864 | BCLMP 49 |
IC 137 | 13338.901h 33m 38.9s | 2303121+30° 31′ 21″ | 14 | Guillaume Bigourdan | 28. Oktober 1889 | BCLMP 204, 205 |
BCLMP 62 | 13344.801h 33m 44.8s | 2304447+30° 44′ 47″ | ||||
BCLMP 25 | 1334501h 33m 45s | 2303628+30° 36′ 28″ | ||||
IC 142 | 13355.501h 33m 55.5s | 2304528+30° 45′ 28″ | 14.2 | Guillaume Bigourdan | 28. Oktober 1889 | BCLMP 301 |
IC 140 | 13358.201h 33m 58.2s | 2303300+30° 33′ 00″ | 13 | Guillaume Bigourdan | 28. Oktober 1889 | |
IC 139 | 13359.201h 33m 59.2s | 2303403+30° 34′ 03″ | 14 | Guillaume Bigourdan | 28. Oktober 1889 | BCLMP 8A |
IC 143 | 13411.101h 34m 11.1s | 2304641+30° 46′ 41″ | 14 | Guillaume Bigourdan | 28. Oktober 1889 | BCLMP 688 |
IC 135 | 13415.501h 34m 15.5s | 2303712+30° 37′ 12″ | 14 | Guillaume Bigourdan | 28. Oktober 1889 | BCLMP 88 |
IC 136 | 13413.701h 34m 13.7s | 2303335+30° 33′ 35″ | 13.7 | Guillaume Bigourdan | 28. Oktober 1889 | BCLMP 711 |
BCLMP 691 | 13416.401h 34m 16.4s | 2305155+30° 51′ 55″ | ||||
NGC 604 | 13433.201h 34m 33.2s | 2304706+30° 47′ 06″ | 12 | William Herschel | 11. September 1784 | BCLMP 680 |
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.[12] Nach bisherigen Erkenntnissen von Forschern haben stellare Schwarze Löcher eigentlich eine Massenobergrenze von etwa 15 Sonnenmassen.
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.
Gesamtliste
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