Objekte des Monats: Die Whirlpoolgalaxie Messier 51

Mes­sier 51 (NGC 5194/5195) im Stern­bild der Jagd­hun­de (Canes Vena­ti­ci) gehört sicher zu den berühm­tes­ten und beein­dru­ckends­ten Spi­ral­ga­la­xien an unse­rem Him­mel und zu den ers­ten „Nebeln“, bei der eine Spi­ral­struk­tur nach­ge­wie­sen wur­de. Die Wel­ten­in­sel ist auch als Whirl­pool­ga­la­xie oder Stru­del­ga­la­xie bekannt und befin­det sich nahe der Gren­ze zum Stern­bild Gro­ßer Bär. Sie wur­de am 13. Okto­ber 1773 von dem fran­zö­si­schen Astro­no­men Charles Mes­sier wäh­rend einer Kome­ten­be­ob­ach­tung ent­deckt, der das Objekt als sehr schwa­chen Nebel ohne Ster­ne unter­halb des Schwan­zes des Gro­ßen Bären beschrieb. Ihr Beglei­ter, NGC 5195, wur­de erst am 20. März 1781 von Mes­sier Freund und Kol­le­gen Pierre Méchain auf­ge­fun­den. Mes­sier beschrieb den Dop­pel­kern mit Nebel, die sich gegen­sei­tig berühr­ten, spä­ter in einer Notiz zur 3. Auf­la­ge sei­nes berühm­ten Nebel­ka­ta­logs. Der deut­sche Astro­nom Johann Erlert Bode ent­deck­te die Gala­xie am 5. Janu­ar 1775 unab­hän­gig von Mes­sier und bemerk­te einen klei­nen, schwach leuch­ten­den Nebel von läng­li­cher Form, was auch unge­fähr dem Anblick in einem klei­nen Ama­teur­te­le­skop ent­spricht. Am 26. April 1830 beob­ach­te­te der eng­li­sche Astro­nom John Her­schel – der Sohn Wil­helm Her­schels – M 51 und sah einen hel­len run­den Kern, der von einem neb­li­gen Ring umge­ben war. Die­se Beob­ach­tung Her­schels gilt als ers­ter Hin­weis auf die Spi­ral­struk­tur der Gala­xie und er ver­mu­te­te, dass die Milch­stra­ße von außen ähn­lich aus­se­hen könn­te. Im Früh­jahr des Jah­res 1845 beob­ach­te­te und zeich­ne­te der iri­sche Astro­nom Wil­liam Par­son, der 3. Earl of Ros­se, den Nebel durch sein 72 Zoll Rie­sen­te­le­skop Levia­than in Birr Cast­le und beschrieb eine spi­ral­för­mi­ge Struk­tur sowie eine Art Ver­bin­dung zu NGC 5195. Als der ame­ri­ka­ni­sche Astro­nom Edwin Hub­ble in eini­gen die­ser Spi­ral­ne­bel Cep­hei­den-Ver­än­der­li­che beob­ach­ten konn­te, war der Nach­weis schließ­lich erbracht, dass es sich bei die­ser Art von Objek­ten um eigen­stän­di­ge Gala­xien, ähn­lich der unse­rer Milch­stra­ße, handelte.

Eine Grand-Design-Spirale in Wechselwirkung

Mes­sier 51 ist das domi­nie­ren­de Mit­glied einer klei­nen Grup­pe von Gala­xien in 27 Mil­lio­nen Licht­jah­ren Ent­fer­nung, zu denen auch die berühm­te Son­nen­blu­men­ga­la­xie (Mes­sier 63) im sel­ben Stern­bild sowie die Gala­xien NGC 5023, NGC 5229, UGC 8313, UGC 8331 und UGC 8683 gezählt wer­den. Mit einer Hel­lig­keit von 8,4 mag und einer Aus­deh­nung von 11,2 x 6,9 Bogen­mi­nu­ten am Him­mel, ist die Whirl­pool­ga­la­xie bereits in einem Fern­glas als schwa­cher ova­ler Nebel­fleck erkenn­bar. Die Gala­xie gehört dem Hub­ble-Typ Sbc an, mit deut­lich aus­ge­präg­ter Spi­ral­struk­tur, und zählt zu den Grand-Design-Spi­ral­ag­a­la­xien, auf des­sen Schei­be wir genau senk­recht von oben bli­cken. Mit einem Durch­mes­ser von 87.000 Licht­jah­re und einer Mas­se von 160 Mil­li­ar­den Son­nen, ist M 51 unge­fähr halb so gro­ße wie unse­re eige­ne Galaxis. 

Die Whirl­pool­ga­la­xie besteht eigent­lich aus zwei, mit­ein­an­der in gra­vi­ta­ti­ver Wech­sel­wir­kung ste­hen­der Gala­xien. Mes­sier 51 ist auch als Arp 85, im Atlas of Pecu­li­ar Gala­xies von Hal­ton Arp, bekannt und gehört zu den am bes­ten unter­such­ten Bei­spie­len für ein inter­agie­ren­des Gala­xien­paar. Die klei­ne­re der bei­den (NGC 5195) befin­det sich nörd­lich der Haupt­ga­la­xie. Zunächst als irre­gu­lä­re Gala­xie klas­si­fi­ziert, ist sie nach neus­ten Erkennt­nis­se eine Bal­ken­spi­ra­le vom Typ SB0pec, mit einem Durch­mes­ser von 55.000 Licht­jah­ren, einer schein­ba­ren Hel­lig­keit von 9,6 mag und einer Aus­deh­nung von 5,9 x 4,6 Bogen­mi­nu­ten. Sie umkreist NGC 5194, mit einer Nei­gung von 73 Grad zur galak­ti­schen Ebe­ne der Haupt­ga­la­xie. Einer der staub­rei­chen Spi­ral­ar­me von NGC 5194, durch den die bei­den Gala­xien durch eine Art Gezei­ten­brü­cke ver­bun­den zu sein schei­nen, schwächt das Licht von NGC 5195 um unge­fähr zwei Grö­ßen­klas­se ab. Vor 500 bis 600 Mil­lio­nen Jah­ren kam es zu einer engen Begeg­nung der bei­den Part­ner, wobei die klei­ne­re Gala­xie durch die Schei­be der grö­ße­ren stieß. Eine wei­te­re Begeg­nung mit der Schei­be fand vor rund 70 Mil­lio­nen Jah­ren statt. 

Um M 51 her­um sind auf lang belich­te­ten Auf­nah­men schwa­che und dif­fu­se Gezei­ten­ar­me sicht­bar, die aus Ster­nen bestehen, die wäh­rend der Kol­li­si­on auf lang gestreck­ten Bah­nen aus der Gala­xie her­aus und weit in den inter­ga­lak­ti­schen Raum geschleu­dert wur­den. Heut­zu­ta­ge befin­det sich NGC 5195, des­sen eige­ne Schei­be 46 Grad gegen unse­re Sicht­li­nie geneigt ist, rund eine hal­be Mil­lio­nen Licht­jah­re hin­ter dem nörd­li­chen Spi­ral­arm von NGC 5194. Man ver­mu­tet, dass durch die engen Begeg­nung der bei­den Gala­xien in der Ver­gan­gen­heit erst die auf­fäl­li­ge Spi­ral­struk­tur in NGC 5194 ent­stan­den ist. Auf­grund die­ser Wech­sel­wir­kung kam es zu mas­si­ven Stern­ent­ste­hungs­pro­zes­sen (Star­burst) in den durch die Gezei­ten­kräf­te teil­wei­se defor­mier­ten Spi­ral­ar­men, die noch wei­te­re 200 bis 400 Mil­lio­nen Jah­re andau­ern wer­den. Eini­ge der über 1.000 kata­lo­gi­sier­ten HII-Regio­nen und zahl­rei­che jun­ge Stern­hau­fen, die nicht älter als 10 Mil­lio­nen Jah­re alt sind, sind als rote und blaue Kno­ten in den Spi­ral­ar­men der grö­ße­ren Gala­xie wahr­nehm­bar. Dort fin­det man über­wie­gend jun­ge, blaue und mas­se­rei­che Ster­ne, so dass die Spi­ral­ar­me von M 51 auf Auf­nah­men in einem bläu­li­chen Licht erscheinen.

Auch NGC 5195 wur­de auf­grund der Gezei­ten­kräf­te kom­plett defor­miert. In ihr fand eben­falls ein inten­si­ver Star­burst statt, ähn­lich wie bei Mes­sier 82 im Gro­ßen Bären, wobei sie in der Zwi­schen­zeit eine gro­ße Men­ge ihrer Gas­mas­sen für die Ster­nen­bil­dung auf­ge­braucht hat. Mit Hil­fe des Hub­ble-Welt­raum­te­le­skops (HST) fand man rund 50 Stern­hau­fen, mit einer Mas­se von bis zu 100.000 Son­nen und einem Durch­mes­ser von 46 Licht­jah­ren. Die Stern­hau­fen besit­zen ein Alter von nur 1 Mil­li­ar­de Jah­re, erschei­nen röt­lich und bil­de­ten sich durch die Wech­sel­wir­kung mit der Haupt­ga­la­xie. Sie kon­zen­trie­ren sich auf eine lang­ge­streck­te Regi­on, die fast senk­recht zum nörd­li­chen Spi­ral­arm von NGC 5194 ver­läuft. Der Kern von NGC 5195 ist vom LINER-Typ und ent­hält ein super­mas­se­rei­ches Schwar­zes Loch. 

Supernovae, ein aktiver Kern und ein extragalaktischer Planet

Mes­sier 51 ist auch des­halb für die Wis­sen­schaft so inter­es­sant, weil die Gala­xie einen akti­ven galak­ti­schen Kern vom Sey­fert-II-Typ, mit einem super­mas­se­rei­chen Schwar­zen Loch in ihrem Zen­trum, besitzt. Das Kern­ge­biet wird durch Gas und Staub teil­wei­se ver­deckt. Die akti­ve Regi­on im Zen­trum besitzt einen Durch­mes­ser von 120 Licht­jah­ren. Dort wur­de mit dem Hub­ble-Welt­raum­te­le­skop eine dunk­le, X‑förmiger Struk­tur ent­deckt, die auf die Absorp­ti­on durch Staub zurück­zu­füh­ren ist. Am Schnitt­punkt der bei­den Staub­to­rus­se wird die Akkre­ti­ons­schei­be des zen­tra­len Schwar­zen Lochs ver­mu­tet. Der Kern ist seit den 1960er Jah­ren auch als star­ke Radio­quel­le bekannt. Radio­be­ob­ach­tun­gen zei­gen eine bipo­la­re Kern­struk­tur, mit einem nörd­li­chen Bogen und einer süd­li­chen Gas­wol­ke, die wahr­schein­lich durch einen Jet ioni­sier­ten Gases erhitzt wird. Man ver­mu­tet hier einen mas­se­rei­chen Stern­hau­fen, der das inne­ren Kern­ge­biet von 5 Licht­jah­ren Durch­mes­ser, mit dem meh­re­re Mil­lio­nen Son­nen­mas­sen schwe­ren Schwar­zen Loch, umkreist. Die Akkre­ti­ons­schei­be des Schwar­zen Lochs besitzt eine Leucht­kraft von 1 Mil­lio­nen Son­nen. Das gesam­te Kern­ge­biet von M 51 besitzt sogar eine Gesamt­leucht­kraft von über 100 Mil­lio­nen Son­nen, 40 Mil­lio­nen Son­nen­mas­sen und einen Durch­mes­ser von rund 2.000 Licht­jah­ren. Die Kon­zen­tra­ti­on an Ster­nen im Zen­tral­ge­biet ist unge­fähr 5.000 Mal höher als in der Nach­bar­schaft unse­rer Son­ne. Das Kern­ge­biet ent­hält auch zahl­rei­che Rote Rie­sen, die nur 5 bis 8 Mil­lio­nen Jah­re alt sind, sowie zahl­rei­che jun­ge Stern­hau­fen. Das Zen­tral­ge­biet ist umge­ben von einer älte­ren Popu­la­ti­on an Ster­nen, mit einem Alter von min­des­tens 8 Mil­li­ar­den Jahren.

Auf Bil­dern des HST fand man im Jahr 2002, ent­lang der vom Kern aus­ge­hen­den Spi­ral­ar­me, 30 blaue Punkt­quel­len. Hier­bei han­delt es sich wahr­schein­lich um jun­ge blaue Ster­ne mit bis zu 120 Son­nen­mas­sen. Die­se jun­gen und mas­se­rei­chen blau­en Ster­ne in Mes­sier 51 leben nur sehr kurz und so ist es kein Wun­der, dass in den zurück­lie­gen­den Jah­ren gleich drei Super­no­vae in M 51 ent­deckt wur­den. SN 1994I wur­de am 2. April 1994 durch die Ama­teur­as­tro­no­men Jer­ry Arm­strong und Tim Puckett gefun­den und als Typ Ic klas­si­fi­ziert. Der Vor­läu­fer­stern war sehr mas­se­reich und hat­te vor der Super­no­va bereits einen Groß­teil sei­ner Mas­se ver­lo­ren. Die Super­no­va erreich­te eine Hel­lig­keit von 12,9 Grö­ßen­klas­sen und war in mitt­le­ren Ama­teur­te­le­sko­pen beob­acht­bar. SN 2005cs war vom Typ II und wur­de von dem deut­schen Ama­teur­as­tro­no­men Wolf­gang Kloehr am 28. Juni 2005 ent­deckt. Hier­bei han­del­te es sich um eine Kern­kol­laps-Super­no­vae eines mas­se­rei­chen Sterns, des­sen Über­rest zu einem Neu­tro­nen­stern oder Schwar­zen Loch kol­la­bier­te. Mit einer Hel­lig­keit von 14 Grö­ßen­klas­sen, war die­se Super­no­va deut­lich licht­schwä­cher. Die letz­te Super­no­va in M 51 wur­de am 31. Mai 2011 gefun­den und war eben­falls vom Typ II. SN 2011dh war mit einer maxi­ma­len Hel­lig­keit von 12,1 mag eben­falls in Ama­teur­te­le­sko­pen meh­re­re Wochen lang sehr leicht zu beob­ach­ten. Die­se Super­no­va zeig­te ein blau­es Kon­ti­nu­um in der Was­ser­stoff-Bal­mer-Linie, das auf schnell expan­die­ren­des Mate­ri­al hin­wies. Der Vor­läu­fer­stern war ver­mut­lich ein gel­ber Über­rie­se. Auch in der Begleit­ga­la­xie NGC 5195 wur­de am 6. April 1945 eine Super­no­va vom Typ I nach­ge­wie­sen. SN 1945A wur­de von dem ame­ri­ka­ni­schen Astro­no­men Mil­ton Huma­son nord­west­lich des Kern­ge­biets von NGC 5195 gefun­den. Sie erreich­te eine schein­ba­re Hel­lig­keit von 14,0 mag.

Im Sep­tem­ber 2020 gab es die ers­ten Bele­ge für einen extra­ga­lak­ti­schen Pla­ne­ten in der Whirl­pool­ga­la­xie mit der Bezeich­nung M51-ULS-1b, der einen Rönt­gen­dop­pel­stern in M 51 umrun­det und durch den Vor­über­gang und anschlie­ßen­der Bede­ckung der Rönt­gen­quel­le nach­ge­wie­sen wur­de. Bei der Rönt­gen­quel­le han­delt es sich ent­we­der um einen Neu­tro­nen­stern oder ein Schwar­zes Loch, der einen blau­en Über­rie­sen vom Spek­tral­typ B umkreist. Der Pla­net ist etwas klei­ner als der Saturn und umrun­det sei­ne Zen­tral­mas­se in einer Ent­fer­nung von eini­gen zehn Astro­no­mi­schen Ein­hei­ten. Wenn sich der Fund bestä­tigt, wäre M51-ULS-1b das 1. Exem­plar eines Pla­ne­ten außer­halb unse­res Milchstraßensystems!

Beobachtung

Für Ama­teur­as­tro­no­men ist Mes­sier 51 ein Para­de­stück des Him­mels. Mit Hil­fe eines 8x42 Feld­ste­chers ist nur die grö­ße­re und hel­le­re der bei­den Gala­xien als ova­ler Licht­fleck sicht­bar. In einem 10x50 Feld­ste­cher sieht man bereits bei­de Wel­ten­in­seln als unter­schied­lich gro­ße mat­te Nebel­chen, die sich ein­an­der berüh­ren. Am bes­ten gelingt eine Sich­tung von M 51 in einem höher ver­grö­ßern­den 16x70 Fern­glas. In einem 3 bis 4 Zoll Tele­skop ist NGC 5194 als nahe­zu kreis­run­der dif­fu­ser Fleck erkenn­bar, die ein hel­les und nahe­zu stel­la­res Zen­trum besitzt. Nur 6 Bogen­mi­nu­ten nörd­lich des Zen­trums zeigt sich NGC 5195 als deut­lich klei­ne­rer, ova­ler Nebel von einer Bogen­mi­nu­te Aus­deh­nung, mit nahe­zu glei­cher Flä­chen­hel­lig­keit und stel­la­rem Zen­trum. Am bes­ten erschei­nen die bei­den Gala­xien mit klei­nen Ver­grö­ße­run­gen bis 60-fach. Die Außen­be­rei­che der grö­ße­ren Gala­xie erschei­nen dif­fus und licht­schwach, mit einer leich­ten Hel­lig­keits­zu­nah­me zur Mit­te. Die Schei­be sel­ber erscheint bereits gemot­telt, mit hel­le­ren und dunk­le­ren Flä­chen. Um Ansät­ze der berühm­te Spi­ral­struk­tur zu erha­schen, sind Öff­nun­gen von 6 bis 8 Zoll sowie ein dunk­ler un dkla­rer Land­him­mel erfor­der­lich. Am bes­ten beob­ach­tet man hier mit einer Aus­tritts­pu­pil­le zwi­schen 2 und 3 mm. Der hel­le­re der bei­den Spi­ral­ar­me beginnt süd­lich des Kerns und beschreibt eine Art Halb­kreis um den Kern in Rich­tung Osten. Der hells­te Teil befin­det sich in rund 3 Bogen­mi­nu­ten Abstand zwi­schen Kern und NGC 5195. Die­ser Spi­ral­arm ist unter guten Beob­ach­tungs­be­din­gun­gen schon im 8‑Zöller und mitt­le­ren Ver­grö­ße­run­gen über­ra­schend ein­fach wahr­nehm­bar. Ein wei­te­rer Spi­ral­arm beginnt im Wes­ten, win­det sich in Rich­tung Nord­os­ten um das Zen­trum her­um und biegt dann in Rich­tung der Begleit­ga­la­xie ab. Mit 10 Zoll Öff­nung erkennt man dann auch eine Art Brü­cke zur Begleit­ga­la­xie. Das Zen­trum von M 51 erscheint mit die­ser Öff­nung deut­lich flä­chen­haft und hel­ler als die umge­be­ne Schei­be. Wich­tig dabei ist die opti­ma­le Ver­grö­ße­rung zu fin­den, bei der sich die Spi­ral­ar­me am deut­lichs­ten vom Hin­ter­grund abhe­ben. Im Gala­xien­kör­per sel­ber sind auch eini­ge recht auf­fäl­li­ge Vor­der­grund­ster­ne ein­ge­bet­tet, die nicht mit einer Super­no­va ver­wech­selt wer­den soll­ten. Mit Tele­sko­pen von 12 bis 16 Zoll ste­chen unter guten Bedin­gun­gen die Spi­ral­ar­me regel­recht her­aus. Mit noch grö­ße­ren Tele­sko­pen kön­nen auch die HII-Regio­nen, inner­halb der Spi­ral­ar­me, detail­liert beob­ach­tet werden.

Die Whirl­pool­ga­la­xie ist von unse­ren Brei­ten aus gese­hen zir­kum­po­lar und am bes­ten in den Früh­lings­mo­na­ten beob­acht­bar. Von Nami­bia aus steht M 51 Mit­te Mai sehr nied­rig über dem nörd­li­chen Hori­zont. Um Mes­sier 51 auf­zu­su­chen, stellt man den 1,9 mag hel­len ers­ten Deich­selstern des Gro­ßen Wagens (Alkaid, Eta Ursae Majo­ris) im Sucher ein. Zwei Grad west­lich von die­sem Stern befin­det sich der 4,5 mag hel­le Stern 24 CVn. Von die­sem aus schwenkt man nun 1,5° nach Süden, wo ein Drei­eck aus annä­hernd gleich hel­len Ster­nen der 7. Grö­ßen­klas­se im Gesichts­feld erscheint. M 51 steht vom lin­ken unte­ren Stern aus­ge­hend knapp 20 Bogen­mi­nu­ten west­lich davon. In einem 8x50 Sucher soll­te die Gala­xie schon direkt als ova­ler Licht­fleck erkenn­bar sein. Mit einem Tel­rad ist die Whirl­pool­ga­la­xie sogar noch leich­ter auf­zu­spü­ren: man stellt die Mit­te der Ziel­krei­se etwas west­lich der Ver­bin­dungs­li­nie und in ca. ¼ des Abstan­des zwi­schen Eta UMa und Alpha Cvn ein. 24 UMa muss dabei auf dem äuße­ren Ziel­kreis zu lie­gen kom­men. Nun soll­te das Gala­xien­paar bei gerin­ger Ver­grö­ße­rung im Oku­lar­ge­sichts­feld auftauchen.

Auf­such­kar­te Whirl­pool­ga­la­xie (Mes­sier 51) (78,6 KiB, 360 hits)

Steckbrief für Messier 51 & NGC 5195