Messier 31

Die Andromedagalaxie, auch Andromedanebel oder Großer Andromedanebel, sowie manchmal auch fälschlich Andromeda-Galaxis, ist eine Spiralgalaxie vom Typ Sb. Sie ist die nächste größere Nachbargalaxie der Milchstraße. Im Messier-Katalog ist sie als M31 und im New General Catalogue als NGC 224 verzeichnet. Am Sternenhimmel steht sie im Sternbild Andromeda, nach dem sie benannt ist. In klaren Nächten kann die Andromedagalaxie von einem dunklen Standort aus ohne technische Hilfsmittel gesehen werden. Sie ist das fernste Objekt, das regelmäßig mit bloßem Auge gesehen werden kann.

 

Die Andromedagalaxie ist rund 2,5 Millionen Lichtjahre vom Sonnensystem entfernt. Sie hat einen Halo-Durchmesser von etwa einer Million Lichtjahren. Damit ist sie das größte Mitglied der Lokalen Gruppe. Die Andromedagalaxie hat eine Gesamtmasse von etwa 800 Milliarden Sonnenmassen. Sie und die Milchstraße sind die beiden massereichsten Galaxien der Lokalen Gruppe.

 

Der Durchmesser der sichtbaren Scheibe beträgt etwa 140.000 Lichtjahre. Die Milchstraße hat einen vergleichbaren Durchmesser. Der nächstkleinere Begleiter der Lokalen Gruppe, M 33 (oder Dreiecksnebel), hat einen Durchmesser von etwa 50.000 Lichtjahren. M31 umfasst etwa 1 ⋅ 10 hoch 12 Sterne, während die Milchstraße etwa 1 ⋅ 10 hoch 11 Sterne enthält.

 

Aufbau:

M31 wird seit langem genau untersucht, da sie relativ nah liegt und dem Milchstraßensystem ähnelt. Die Andromedagalaxie hat die gleichen Arten von astronomischen Objekten wie die Milchstraße; „von außen“ besteht jedoch eine bessere Sicht auf die Struktur der Spiralarme. Es sind dunkle Staubbänder, Sternentstehungsgebiete und im Außenbereich 400 bis 500 Kugelsternhaufen auszumachen. Der größte Kugelsternhaufen, Mayall II, ist das größte Objekt dieser Art in der Lokalen Gruppe und schon in besseren Amateurteleskopen sichtbar.

 

Eine Besonderheit ist das Zentrum der Galaxie: Lange Zeit dachte man, die Andromedagalaxie besitze einen doppelten Kern bestehend aus zwei supermassereichen Schwarzen Löchern und ein paar Millionen dicht gepackter Sterne. Dabei ging man davon aus, dass eines der supermassereichen 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 im Gravitationsfeld eines supermassereichen Schwarzen Loches gefangen sind. Dieses Schwarze Loch ist mit etwa 100 Millionen Sonnenmassen etwa 24-mal so massereich wie das Galaktische Zentrum der Milchstraße. Auch sind weitere Röntgenstrahlenquellen im Zentrum von M31 auszumachen, wobei es sich vermutlich um Neutronensterne und Schwarze Löcher handelt, die Begleitsternen Material entziehen.

 

Eigenbewegung:

Die Andromedagalaxie besitzt gegenüber dem Milchstraßensystem eine Radialgeschwindigkeit von −114 km/s (ca. −410.000 km/h). Das Minuszeichen drückt dabei aus, dass sich die beiden Galaxien aufeinander zubewegen. Der Wert von −114 km/s unterscheidet sich von der heliozentrischen Radialgeschwindigkeit, d. h. der Geschwindigkeit, mit der sich M31 auf die Sonne zubewegt. Da die Sonne ihrerseits um das galaktische Zentrum der Milchstraße kreist – und zwar derzeit auf M31 zu –, liegt die heliozentrische Radialgeschwindigkeit mit etwa −300 km/s (ca. −1 Mio. km/h) deutlich höher.

 

Die Transversalgeschwindigkeit von M31 konnte im Jahr 2012 erstmals anhand von präzisen Sternfeld-Untersuchungen innerhalb der Galaxie mit dem Hubble-Weltraumteleskop bestimmt werden. Die Messungen ergeben eine Tangentialgeschwindigkeit von 17 km/s und bestätigen damit frühere Schätzungen, dass diese 20 km/s nicht wesentlich übersteigt. Nach der Entdeckung von H2O-Masern im Jahr 2011 erscheint eine noch genauere Messung der Eigenbewegung, wie dies bereits im Fall des Dreiecksnebels gelang, in naher Zukunft möglich zu sein.

 

Computersimulationen zeigen, dass in vier bis zehn Milliarden Jahren die Andromedagalaxie möglicherweise mit der Milchstraße kollidiert und beide miteinander zu einer elliptischen Galaxie oder, durch eine besondere Form der Wechselwirkung von Galaxien, zu einer Polarring-Galaxie verschmelzen werden.

 

Satellitengalaxien:

M31 ist von nahezu 40 bekannten kleineren Galaxien umgeben. Diese Satellitengalaxien sind gravitativ an die erheblich schwerere Spiralgalaxie Andromeda gebunden. Die beiden elliptischen Galaxien M 32 und M 110 sind so leuchtstark, dass sie im Messier-Katalog verzeichnet sind. Andere Satellitengalaxien von M31 sind kugelförmig oder irregulär geformt.

 

Geschichte:

Die erste gesicherte Beschreibung der Andromedagalaxie stammt aus dem 10. Jahrhundert n. Chr. von dem persischen Astronomen Al-Sufi, der sie „die kleine Wolke“ nannte. Charles Messier schrieb bei der Eintragung in seinen Katalog die Entdeckung allerdings Simon Marius zu. Tatsächlich hatte dieser sie 1612 als erster durch ein Teleskop beobachtet und dabei festgestellt, dass der Andromedanebel auch mit dem Fernrohr nicht in einzelne Sterne aufgelöst werden konnte. Daher stammt auch die Bezeichnung Andromedanebel.

 

Wenngleich die meist runde oder ovale Gestalt von sternlos erscheinenden Nebeln schon um das Jahr 1733 von William Derham festgehalten wurde, blieb die genaue Natur dieser Nebel lange Zeit unbekannt. Oft wurden sie als Teil des Milchstraßensystems angesehen. Andererseits überlegte bereits im Jahr 1755 Immanuel Kant, dass sich die elliptische Gestalt durch ein entferntes scheibenförmiges Sternensystem wie die Milchstraße bei entsprechender Beobachtungsrichtung ergeben kann. Wilhelm Herschel schrieb im Jahr 1785, dass der Andromedanebel vermutlich das Schimmern von Millionen von Sternen sei, ähnlich geformt der Milchstraße, und dass eine Verbindung dazwischen unwahrscheinlich ist. Aufgrund seiner Struktur und der leichten rötlichen Färbung des Zentrums vermutete Herschel ihn näher als andere derartige Nebel, gab jedoch die Entfernung unzutreffend mit höchstens dem 2000-fachen Abstand zu Sirius an; das entspricht 17.000 Lichtjahren. Hingegen wurden ein sternartiges Aufleuchten und Abklingen im Jahr 1885 nahe dem Zentrum des Andromedanebels von Ernst Hartwig entdeckt, das bis in die 1930er Jahre als wichtiges Argument für die Nähe des Andromedanebels galt, da bis dahin kein Mechanismus denkbar war, der so viel Energie freisetzen kann, um eine derartige Helligkeit bei größerer Entfernung zu erklären. Er selbst überlegte, ob die Beobachtung aus gerade entflammten Gasmassen im Andromedanebel resultierte, die zuvor mit niederer Temperatur schwach geleuchtet hatten und nun in Helligkeit den früher in gleicher Weise entstandenen Kern des Nebels übertrafen.

 

 

Zeichnung des Andromedanebels von Charles Messier, 1807

 

Edward Emerson Barnards Fotografie des Andromedanebels, 1887

Erste Zeichnungen des Andromedanebels publizierten Guillaume Le Gentil im Jahr 1759 und Charles Messier im Jahr 1807. Detailliertere Erkenntnisse über die Gestalt fanden George Phillips Bond im Jahr 1847 mit dem Great-Harvard-Reflektor und Lawrence Parsons, 4. Earl of Rosse im Jahr 1871 mit seinem 6-Fuß-Teleskop, die er 1885 publizierte. Allerdings zeigten erst die ersten Fotografien des Andromedanebels von Isaac Roberts und von Edward Emerson Barnard aus dem Jahr 1887 eindeutig, dass es sich um einen Spiralnebel handelt, jedoch ohne deren Natur weiter aufzuklären.

 

Mit Hilfe der Spektroskopie gelang es William Huggins bereits im Jahr 1864, den Unterschied zwischen dem Andromedanebel, bei dem die Spektrallinien durch die Kombination der Spektren von Milliarden von Einzelsternen „verwischt“ erschienen, und anderen Nebelerscheinungen festzustellen. Vesto Slipher berechnete 1912 anhand der Blauverschiebung ihrer Spektrallinien die heliozentrische Radialgeschwindigkeit von M31 auf 300 km/s in Richtung auf die Sonne, die höchste bis dahin bei einem Objekt festgestellte (moderne Messungen ergeben 300 ± 4 km/s). 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 das Milchstraßensystem handeln könnte, und 1917 konnten tatsächlich Einzelsterne mit dem leistungsstarken Teleskop des Mount-Wilson-Observatoriums im angeblichen Nebel entdeckt werden. Im Jahr 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. Walter Baade und Fritz Zwicky fanden einen Mechanismus für das Aufleuchten im Jahr 1885, die Supernova. Walter Baade fand später zudem 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 spanische Institut d’Estudis Espacials de Catalunya/CSIC die Entdeckung eines Bedeckungsveränderlichen in M31, mit dessen Hilfe die Entfernung zur Andromedagalaxie zu 2,52 ± 0,14 Millionen Lichtjahren bestimmt wurde.

 

(Quelle Wikipedia)