Messier 33 – Die Dreiecksgalaxie

(NGC 598, Triangulum Galaxy)
M33_s
Ort: Schwedt, Datum: 23.09.2025, 21:48 MESZ- 24.09.2025, 00:36 Uhr MESZ
Teleskop: Seestar S50, 540 Lights je 10 Sekunden (1h 30m), Bilder im RAW-Format (4K), Tauschutzfunktion eingeschaltet
Gestapelt mit Seestar APP, Deep Sky Stacking; leicht bearbeitet mit Apple FOTOS APP

Allgemeines
Die Spiralgalaxie Messier 33 (M 33), auch bekannt als NGC 598 oder Triangulum-Galaxie, befindet sich im gleichnamigen Sternbild Triangulum (Dreieck). Sie ist mit einer Entfernung von etwa 2,7 – 3,0 Millionen Lichtjahren das drittgrößte Mitglied der Lokalen Gruppe, zu der auch die Milchstraße und die Andromedagalaxie (M 31) gehören. Aufgrund ihrer Nähe und günstigen Orientierung bietet M 33 einen der detailreichsten Einblicke in die Struktur, Dynamik und Sternentstehung einer fremden Spiralgalaxie.

Entdeckung & Beobachtungsgeschichte
  • Erste Erwähnung: Wohl bereits von Giovanni Battista Hodierna um 1654 beobachtet;
  • Wiederentdeckung: 1764 durch Charles Messier;
  • NGC-Bezeichnung: NGC 598 im New General Catalogue von John Dreyer (1888).
  • Sichtbarkeit: Mit einer scheinbaren Helligkeit von etwa 5,7 mag ist M 33 unter sehr dunklem Himmel gerade noch mit bloßem Auge sichtbar – sie zählt damit zu den fernsten Objekten, die ohne optische Hilfsmittel erkennbar sind.

Morphologie und Struktur
  • Klassifikation: SA(s)cd – eine locker gewundene Spiralgalaxie ohne zentralen Balken;
  • Durchmesser: ca. 60.000 Lichtjahre;
  • Neigung: etwa 54° zur Sichtlinie;
  • Gesamtmasse: rund 5 × 10¹⁰ Sonnenmassen;
  • Rotationsgeschwindigkeit: maximal etwa 120 km/s;
  • Zentrales Schwarzes Loch: keine Hinweise auf ein massereiches zentrales Schwarzes Loch (> 10⁶ M☉), was sie deutlich von M 31 und der Milchstraße unterscheidet.
Die Galaxie zeigt eine auffallend flache Scheibenstruktur mit nur schwach ausgeprägtem Bulge. Ihre Spiralarme sind locker, asymmetrisch und durchzogen von großflächigen Staubbahnen und hellen H II-Regionen.

Sternentstehung und interstellares Medium
M 33 gilt als eine der aktivsten Sternentstehungsgalaxien der Lokalen Gruppe. Ihre Gesamt-Sternentstehungsrate (SFR) wird auf 0,3 – 0,7 Sonnenmassen pro Jahr geschätzt.
Besonders bemerkenswert ist die gewaltige H II-Region NGC 604, ein riesiges Sternentstehungsgebiet mit einem Durchmesser von über 1.500 Lichtjahren – sie zählt zu den größten bekannten H II-Regionen überhaupt. In ihrem Inneren befinden sich hunderte junger, heißer O- und B-Sterne, deren energiereiche Strahlung die umgebende Wasserstoffwolke zum Leuchten anregt.
Neben NGC 604 wurden in M 33 mehrere tausend weitere H II-Gebiete katalogisiert. Ihre Häufigkeit und Helligkeit machen die Galaxie zu einem exzellenten Labor für Sternentstehungsprozesse, Gasdynamik und Feedback-Mechanismen durch Supernovae und Sternwinde.
Das interstellare Medium (ISM) der Galaxie besteht aus Wasserstoffgas, Staub und Molekülwolken, die in hoher Dichte in den Spiralarmen konzentriert sind. Beobachtungen im Radiobereich (HI-21 cm-Linie, CO-Emissionen) zeigen eine komplexe, dynamische Struktur, in der sich Gasrotation, Turbulenz und Sternbildung gegenseitig beeinflussen.

Dynamik und Wechselwirkungen
Obwohl M 33 derzeit kein Begleitersystem bekannter Größe besitzt, zeigen Bewegungsdaten und Simulationen, dass sie möglicherweise in einer gravitativen Wechselwirkung mit der Andromedagalaxie (M 31) steht. Ihre Bewegungsrichtung weist darauf hin, dass beide Galaxien in einigen Milliarden Jahren in eine Annäherungsphase treten könnten – möglicherweise als Teil der langfristigen Verschmelzung der Lokalen Gruppe.
Die Rotation der Galaxie ist sehr regelmäßig und wurde vielfach zur Kalibrierung der Tully–Fisher-Relation herangezogen, einer Methode zur Bestimmung der Entfernungen von Spiralgalaxien.

Chemische Zusammensetzung und Sternpopulationen
M 33 weist eine vergleichsweise geringe Metallizität auf, besonders in den Außenbereichen ihrer Scheibe. Diese chemische Jugendlichkeit macht sie besonders interessant für Untersuchungen der Sternentstehung in Umgebungen mit geringem Metallenanteil – also Bedingungen, die jenen im frühen Universum ähneln.
Spektroskopische Analysen zeigen Populationen aus:
  • alten Sternen (> 10 Gyr) im Halo und äußeren Scheibenbereichen,
  • jungen Sternclustern (< 100 Myr) entlang der Spiralarme,
  • zahlreichen offenen Sternhaufen und Supernova-Überresten.

Supernovae und Reste
Bisher wurde in M 33 eine bestätigte Supernova beobachtet: SN 1987A-ähnlich, Typ II. Darüber hinaus wurden über 200 Supernovaüberreste (SNRs) identifiziert, die vor allem in den Spiralarmen konzentriert sind. Diese Überreste dienen als wichtige Indikatoren für die jüngste Sternentstehungsgeschichte der Galaxie.

Beobachtung & Astrofotografie
M 33 ist eines der beliebtesten Deep-Sky-Ziele des nördlichen Himmels:
  • Position: Rektaszension 01h 33m, Deklination +30° 39′;
  • Beste Beobachtungszeit: Herbstmonate (September – Dezember);
  • Helligkeit: ~ 5,7 mag (Gesamt), jedoch mit sehr geringer Flächenhelligkeit (~ 14 mag/arcmin²).
Für visuelle Beobachter erscheint die Galaxie als zarter, ausgedehnter Nebelfleck. Astrofotografisch lässt sich ihre Spiralstruktur bereits mit kleinen bis mittleren Teleskopen erfassen; längere Belichtungszeiten (ab 3–4 Stunden) zeigen eindrucksvoll die leuchtenden H II-Regionen, Staubstrukturen und das diffuse Sternenlicht ihrer Scheibe. Schmalbandfilter (H-Alpha, OIII, SII) betonen die Nebelgebiete, insbesondere NGC 604.

Bedeutung für die Forschung
M 33 spielt eine zentrale Rolle in mehreren Bereichen der extragalaktischen Astronomie:
  • Sternentstehung in metallarmen Umgebungen
  • Kalibration der kosmischen Entfernungsleiter (Cepheiden-Beobachtungen)
  • Gasdynamik in Spiralgalaxien mit geringer Masse
  • Entwicklung galaktischer Magnetfelder
  • Vergleichsobjekt für Modelle der Milchstraße
Die Kombination aus relativer Nähe, günstiger Orientierung und fehlendem zentralen Bulge macht M 33 zu einem Schlüsselobjekt der Galaxienforschung.