April 2008 – Die M81-Gruppe Teil2

10. April 2008 - g.grutzeck

Die M81-Gruppe hat eine längliche Form, die sich grob in West-Ost-Richtung erstreckt (Abb. 1). Den zentralen Bereich um M81, M82, NGC 2976 und NGC 3077 hatten wir bereits im Teil 1 kennen gelernt. Das östliche Ende wird durch die größere Spiralgalaxie NGC 2403 sowie NGC 2366 und weitere Zwerggalaxien gebildet, das westliche durch NGC 4236 und einige andere Zwerggalaxien.
 
 
 
 

Galaxie

RA(2000)

h      min    s

DEK(2000)

°     ‘    "

Größe (´)

(NED)

V

(mag)

Typus

NGC 2366

07 28 54.6

+69 12 57

8,1 x 3,3

11,43

IB(s)m

NGC 2403

07 36 51.4

+65 36 09

21,9 x 12,3

8,39

SAB(s)cd

Holmberg II

08 19 05.0

+70 43 12

7,9 x 6,3

11,1

Im

UGC 4459

08 34 07.2

+66 10 54

1,5 x 1,3

14,48

Im

UGC 4483

08 37 03.0

+69 46 31

1,4 x 0,7

15,12

BCD

Holmberg I

09 40 32.3

+71 10 56

3,6 x 3,0

13,00

IAB(s)m

NGC 2976

09 47 15.4

+67 54 59

5,9 x 2,7

10,82

SAc pec

M81

09 55 33.2

+69 03 55

26,9 x 14,1

7,89

SA(s)ab

M82

09 55 52.7

+69 40 46

11,2 x 4,3

9,3

I0 starburst

Holmberg IX

09 57 32.0

+69 02 45

2,5 x 2,0

14,3

Im

NGC 3077

10 03 19.1

+68 44 02

5,4 x 4,5

10,61

I0 pec

UGC 5428

10 05 06.4

+66 33 32

0,9 x 0,9

18,0

Im

UGC 5442

10 07 01.9

+67 49 39

1,8 x 0,9

18,0

Im

DDO 78

10 26 28.0

+67 39 35

2,0 x 2,0

15,8

Im

DDO 82

10 30 35.0

+70 37 07

3,2 x 1,8

13,47

Sm

IC 2574

10 28 23.5

+68 24 44

13,2 x 5,4

10,8

SAB(s)m

DDO 87

10 49 36.5

+65 31 50

2,4 x 2,4

15,1

Im

UGC 6456

11 27 59.9

+78 59 39

1,4 x 0,8

14,5

BCD

UGC 7242

12 14 08.4

+66 05 41

1,9 x 0,8

14,6

Scd

NGC 4236

12 16 42.1

+69 27 45

21,9 x 7,2

10,05

SB(s)dm

DDO 165

13 06 24.8

+67 42 25

3,5 x 1,9

12,8

Im

Tab. 1: Einige Mitglieder der M81-Gruppe. RA und DEK nach [1], Größe, scheinbare Helligkeit und Typus nach [2].
Alles in allem besitzt die M81-Gruppe etwa 60 Mitgliedsgalaxien, von denen die wichtigsten in Tab. 1 aufgelistet sind. Überwiegend sind das massearme Zwerggalaxien, die hier aber nicht aufgeführt sind. Einige sind so lichtschwach, dass sie mit üblichen Amateur-Teleskopen nicht nachweisbar sind. Woran liegt das? Sphäroide Zwerggalaxien wie Ursa Minor Dwarf oder Draco Dwarf, die als Begleiter der Milchstraße in “unmittelbarer Nachbarschaft” von etwa 250.000 Lj stehen, sind schon schwierig genug zu beobachten. Die zahlreichen sphäroiden Zwergsysteme der M81-Gruppe [3] sind im Vergleich dazu etwa 45 bis 50-mal weiter entfernt, was einer Einbuße von 4,2 Größenklassen entspricht!

Die Sc-Galaxie NGC 2403 ist der “Außenposten” der M81-Gruppe im Sternbild Camelopardalis (Giraffe). Mit Abmessungen von 21,9´ x 12,3´ und einer visuellen scheinbaren Helligkeit von 8,4 mag ist sie ein recht attraktives Objekt. Ihre Struktur ist geprägt durch einen kleinen Kern mit groben Spiralarmen. Diese sind mit vielen hellen Sternwolken, Kondensationen und nebulösen Knoten durchsetzt. Dadurch gleicht NGC 2403 von ihrer Erscheinung her stark M 33. Bei 10,4 Millionen Lj Entfernung [4] (d.h. sie steht etwas näher als M81/82) kommt sie auf einen wahren Durchmesser von 66000 Lj, was sie ebenfalls mit M 33 (D x 53000 Lj) vergleichbar macht. NGC 2403 war die erste Galaxie außerhalb der Lokalen Gruppe, in der Cepheiden gefunden wurden. Diese “Standardkerzen” ermöglichen eine recht genaue Entfernungsbestimmung.

Schon Amateuraufnahmen (Abb. 2 – 5) offenbaren zahlreiche H II-Regionen in NGC 2403. Eine “Supersicht” vermittelte das SUBARU-Teleskop (Abb. 6). Die hellsten und größten von ihnen (Abb. 7) übertrumpfen sogar noch 30 Doradus, den bekannten Tarantelnebel in der Großen Magellanschen Wolke. Während der einen beachtlichen Durchmesser von 1300 Lj hat, kommen NGC 2401-I, NGC 2403-II und NGC 2403-III auf 2000, 1600 und nochmals 1600 Lj [5]. Die H II-Regionen sind Orte jüngster Entstehung massiver Sterne. Dies wurde anhand der zahlreichen Wolf-Rayet-Sterne klar. NGC 2403-I und NGC 2403-II enthalten außerdem ähnliche Supersternhaufen wie den Supersternhaufen R136a im Tarantelnebel.

Die nächste Galaxie NGC 2366 ist nach Messungen von [6] 11,2 Millionen Lj entfernt. Das passt gut zu den 11,8 Millionen Lj Entfernung von M81/82 (siehe Teil 1 im März). Mit ihrem scheinbaren Maximaldurchmesser von 8,1´ (Tab. 1) ergibt sich somit für NGC 2366 ein echter Durchmesser von 26000 Lj. Sie ist damit etwas kleiner als die Große Magellansche Wolke (LMC), wird deshalb auch den Zwerggalaxien zugerechnet (Abb. 8). Ihre Form ist wegen des “Balkens” ebenfalls mit der LMC zu vergleichen. Wie die POSS-Aufnahme mit dem 48″ Schmidtspiegel zeigt, ist NGC 2366 aber in den schwächsten Ausläufern noch merklich ausgedehnter (Abb. 9).
Im südwestlichen Mittelbereich von NGC 2366 liegt eine Zone heller Nebel. Sie tragen die Bezeichnung NGC 2366-I, NGC 2366-II und NGC 2366-III. NGC 2366-I mit seiner großen scheinbaren Helligkeit trägt sogar die eigene NGC-Nummer NGC 2363 (= Mrk 71). Es ist bekannt, dass in dieser Region die letzten Sternentstehungsausbrüche (starbursts) passierten. Darüber hinaus spielte sich in der Zeit bis vor 3 Milliarden Jahre eine Sternentstehung im gesamten Galaxienkörper ab. Hoch aufgelöste, erdgebundene Aufnahmen können auch von gut ausgerüsteten Amateuren geliefert werden (Abb. 10). Solche Aufnahmen zeigen, dass NGC 2366-I selbst aus zwei Teilen besteht (Abb. 11). Sie werden von jeweils einem Supersternhaufen (SSC = superstarcluster) zum Leuchten angeregt. Fotometrische Untersuchungen mit dem Weltraumteleskop Hubble haben ergeben [7], dass SSC A der jüngere von beiden ist. Sein Alter beträgt weniger als 1 Million Jahre. Das folgt daraus, dass er noch komplett vom Gas und Staub umgeben ist, aus dem er entstand (Abb. 12). Der SSC B ist älter, nämlich 2,5 bis 5 Millionen Jahre. In ihm wurden bereits vor 15 Jahren massive Wolf-Rayet-Sterne nachgewiesen [8]. Er wurde bereits von innen heraus durch seine Sternwinde von der umgebenden Materie frei geblasen. Dadurch hat der Nebelbereich östlich des SSC B eine Hakenform. Der östlich von NGC 2366-I gelegene Nebelbereich NGC 2366-II ist zwar immer noch jung, aber mit einem Alter von 10 Millionen Jahren schon deutlich früher entstanden als NGC 2366-I. Engagierte Amateure, die mit größeren Teleskopen, empfindlichen CCD-Kameras und H-Alpha-Filtern ausgerüstet sind, sollten jetzt aufhorchen: NGC 2366-I und NGC 2366-II sind weit außen noch von schwachen H-Alpha-Filamenten in Form einer riesigen Blase umgeben, über deren Entdeckung erst 1991 berichtet wurde [9].

L. Drissen, J.-R. Roy und C. Robert (Université Laval/Quebec) entdeckten im Januar 1996 mit dem Weltraumteleskop Hubble einen extrem hellen Einzelstern in NGC 2363 [10]. Es handelt sich um einen “LBV” (luminous blue variable), der mit seiner Absoluthelligkeit von -10 Mag etwa 1 Million Mal heller als unsere Sonne ist. Dieser Stern von 30 bis 60 Sonnenmassen erhielt die Bezeichnung NGC 2363 V1. Er ist physikalisch mit dem bekannten Stern Eta im Carina-Nebel vergleichbar, der gewaltige Eruptionen durchgemacht hat. Offenbar passiert das auch mit NGC 2363 V1, denn in den Jahren 1991 und 1992 war er noch nicht auf erdgebundenen Aufnahmen auszumachen. Heute ist dieser Stern bereits mit fortgeschrittener Amateur-Ausrüstung erreichbar. In Abb. 11 erkennt man ihn ganz deutlich an der “richtigen” Position, wenn man mit dem Hubble-Bild (Abb. 12) vergleicht. Koordinaten (2000) von NGC 2366 V1: RA = 7 h 28 min 43.4 s, DEK = +69° 11′ 24″.

Im Übrigen fällt dem kritischen Astrofotografen beim Vergleich der Abb. 11 und 12 noch auf, dass die hellen H II-Regionen NGC 2366-I und NGC 2366-II nicht rot leuchten, wie man es von einem H-Alpha-Objekt erwartet. Dies ist kein Bearbeitungsfehler der Bildautoren, sondern hat einfache astrophysikalische Ursachen. Diese Nebel strahlen selbstverständlich auch H-Alpha-Licht aus, nur ist das überlagerte blaue, kontinuierliche Licht erheblich intensiver, weil die extrem jungen H II-Regionen noch von einer Menge an Staub durchsetzt sind. Und der streut und reflektiert das Licht der heißen blauen Sterne enorm. In geringerem Maß kennen wir dieses Phänomen auch vom Lagunen-Nebel M8, wo sich starke blaue Strahlungsanteile mit H-Alpha überlagern. Nur ist dies in NGC 2366-I/II noch viel stärker ausgeprägt. Ist der Staub weniger, so wie bei NGC 2366-III, dann kommt auch das rötliche Licht tatsächlich zum Vorschein. Die Abb. 12 indessen zeigt die Nebel nicht “echt”, sondern viel zu rot, so dass selbst der LBV-Stern rötlich wirkt.

Die östliche Ausbeulung der M81-Gruppe wird von der Galaxie NGC 4236 gebildet (Abb. 13, 14). Ihre Entfernungsangaben schwanken. So wird sowohl von 9,8 als auch von 14,5 Millionen Lj berichtet [11, 12]. Das führt bei der Angabe der wahren Ausdehnung zu Werten zwischen 62000 und 92000 Lj. Bei solchen Werten darf man eine Spiralstruktur erwarten. Und tatsächlich zeigt sich auf tiefen Aufnahmen auch eine ziemlich klare Spiralstruktur mit klarem Balken, jedoch liegt NGC 4236 ziemlich schräg.

NGC 4236 kann – wie alle Galaxien der M81-Gruppe – mit größeren Teleskopen schon recht gut aufgelöst werden. Die hellsten blauen Überriesen in NGC 4236 liegen bei 19 mag. An den Enden des Balkens werden einige kräftige H II-Regionen sichtbar. Die größten unter ihnen messen 14 Bogensekunden, was schon auf Werte um 660 bis 950 Lj hinausläuft. Diese leuchtenden Nebel haben ihren Ursprung – wie nicht anders zu erwarten ist – auch in kürzlich abgelaufenen Sternentstehungen. Vielleicht ergibt sich auch hier einmal eine Aufgabe für fortgeschrittene Amateure: Bisher kenne ich keine tiefe H-Alpha-Aufnahme von NGC 4236.

Bild 1 Bild 2
Abb. 1: Schematischer Aufbau der M81-Gruppe Abb. 2: NGC 2403, aufgenommen von Bernhard Hubl am 20.02.2004 in Schlierbach, Österreich. 12"-Newton mit Lumicon Easy Guider, Canon EOS 10D (ISO 800), Belichtung 16 x 6 mi
Bild 3 Bild 4
Abb. 3: NGC 2403, von Bruno Mattern fotografiert. Meade RCX (12" bei f/6,3) und ST-2000XM. Nachführung Off Axis über Giant Easy Guider, Montierung: Mauz 100. Belichtung: 8 x 5 min Abb. 4: NGC 2403. LRGB-Bild von Siegfried Bergthal, darin die im September 2004 erschienene Supernova SN 2004dj (Pfeil). Takahashi Mewlon 210 mit Telekompressor (f = 1762 mm), SBIG ST-2000, Belichtungszeit L = 70 min, R = 30 min, G = 15 min und B = 15 min
Bild 5 Bild 6
Abb. 5: Wolfgang Ries nahm NGC 2403 am 20.12.2004 mit der SN 2004dj auf. 12"-Newton f/6, Starlight SXV-H9 und Filtersatz von Astronomik. Belichtung: L/R/G/B =144/22/21/28 min, L ohne Binning, RGB jeweils 2×2-Binning Abb. 6: So sah das SUBARU-Teleskop am 31.10.2002 die Galaxie NGC 2403. Die Aufnahme entstand im Primärfokus mit der Suprime-Cam. Filter: B (450 nm) für den Blaukanal, R (650 nm) für den Grünkanal, IA (651 nm) für den Rotkanal. Belichtung: 960 s (B), 480 s (R), 480 s (IA651). Bildfeld 26,7′ x 21,3′.
Bild 7 Bild 8
Abb. 7: Hoch aufgelöster Ausschnitt aus der SUBARU-Aufnahme. Abb. 8: Dieses Bild aus dem Jahre 2001 stammt von Harald Strauß. Meade 10" (LX200) mit 1625 mm Brennweite und AO7, 3 x 900 s belichtet mit SBIG ST-7 (2×2-Binning). Ort war die Gahberg-Sternwarte am Attersee auf 860 m Höhe
Bild 9 Bild 10
Abb. 9: Blauaufnahme (J-Platte) von NGC 2366 gemäß dem Palomar Observatory Sky Survey (POSS) mit dem 48-zölligen Schmidtspiegel. Abb. 10: Aufnahme von NGC 2366 mit dem azimutalen 80-cm-Teleskop "Pollux" bei f = 3557 mm und dreilinsigem Wynne-Korrektor. Im mittleren Bereich scheint eine entfernte, orangefarbene Hintergrundgalaxie durch NGC 2366. Mit einer SBIG ST-10 ME und SBIG-Filtersatz wurde belichtet: L = 10 x 200 s (ohne Binning), R, G, B = 5 x 120 s (2×2-Binning). FWHM = 2,19" bei guter Transparenz (6,2 mag). Bildbearbeitung mit MaxIm DL und PS 5.5. Autoren: Philipp Keller und Christian Fuchs.
Bild 11 Bild 12
Abb. 11: Vergrößerter Ausschnitt aus Abb.9. Links die HII-Regionen NGC 2366-I und NGC 2366-II, rechts NGC 2366-III. Letztere scheint von mehr sternförmigen Objekten durchsetzt zu sein. Während NGC 2366-III rötlich schimmert (H-Alpha), kommen die beiden erstgenannten Nebel sehr blau heraus. Erklärung siehe Text. Um NGC 2366-II ist ein roter Kasten gelegt. Er gibt den Rahmen für die Abb. 12 an Abb. 12: Nahansicht von NGC 2363. Man erkennt die beiden jungen, erst “kürzlich” gebildeten Supersternhaufen A (rechts) und B. Ferner ist der helle Stern V1 markiert. Autoren: L. Drissen, J. Roy and C. Robert (Universite Laval), Y. Dutil (CFHT), NASA
Bild 13 Bild 14
Abb. 13: Blauaufnahme (J-Platte) von NGC 4236 gemäß dem POSS. Abb. 14: NGC 4236 nach einer Aufnahmeserie von Bernhard Hubl vom 4., 21. und 22. Mai 2005. Mit einem TeleVue NP101 (4"-Apochromat f = 540 mm) und einer SBIG ST-2000XM plus SBIG-Filtern wurde insgesamt 5 h 12 min belichtet: L = 18 x 12 min, R = 4 x 12 min, G und B = 4 x 6 min. Das Luminanzbild war nicht gebinnt, die Farbkanäle wurden 2-fach gebinnt.

Quellen:
[1] SIMBAD, http://simbad.u-strasbg.fr/Simbad
[2] NASA Extragalactic Database, http://nedwww.ipac.caltech.edu/
[3] Karachentsev I.D. et al.: Dwarf spheroidal galaxies in the M 81 group imaged with WFPC2; A&A 363, 117-129 (2000)
[4] Davidge T.J.: The outer regions of the nearby Sc galaxies NGC 2403 and M33: evidence for an intermediate-age population at large radii; AJ 125, 3046-3070 (2003)
[5] Drissen L., Roy J.-R., Moffat A.F.J., Shara M.M.: The ionizing star clusters of giant H II regions in NGC 2403; AJ 117, 1249-1274 (1999)
[6] Thuan T.X., Izotov Y.I.: A HST study of the stellar populations in the cometary dwarf irregular galaxy NGC 2366; ApJ 627, 739-753 (2005)
[7] Drissen L. et al.: The star formation history of the starburst region NGC 2363 and its surroundings; AJ 119, 688 (2000)
[8] Drissen L., Roy J.-R., Moffat A.F.J.: A search for Wolf-Rayet stars in active star forming regions of low mass galaxies: GR8, NGC 2366, IC 2574, and NGC 1569; AJ 106, 1460 (1993)
[9] Roy J.-R. et al.: Superbubble blowout in the giant HII region NGC 2363? ApJ 367, 141 (1991)
[10] Drissen L., Roy J.-R., Robert C.: NGC 2363; IAU Circ. 6294, 1 (1996)
[11] Tikhonov N.A. et al.: Distance of nearby galaxies NGC 2366, IC 2574, and NGC 4236 from photometry of their brightest stars; A&A Suppl. Ser. 89, 1 (1991)
[12] Karachentsev I.D. et al.: The M 81 group of galaxies: New distances, kinematics and structure; A&A 383, 125-136 (2002)