M 31

M 31

Datenbanklinks zu Andromedanebel

Galaxie
Andromedagalaxie
Andromedanebel M 31
Sternbild Andromeda
Position
Äquinoktium: J2000.0
Rektaszension 0h 42m 44,31s [1]
Deklination +41° 16′ 09,4″ [1]
Erscheinungsbild
Morphologischer Typ SA(s)b LINER  
Helligkeit (visuell) +3,5m  [2]
Helligkeit (B-Band) +4,3m  [2]
Winkelausdehnung
in arcmin x arcmin		 186,2 × 61,7  [1]
Flächenhelligkeit +13,5 
 [2]
Physikalische Daten
Zugehörigkeit Lokale Gruppe  
Rotverschiebung (1004 ± 23) ∙ 10-6  [1]
Radialgeschwindigkeit −301 ± 7 km/s  [1]
Entfernung ca. 2,5 Mio. Lj  
Masse 1,2–3,7 ∙ 1011 M☉
Durchmesser ca. 150.000 Lj
Geschichte
Entdeckung Al-Sufi
Datum der Entdeckung 905
Katalogbezeichnungen
 NGC 224 • GC 116 • MCG +7-2-16 • PGC 2557 • UGC 454 • ZWG 535.17 • Bode 3 • Flamsteed 58 • Hevelius 32 • h 50 • Ha 3.3

Die Andromeda-Galaxie (von der historischen Bezeichnung her auch Andromedanebel oder Großer Andromedanebel sowie manchmal auch fälschlich Andromeda-Galaxis genannt), ist eine Spiralgalaxie vom Typ Sb. Sie ist im M 31 und im New General Catalogue als NGC 224 verzeichnet. Am Sternenhimmel ist sie im Sternbild Andromeda zu sehen, nach dem sie benannt ist.

Inhaltsverzeichnis

Beschreibung

Die Andromeda-Galaxie ist mit einem Halo-Durchmesser von ca. einer Million Lichtjahren das größte und mit einer Gesamtmasse von 198 bis 407 Milliarden Sonnenmassen eines der beiden schweren Mitglieder der Lokalen Gruppe von Galaxien. Der Hauptgrund für diesen weiten Schätzungsbereich ist, dass der prozentuale Anteil dunkler Materie mit zunehmender Entfernung vom Zentrum der Andromeda-Galaxie sprunghaft ansteigt.[3] Neueste Untersuchungen zeigen, dass die Galaxie von einem riesigen kugelförmigen Halo aus dünn verteilten roten Riesensternen umgeben ist, wobei noch in einer Entfernung von 500.000 Lichtjahren vom Zentrum der Galaxie Sterne nachgewiesen wurden. Der Durchmesser der sichtbaren Scheibe beträgt etwa 150.000 Lichtjahre. Zum Vergleich: unsere Milchstraße hat einen Durchmesser von ca. 100.000 Lichtjahren. Nach neuesten Erkenntnissen enthält M 31 etwa eine Billion Sterne, während die Milchstraße 100 bis 200 Milliarden Sterne enthält. Die Andromeda-Galaxie ist umgeben von mehr als zehn kleineren Satellitengalaxien, von denen zwei elliptische Galaxien als M 32 und M 110 ebenfalls im Messier-Katalog verzeichnet sind. Folgende Begleiter sind bekannt:

Der Kugelsternhaufen G1 im System des Andromedanebels

Aufgrund der Nähe von M 31 und ihrer Ähnlichkeit zur Milchstraße wird sie seit langem genau untersucht. Man findet darin die gleichen Arten von astronomischen Objekten, hat jedoch „von außen“ eine bessere Sicht auf die Struktur der Spiralarme. Es sind dunkle Staubbänder (siehe Foto), Sternentstehungsgebiete und im Außenbereich 400 bis 500 Kugelsternhaufen auszumachen. Eine Besonderheit ist, dass man lange Zeit dachte, die Andromeda-Galaxie besitze in ihrem Inneren einen doppelten Kern, bestehend aus zwei supermassiven Schwarzen Löchern und ein paar Millionen dicht gepackter Sterne. Dabei ging man davon aus, dass eines der supermassiven Schwarzen Löcher aus einer früheren Kollision mit einer anderen Galaxie stammt. Doch neue Daten des Hubble-Weltraumteleskops zeigen, dass der Kern aus einem Ring älterer roter und einem Ring jüngerer blauer Sterne besteht, die in dem Gravitationsfeld eines supermassiven Schwarzen Loches gefangen sind. Dieses Schwarze Loch ist etwa 30 Millionen mal so schwer wie unsere Sonne. Des weiteren sind eine ganze Reihe weiterer Röntgenstrahlenquellen im Zentrum von M 31 auszumachen, dabei handelt es sich vermutlich um Neutronensterne und Schwarze Löcher, die von einem Begleitstern Material absaugen.

Die Andromedagalaxie besitzt gegenüber der Milchstraße eine Radialgeschwindigkeit von −114 km/s[4], die beiden Galaxien bewegen sich also aufeinander zu. Die Transversalgeschwindigkeit kann derzeit noch nicht direkt gemessen werden, dürfte aber 20 km/s nicht wesentlich übersteigen.[5] Computersimulationen zeigen, dass in vier bis zehn Milliarden Jahren die beiden Galaxien möglicherweise kollidieren und miteinander zu einer elliptischen Galaxie oder durch eine besondere Form der Wechselwirkung von Galaxien zu einer Polarring-Galaxie verschmelzen werden.[6][7]

Sichtbarkeit

Infrarot-Aufnahme des Spitzer-Weltraumteleskops

M 31 ist das am weitesten von uns entfernte mit bloßem Auge sichtbare Objekt. In klaren dunklen Nächten ist sie als verschwommener schwacher Lichtfleck auszumachen, weshalb sie in früheren Zeiten den Beinamen Nebel erhielt; dabei ist im Wesentlichen jedoch nur ihr leuchtstärkerer Zentralbereich sichtbar. Detailreiche Aufnahmen wie obiges Foto erfordern lange Belichtungszeiten. Wie der Tabelle zu entnehmen ist, erstreckt sie sich mit 180' scheinbarem Durchmesser über einen Himmelsbereich von etwa der sechsfachen Größe des nur 30' messenden Vollmondes. Wenn man den Halo in diese Angaben mit einbezieht, der in der Regel allerdings nicht effektiv zu sehen ist, erstreckt sich die Andromeda-Galaxie über 30° am Firmament. Das ist in etwa dieselbe Ausdehnung wie das Sternbild des Großen Wagens.

Geschichtliches

Lage des Andromedanebels M 31 im Sternbild Andromeda (Bildmitte)

Da der Andromedanebel mit bloßem Auge sichtbar ist, dürfte er seit Alters her bekannt sein. Erstmals beschrieben wurde er allerdings erst im 10. Jahrhundert  n. Chr. von dem persischen Astronomen Al-Sufi, der ihn „die kleine Wolke“ nannte. Charles Messier schrieb bei der Eintragung in seinen Simon Marius zu, der ihn 1612 durch sein Teleskop beobachtet hatte. J. L. E. Dreyer nahm ihn als NGC 224 in seinen 1888 veröffentlichten Katalog auf.

Lange Zeit war die genaue Natur der Spiralgalaxien unbekannt, sie wurden aufgrund ihres Aussehens Spiralnebel genannt und als Teil der Milchstraße angesehen, daher auch die Bezeichnung Andromedanebel. Wilhelm Herschel schätzte die Entfernung auf höchstens den 2000-fachen Abstand zu Sirius; das sind nur 17.000 Lichtjahre, wie wir heute wissen. Erst 1864 gelang es William Huggins mit Hilfe der Spektroskopie den Unterschied zwischen dem Andromedanebel, bei dem die Spektrallinien durch die Kombination der Spektren von Milliarden von Einzelsternen „verwischt“ erschienen, und anderen Nebelerscheinungen festzustellen. 1885 wurde von Ernst Hartwig (1851–1923) die mit bloßem Auge gerade noch sichtbare Supernova 1885 oder S Andromedae darin beobachtet, jedoch nicht mit der notwendigen Aufmerksamkeit untersucht, da man ihre Entfernung noch falsch einschätzte.

Vesto Slipher berechnete 1912 anhand der Blauverschiebung ihrer Spektrallinien die Radialgeschwindigkeit von M 31 auf 300 km/s, die höchste bis dahin bei einem Objekt festgestellte (moderne Messungen ergeben 300 ± 4 km/s[8][5]). Es war kaum vorstellbar, dass ein Objekt innerhalb der Milchstraße so schnell sein konnte. Im Jahre 1914 vermutete Arthur Stanley Eddington, dass es sich bei den Spiralnebeln um Galaxien, also Sternensysteme wie unsere Milchstraße handeln könnte, und 1917 konnten tatsächlich Einzelsterne mit dem leistungsstarken Teleskop des Mount-Wilson-Observatoriums im Andromedanebel entdeckt werden. 1923 gelang es Edwin Hubble schließlich – wenn auch mit einem Fehler behaftet – mit Hilfe veränderlicher Sterne der Cepheiden-Klasse, seine Entfernung auf 900.000 Lichtjahre zu berechnen, und ihn damit als extragalaktisches Objekt zu identifizieren. 1952 fand Walter Baade heraus, dass die von Hubble herangezogenen Cepheiden einer bisher unentdeckten, doppelt so hellen Klasse angehörten, und korrigierte die Entfernung auf über 2 Millionen Lichtjahre.

Im November 2005 veröffentlichte das Institut d’Estudis Espacials de Catalunya/CSIC, Spanien die Entdeckung eines Bedeckungsveränderlichen in M 31, mit dessen Hilfe die Entfernung zum Andromedanebel zu 2,52 ± 0,14 Millionen Lichtjahren bestimmt wurde.

Siehe auch

Videos

Einzelnachweise

  1. ↑ a b c SIMBAD
  2. ↑ a b c Students for the Exploration and Development of Space
  3. ↑ Sidney Van den Bergh: The Galaxies of the Local Group, Cambridge Astrophysics Series Nr. 35, 2000, S. 12.
  4. ↑ Loeb, A. & Narayan, R. (2007), arXiv:0711.3809. Dieser Wert unterscheidet sich von der in der Tabelle genannten heliozentrischen Radialgeschwindigkeit wegen der Bewegung der Sonne um das galaktische Zentrum.
  5. ↑ a b Courteau, S. & van den Bergh, S. (1999), Astron. Journal. vol. 118, S. 337 [1]
  6. ↑ astronomie heute - Die ultimative Kollision
  7. ↑ astronomie heute - Der große intergalaktische Zusammenprall
  8. ↑ Mateo, M. L. (1998) Ann. Rev. Astron. & Astroph. vol. 36, S. 435 [2]

Weblinks

Früher am Himmel am höchsten: M 32 | Später am Himmel am höchsten: M 103
Vorgänger im Katalog: M 30 | Nachherfolger im Katalog: M 32

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