M 33

M 33 | Triangulum

M33 | Triangulum
TMB100 f/8, SXV-H9 70%, L:70min, R/H-Alpha:45min,G:25min,B:30min

Die Galaxie M 33 ist die drittgrößte Galaxie der Lokalen Gruppe und die Aufnahme zeigt die 71′ x 42′ große Scheibenebene dieses SA(s)d-Typs. Ihre englische Bezeichnung „pinwheel galaxy“ (deutsch: Windrad Galaxie), die sie mit M 101 teilt, beschreibt gut das mehrteilige Spiralmuster. Die Spiralarme reichen bis zum Zentrum und hier erkennt man auch eine 2-Arm-Struktur. M 33 steht in 2,9 Millionen Lichtjahren Entfernung und ihr Scheibendurchmesser von 60.000 Lichtjahren ist nur halb so groß wie der der Milchstraße. Die Anzahl der Sterne in M 33 liegt bei 5 x 10^10, sie beträgt damit nur 1/10 der Sternanzahl der Milchstrasse und 1/25 der Sternanzahl in M 31. Die Spiralarme sind umsäumt von hellen Sternentstehungsregionen und einer großen Zahl von HII-Regionen, von denen sich einige als rote Ringe zeigen. Die größte dieser HII-Regionen ist NGC 604, die mit einem Durchmesser von 1400 Lichtjahren am oberen, linken Scheibenrand, nordöstlich des Zentrums, auf der Aufnahme zu sehen ist. Diese aktiven Regionen sind über die gesamte Scheibe verteilt und man findet in ihrer nahen Umgebung auch immer Staubfilamente. Staub entsteht durch Koagulation von Material aus Sternwinden und Supernova-Explosionen und ist ein wichtiger Bestandteil des interstellaren Mediums (engl. „inter stellar matter“, ISM). Mit dem Spitzer Space Telescope wird dieser Staub im infraroten Bereich des Spektrums, bei Wellenlängen von 3,5 bis 24 Mikrometern, speziell untersucht. Diese Infrarotaufnahmen zeigen bei einer Wellenlänge von 8 Mikrometern die Verteilung des warmen Staubes, dessen Temperatur bei 5°C liegt, und bei 24 Mikrometern Wellenlänge sieht man -70 bis -120°C kalten Staub. Auf den Spitzer Aufnahmen von M 33 kann man verfolgen, wie der warme Staub eng mit dem Spiralarmmuster verbunden ist, und dass dessen Konzentration im inneren Teil der Scheibe größer ist als in den Außenbereichen.

Das Zentrum besitzt bei M 33 eine kompakte, fast stellare Form und im Gegensatz zu einer großen Spiralgalaxie befindet sich in M 33 ein Schwarzes Loch mit einer Massenobergrenze von nur 3000 Sonnenmassen. Dieses Schwarze Loch wäre damit 1000-fach leichter als das Schwarze Loch im Milchstraßenzentrum. Interessanterweise finden die Astronomen aber in M 33 das bislang schwerste stellare Schwarze Loch in dem Röntgendoppelsternsystem M 33 X-7. In diesem System wird ein blauer Hauptreihenstern, der etwa 70 Sonnenmassen schwer ist, alle 3,45 Tage von einem Schwarzen Loch umkreist, dessen Masse 15,65 Sonnenmassen beträgt. Auch der 70 Sonnenmassen schwere Sterne stellt eine Besonderheit dar, er ist der schwerste bekannte Begleiter in einem Röntgendoppelsternsystem und mehr als die Hälfte seiner jetzigen Masse hat er aus den Sternwinden und Materieverlusten des Vorgängersternes des Schwarzen Lochs akkretiert. M 33 X-7 steht im mittleren Teil des auf der Aufnahme unterhalb des Zentrum verlaufenden, südlichen Spiralarmes.

Wie bei anderen Spiralgalaxien zeigt auch die Rotationskurve bei M 33 mit zunehmendem Abstand vom Zentrum zuerst einen steilen Anstieg und dann den Übergang zu einem flachen Niveau. Bei M 33 liegt dies bei Geschwindigkeiten von etwa 100 km/s und einem Abstand von 10.000 Lichtjahren. Bemerkenswert ist bei M 33, dass bei größeren Abständen von 10.000 bis 50.000 Lichtjahren, die Rotationsgeschwindigkeit nicht konstant bleibt, sondern auf 150 km/s ansteigt. Bezogen auf ein zugehöriges Modell aus Dunkler Materie, bedeutet dies eine weitreichende Dunkle Halomasse, die den leuchtenden Teil von M 33 umschließt. Die Masse des Dunklen Halos beträgt in den Modellrechnungen mindestens 5 x 10^11 Sonnenmassen. Die Größe des Dunklen Halos liegt bei 600.000 Lichtjahren und ist damit mit dem Abstand von M 33 zu M 31 vergleichbar.