Physikalische Eigenschaften

Die besten Fotografien zeigen M 33 mit einer Winkelausdehnung von etwa 67'x41.5'. Der visuelle Durchmesser liegt meistens bei etwa einem halben Grad. Die integrierte fotografische Helligkeit beträgt 7.8 mag und die visuelle liegt bei 5.7 mag. Die Oberflächenhelligkeit von M 33 ist aber sehr gering, denn sie beträgt lediglich 14.2 mag. Dies macht M 33 bei den ersten Gehversuchen eines Amateurastronomen mit seinem Fernrohr meistens zu einer großen Enttäuschung. Viele richten ihr Teleskop auf die angegebene Position und erwarten dann im Fernrohr oder Fernglas eine große, helle Galaxie wie die Andromedagalaxie zu sehen - doch dann lässt sich beim besten Willen nichts dergleichen finden! Manche fahren sogar mehrmals über M 33 hinweg, ohne sie zu erkennen und glauben dann, die Galaxie sei falsch auf der Karte verzeichnet. Kein Wunder, denn M 33 ist mit etwa einem Grad Winkelausdehnung meist gerade so groß oder gar größer als das Gesichtsfeld eines Fernrohrs und ihre niedrige Oberflächenhelligkeit macht sie knapp heller als der Himmelshintergrund einer mittelmäßigen Nacht.

Bei der Distanz von M 33 findet man in der Literatur Werte von 2.4 bis bis 3.6 Mio. Lichtjahren. Vermutlich liegt sie nahe bei 2.5 Mio. Lichtjahren. M 33 bewegt sich mit einer Geschwindigkeit von etwa 200 km/s auf uns zu und gleichzeitig mit 68 km/s vom Zentrum der Lokalen Gruppe weg. Sie ist nach der größeren und weniger irregulären Andromedagalaxie M 31 die nächste Spiralgalaxie, aber eine der entferntesten Mitglieder der Lokalen Gruppe. Die Galaxien M 31 und M 33 sind nur etwa 570'000 Lichtjahre voneinander entfernt. Nach der Andromeda-Galaxie und der Milchstraße ist M 33 das drittgrößte Mitglied der Lokalen Gruppe.

Mit den Großteleskopen der professionellen Observatorien ist es ein leichtes, diese Galaxie in Einzelsterne aufzulösen. Sie zeigt eine gewaltige doppelarmige Spiralstruktur von Sternenwolken, welche um die helle Kernregion kreisen. Die Arme sind dick und klumpig, getüpfelt mit Nebelregionen und die Spiralstruktur ist locker und irregulär, wenn man M 33 mit so symmetrischen Galaxien wie M 81 vergleicht.

Allan Sandage weist in seinem Hubble Atlas of Galaxies darauf hin, dass M 33 die nächste der Sc-Spiralgalaxien ist und dass die stellare Zusammensetzung bis zu Sternen von -1.5mag absoluter Helligkeit untersucht werden kann. Die erste detaillierte Studie der Sterne in M 33 wurde von Edwin Hubble im Jahre 1926 unternommen. Unter den bekannten Mitgliedern finden wir helle O und B Sterne, offene und Kugelsternhaufen, Cepheiden und irregulär Veränderliche, Novae und helle Nebelfelder. Die Spiralarme enthalten massenweise blaue Superriesen, weshalb das Licht von M 33 blauer als das von anderen Galaxien ist. Der integrierte Spektraltyp liegt etwa bei A7 und der Farbindex ist nahe bei +0.2.

Mitsamt den feinsten Ausläufern der Spiralarme misst die Galaxie etwa 60'000 Lichtjahre in der Längsachse. Nach einer Studie von E. Holmberg beträgt die Masse der sichtbaren Sterne in M 33 etwa 8 Milliarden Sonnenmassen und das Gesamtlicht ist etwa 3 Milliarden mal heller als die Sonne, oder etwa -19mag absolut. Die Galaxie rotiert im Uhrzeigersinn, sie schleppt ihre Arme also wie ein Feuerrad nach. Die Umlaufzeit in der Randregion wurde auf 200 Millionen Jahre berechnet. ^{[4, 75, 123]}

Deep-Sky Objekte in M 33

Da die Neigung Galaxie M 33 nicht so stark wie die der Andromedagalaxie M 31 ist, blicken wir unter einem Winkel von 54 Grad auf die Scheibe. Dank ihrer nahen Lage bietet M 33 eine Menge extragalaktischer Deep-Sky Objekte. In den Spiralarmen wurden etwa 80 Emissionsnebel gezählt. Die hellsten und markantsten unter ihnen tragen NGC-Nummern. Die schwächeren und kleineren sind im Index Catalogue verzeichnet.

Das mit Abstand faszinierendste und größte Deep-Sky Objekt in M 33 ist die für uns hellste, extragalaktische H-II Region NGC 604. Sie liegt etwa 12 Bogenminuten nordöstlich vom Kern der Galaxie entfernt.

Dieser gigantische Nebel ist vom Typ und Emissionspektrum her vergleichbar mit dem Orionnebel. Auf der HST-Falschfarbenaufnahme sieht er ihm auch von der Form her ähnlich. Mit rund 1500 Lichtjahren Durchmesser ist NGC 604 aber etwa 100mal größer als der Orionnebel. Diese Region befindet sich in einem Spiralarm von M 33, wo neue Sterne geboren werden. Im Innern enthält der Nebel über 200 heiße Sterne von je 15 Sonnenmassen und einige mit 60 und mehr Sonnenmassen - vorwiegend junge O- und B-Superriesen. Sie heizen das Gas auf etwa 10'000 Kelvin auf und bringen es so zum fluoreszieren. Die Leuchtkraft des Nebels beträgt etwa das 10 Mio.-fache der Sonne. Das Sternenlicht lässt auch deutlich die dreidimensionale Form des Nebels hervortreten, welche durch die Sternwinde erzeugt wurde. Die Sterne blasen regelrecht das leuchtende Gas aus dem Innern des Nebels weg und formen so zwei expandierende Hüllen, welche auf der Aufnahme als 'Löcher' erkennbar sind.

Das Falschfarbenkomposit von NGC 604 aus drei Bildern wurde mit Hilfe des Hubble Space Telescopes im Januar 1995 von J. Jeff Hester des Arizona State University und seinen Kollegen erstellt. Rot repräsentiert auf dieser Aufnahme das Emissionslicht von einfach ionisiertem Schwefel, grün von Wasserstoff und blau von zweifach ionisiertem Sauerstoff. Das rotorange Objekt links unterhalb der Bildmitte ist der Überrest einer Supernova. ^[172]

Die hier aufgeführten Objekte befinden sich meist jenseits der mit Amateurteleskopen erreichbaren Sichtbarkeitsgrenze:

• NGC 603 liegt etwa ein halbes Grad südlich vom Zentrum der Galaxie und wurde von J. L. E. Dreyer als schwacher Nebel oder Haufen mit drei Sternen darin beschrieben. Tatsächlich existiert da aber keinerlei Nebel und es sind lediglich drei Vordergrundsterne vorhanden. Im GSC sind an der Stelle drei nichtstellare Objekte verzeichnet.
• Das Objekt IC 132 im nordwestlichen Teil der Galaxie sieht auf der Aufnahme des POSS so aus, als handle es sich hier um einen planetarischen Nebel, ähnlich dem Hantelnebel M 27 in unserer Galaxie, doch müsste dieser enorm viel größer sein.
• IC 133 liegt vier Bogenminuten südlich von IC 132 und zeigt eine sichelförmige, nebelige Form. Vermutlich handelt es sich um ein ähnliches Objekt wie der Cirrusnebel.
• Andere IC-Nummern, welche mit Strukturen auf den POSS-Fotoplatten identifiziert werden konnten sind IC 131, 135, 136, 137, 142 und 143. Bei IC 134, 139 und 140 sind keine markanten Emissionsknoten vorhanden.

Wo liegt die Galaxie M 33?

Das Teleskop wird mit Hilfe des Telrad-Finders analog nebenstehender Karte ausgerichtet. Die Verbindungslinie α Trianguli und β Andromedae wird in drei Teile unterteilt. Der mittlere konzentrische Kreis des Telrad-Target kommt dabei etwa auf die Verbindungslinie beim ersten Teil zu liegen.

Um die einzelnen Nebel und Sternwolken in M 33 zu identifizieren bediene man sich des verkleinerten, invertierten und beschrifteten 60'x60' Ausschnittes aus dem STScI Digitized Sky Survey. ^[160]

Visuelle Beobachtung

Bloßes Auge: In einer dunklen, klaren Nacht, weitab von den lichtverseuchten Städten, wenn das Sternbild Triangulum hoch am Himmel steht, so zeigt sich die Galaxie M 33 bei indirektem Sehen als ein schwacher, ovaler Nebelfleck etwas größer als der Vollmond, aber viel schwächer als die Andromedagalaxie. Eine Spiralstruktur ist nicht erkennbar, denn dazu ist das Auflösungsvermögen des Auges im Randbereich zu gering und die Galaxie zu lichtschwach. — 1996, Bernd Nies