Objekte des Monats: Die Feuerradgalaxie Messier 101

Die Spi­ral­ga­la­xie Mes­sier 101 (NGC 5457) im Stern­bild Gro­ßer Bär (Ursa Major) wur­de am 27. März 1781 von dem fran­zö­si­schen Astro­no­men Pierre Méchain ent­deckt, der die Posi­ti­on des Objekts an sei­nen Freund Charles Mes­sier wei­ter­lei­te­te. Mes­sier über­prüf­te des­sen Posi­ti­on und nahm das Objekt noch im sel­ben Jahr in die end­gül­ti­ge Ver­si­on sei­nes berühm­ten Nebel­ka­ta­logs auf. Gleich­zei­tig über­nahm er Méchains Beschrei­bung der Gala­xie und beschrieb sie als recht gro­ßen, schwa­chen Nebel ohne Ster­ne. Der deutsch-bri­ti­sche Astro­nom Wil­helm Her­schel beob­ach­te­te M 101 am 14. April 1789 und nahm eini­ge nebu­lö­se Fle­cken um den Zen­tral­be­reich der Gala­xie war. Heut­zu­ta­ge haben die­se Fle­cken alle einen sepa­ra­ten Ein­trag im NGC-Kata­log. Im Jahr 1851 beschrieb der iri­sche Astro­nom Wil­liam Par­son, der 3. Earl of Ros­se, als einer der ers­ten Beob­ach­ter die Spi­ral­struk­tur des „Nebels“. Er beob­ach­te­te M 101 mit sei­nem 72 Zoll New­ton-Reflek­tor „Levia­than“ von Birr Cast­le aus und fer­tig­te auch meh­re­re Skiz­zen an. Heut­zu­ta­ge ist Mes­sier 101, auf­grund ihres äuße­ren Erschei­nungs­bil­des, als Feu­er­rad­ga­la­xie (Pin­wheel-Gala­xie) bekannt und auch im Arp-Kata­log der unge­wöhn­li­chen Gala­xien als Arp 26 kata­lo­gi­siert. Gleich­zei­tig ist die Gala­xie, nach Mes­sier 31 und Mes­sier 33, die visu­ell dritt­größ­te Gala­xie im Messier-Katalog.

Das hellste Mitglied eines kleinen Galaxienhaufens

Mes­sier 101 ist eine 28,8 x 26,9 Bogen­mi­nu­ten gro­ße und 7,7 mag hel­le Grand-Design-Spi­ral­ga­la­xie vom Hub­ble-Typ SBc, die wir von unse­rer Posi­ti­on aus fast genau von oben betrach­ten. Auf­grund ihrer schein­ba­ren Grö­ße an unse­rem Him­mel, besitzt sie nur eine gerin­ge Flä­chen­hel­lig­keit. Sie befin­det sich nach neus­ten Erkennt­nis­se 22 Mil­lio­nen Licht­jah­re von der Erde ent­fernt und ist das hells­te Mit­glied einer Grup­pe aus 9 Gala­xien, zu denen auch die Spi­ral­ga­la­xien NGC 5204, NGC 5474, NGC 5585 sowie die bei­den irre­gu­lä­ren Zwerg­ga­la­xien NGC 5477 und Holm­berg IV (UGC 8837) gehö­ren. Mit einem abso­lu­ten Durch­mes­ser von 184.000 Licht­jah­ren, ist M 101 etwas grö­ßer als unser eige­nes Milch­stra­ßen­sys­tem und besitzt eine Gesamt­mas­se von rund 1 Bil­li­on Son­nen­mas­sen, wobei die Schei­ben­mas­se nur rund 100 Mil­li­ar­den Son­nen­mas­sen beträgt. Von der Aus­deh­nung und Hel­lig­keit her ist Mes­sier 101 mit der Andro­me­da­ga­la­xie (Mes­sier 31) ver­gleich­bar. Die Zen­tral­re­gi­on der Gala­xie besitzt eine Mas­se von unge­fähr 3 Mil­li­ar­den Sonnenmassen.

Wir bli­cken genau von oben auf die Schei­be der Gala­xie, die visu­ell recht sym­me­trisch erscheint. Auf län­ger belich­te­ten Auf­nah­men erkennt man aber, dass die Zen­tral­re­gi­on von M 101 sich deut­lich außer­halb des Zen­trums der Schei­be befin­det und die Gala­xie weit aus­ge­präg­te­re und asym­me­tri­sche Spi­ral­ar­me besitzt. Die Ursa­che dafür sind ver­mut­lich gra­vi­ta­ti­ve Wech­sel­wir­kun­gen mit den Nach­bar­ga­la­xien NGC 5474, NGC 5477 und Holm­berg IV in der Ver­gan­gen­heit. Als Fol­ge die­ser Begeg­nung wird das Was­ser­stoff­gas in der Schei­be kom­pri­miert und eine star­ke Ster­nen­ent­ste­hung in den Spi­ral­ar­men aus­ge­löst, wobei sich hei­ße und mas­se­rei­che blaue Ster­ne bil­den. Auf­grund der hohen Stern­ent­ste­hungs­ra­te wur­den in den zurück­lie­gen­den Jahr­zehn­ten gleich vier Super­no­vae in M 101 ent­deckt: SN 1909A, SN 1951H und SN 1970G. Die letz­te Super­no­va, SN 2011fe, leuch­te­te am 24. August 2011 in Mes­sier 101 auf und wur­de sehr früh von einer voll­au­to­ma­ti­sier­ten Him­mels­durch­mus­te­rung, im Rah­men des Palo­mar Tran­si­ent Fac­to­ry, ent­deckt. Die Super­no­va war vom Typ Ia und erreich­te am 10. Sep­tem­ber eine maxi­ma­le Hel­lig­keit von 9,9 mag. Damit war SN 2011fe, die durch die Explo­si­on eines Wei­ßen Zwer­ges in einem engen Dop­pel­stern­sys­tems aus­ge­löst wur­de, selbst in einem grö­ße­ren astro­no­mi­schen Fern­glas erkenn­bar und gleich­zei­tig die nächs­te Super­no­va seit dem Jahr 1987!

Auf lang belich­te­ten Auf­nah­men sind mehr als 3.000 Stern­wol­ken und H‑II-Regio­nen bekannt, wobei 1.264 von die­sen mit einer eige­nen Num­mer kata­lo­gi­siert wur­den. Sie ent­stan­den durch die Gezei­ten­kräf­te der Nach­bar­ga­la­xien. In ihnen ent­ste­hen auch heu­te noch vie­le mas­se­rei­che Ster­ne, die das Gas in ihrer Umge­bung zum Leuch­ten anre­gen. Zehn von die­sen hel­len, stern­bil­den­den Regio­nen, die zum Teil eine Mas­se von bis zu 10 Mil­lio­nen Son­nen­mas­sen besit­zen, haben sogar eige­ne NGC-Num­mern erhal­ten und über­tref­fen sogar die Mas­se einer Zwerg­ga­la­xie. NGC 5447, NGC 5455, NGC 5461, NGC 5462 und NGC 5471 sind hell genug, um auch in mit­tel­gro­ßen Ama­teur­te­le­sko­pen gese­hen zu wer­den. Da Mes­sier 101 uns rela­tiv nahe steht, kön­nen in ihrer Schei­be auch zahl­rei­che Cep­hei­den, die für die Ent­fer­nungs­be­stim­mung wich­tig sind, von Groß­te­le­sko­pen direkt beob­ach­tet wer­den. Es wird geschätzt, dass M 101 mehr als 150 Kugel­stern­hau­fen besitzt, was unge­fähr der Anzahl in unse­ren eige­nen Milch­stra­ßen­sys­tem ent­spricht. Im Jahr 2001 wur­de mit Hil­fe des Chandra-Rönt­gen­te­le­skop eine ultra­hel­le Rönt­gen­quel­le mit der Bezeich­nung M101 ULX‑1 iden­ti­fi­ziert. Vier Jah­re spä­ter wur­de mit Hil­fe des Hub­ble-Welt­raum­te­le­skops (HST) und XMM-New­ton ein opti­sches Gegen­stück gefun­den. Die­se Rönt­gen­quel­le ist hel­ler als jeder Stern in M 101 und besteht aus einem Rönt­gen­dop­pel­stern, wobei der eine Beglei­ter ein Schwar­zes Loch von 20 bis 30 Son­nen­mas­sen zu sein scheint. Am 28. Febru­ar 2006 ver­öf­fent­lich­te die NASA und die ESA ein sehr detail­lier­tes Foto von Mes­sier 101, das mit Hil­fe des HST auf­ge­nom­men wur­de. Es besteht aus 51 Ein­zel­auf­nah­men und ist zur Zeit das größ­te und detail­lier­tes­te Bild einer Spi­ral­ga­la­xie.

Beobachtung

Obwohl Mes­sier 101 in der astro­no­mi­schen Lite­ra­tur mit einer Hel­lig­keit von 7,7 mag ange­ge­ben wird, ver­teilt sich ihr Licht auf eine Flä­che, die der schein­ba­ren Grö­ße des Voll­mon­des ent­spricht. So ver­wun­dert es nicht, dass ihre Flä­chen­hel­lig­keit nur 14,8 mag pro Qua­drat­bo­gen­se­kun­den beträgt. Die Sicht­bar­keit von Mes­sier 101 hängt des­halb beson­ders stark von der Trans­pa­renz und Dun­kel­heit des Him­mels ab. Mit­un­ter ist sie selbst in einem 8 Zöl­ler, bei schlech­ten Sicht­ver­hält­nis­sen, ein schwie­ri­ges Objekt. In vie­len Gegen­den in Deutsch­land bleibt die Gala­xie des­halb unsicht­bar. Ein mit­tel­mä­ßi­ger Land­him­mel ist für eine Beob­ach­tung der Gala­xie min­des­tens erfor­der­lich. Mit einem 7x50 oder 10x50 Fern­glas erscheint M 101bereits als klei­nes Nebel­wölk­chen ohne Kern. Mit klei­nen Tele­sko­pen zwi­schen 3 und 4 Zoll Öff­nung und nied­ri­ger Ver­grö­ße­rung ist nur die Zen­tral­re­gi­on als ver­wa­sche­ner, ova­ler und knapp 15 Bogen­mi­nu­ten gro­ßer Licht­fleck ohne Struk­tu­ren zu erken­nen. Das unmit­tel­ba­re Zen­trum der Gala­xie erscheint etwas hel­ler. Ab 5 Zoll Öff­nung ist der Zen­tral­be­reich gut sicht­bar. Der Rand­be­reich bleibt aber nach wie vor dif­fus. Unter exzel­len­ten Bedin­gun­gen sind indi­rekt schon andeu­tungs­wei­se die Spi­ral­ar­me, in Form von fle­cki­gen Struk­tu­ren, erkenn­bar. Hier­bei han­delt es sich um die hells­ten Stern­wol­ken und Nebel, die sich ent­lang der Spi­ral­ar­me kon­zen­trie­ren. Ab 8 bis 10 Zoll Öff­nung tre­ten die­se Kno­ten dann deut­li­cher in Erschei­nung. Mit einem Schmal­band­fil­ter und hoher Ver­grö­ße­rung kön­nen nun auch ein­zel­ne HII-Regio­nen mit NGC-Kata­log­ein­trä­gen aus­ge­macht wer­den. NGC 5447 ist der hells­te Kno­ten und befin­det sich 6 Bogen­mi­nu­ten süd­west­lich des Kerns von M 101. Unmit­tel­bar nörd­lich des Gala­xien­kerns steht ein Stern der 12. Grö­ßen­klas­se, der nicht mit einer Super­no­va ver­wech­selt wer­den darf. Ab 12 Zoll Öff­nung sticht die Zen­tral­re­gi­on deut­lich her­vor. Vor einem dif­fu­sen Halo sind nun auch direkt die Spi­ral­ar­me als flä­chen­haf­te Struk­tu­ren mit ein­zel­nen Kon­den­sa­tio­nen in der Gala­xien­schei­be wahr­nehm­bar. Mit noch grö­ße­rer Öff­nung soll­ten nun auch zahl­rei­che Gas­ne­bel und Stern­wol­ken in den Spi­ral­ar­men deut­li­cher hervorstechen.

Mes­sier 101 steht ober­halb der Deich­sel des Gro­ßen Wagens, an der Gren­ze zum Stern­bild Bären­hü­ter (Boo­tes), und ist am bes­ten in den Früh­lings­mo­na­ten beob­acht­bar. Sie bil­det mit den Ster­nen Mizar (Zeta UMa, 2,2 mag) und Alkor (4,0 mag) sowie dem Stern Alkaid (Eta UMa, 1,8 mag) ein gleich­sei­ti­ges Drei­eck. Die Gala­xie befin­det sich rund 5,7° öst­lich von Mizar und 5,5° nord­öst­lich von Alkaid. Um Mes­sier 101 auf­zu­su­chen, betrach­ten wir die Ket­te aus Ster­nen der 5. und 6. Grö­ßen­klas­se, die sich rund 3° in öst­li­cher Rich­tung, von der Ver­bin­dungs­li­nie Mizar und Alkor aus­ge­hend, erstreckt. Nun stel­len wir den öst­li­chen die­ser Ster­ne (86 UMa) in die Mit­te des Sucher­fern­roh­res ein. Rund 1,5° nord­öst­lich die­ses Sterns befin­det sich unser Objekt, nach­dem wir einen wei­te­ren Stern der 7. Grö­ßen­klas­se, 0,5° von 86 UMa ent­fernt, pas­siert haben.

Auf­such­kar­te Feu­er­rad­ga­la­xie (Mes­sier 101) (79,8 KiB, 352 hits)

Steckbrief für Messier 101