Mai 2008 – Die M81-Gruppe Teil 3: Spezielle Zwerggalaxien

21. Mai 2008 - g.grutzeck

Dies ist der letzte Teil des Berichtes über die M81-Gruppe. Von den zahlreichen Zwerggalaxien, die die Hauptgalaxien M81, NGC 2403 und NGC 4236 umgeben, werden einige im Detail vorgestellt. Zum größten Teil sind diese Objekte nie in die engere Wahl für viele Astrofotografen gekommen. Sie sind unscheinbar und wenig spektakulär, weil sie lichtschwach, klein und ohne Spiralstruktur sind. Um sie im Bild deutlich wiedergeben zu können, muss man mit langen Brennweiten und langen Belichtungszeiten arbeiten. Die Zwerge tragen überwiegend Bezeichnungen, die auf den ersten Blick ungewöhnlich erscheinen (siehe Tabellein der rechten Spalte Teil 2). In der Regel hängt das mit den abgekürzten Namen der Entdecker zusammen.
Innerhalb der zentralen M81-Gruppe befindet sich eine Menge neutraler Wasserstoff. Dort bildet er Brücken und Bögen zwischen M81, M82, NGC 3077 und NGC 2976 – Zeugnis einer dynamischen Wechselwirkung in diesem System [1, 2]. Genau in dieser Zone liegt Holmberg IX (Abb. 1 – 6). Ihre scheinbare V-Helligkeit von 14,3 mag ergibt bei einer Ausdehnung von 2,5′ x 2,0′ eine recht geringe mittlere Flächenhelligkeit von 24,7 mag/arcsec2. Die wahre Ausdehnung beträgt etwa 8500 Lj, wenn man eine Entfernung von 11,8 Millionen Lj wie bei M81 annimmt. Da es im Farbenhelligkeitsdiagramm von Holmberg IX aber keinen definierten Roten Riesenast gibt [3], ist die Entfernung fotometrisch nicht leicht zu ermitteln. Die Angaben schwanken daher zwischen 10 und 34 Millionen Lj, wobei der plausibelste Wert von [4] geliefert wird: 11,2 Millionen Lj.
Blaue und rote Überriesen lassen sich in Holmberg IX gut auflösen. Daher ist der Gehalt an Sternen mit größter Wahrscheinlichkeit als jung zu bezeichnen [3], zumal der Rote Riesenast fehlt, der ein typisches Kennzeichen alter Sterne der Population II ist. Einige Astronomen nehmen an, Holmberg IX sei aus dem Material der Gezeitenüberreste kondensiert, wie auch einige andere Zwerggalaxien [5, 6]. Das Alter der Sternpopulationen wird auf 6 bis 200 Millionen Jahre angegeben, und das passt gut zu der Tatsache, dass der letzte nahe Vorübergang zwischen M81 und M82 vor etwa 200 Millionen Jahren ablief [5]. Dass junge blaue Sterne insgesamt überwiegen, beweist eindeutig der Farbindex B – V = 0,22 mag [3].
Holmberg IX beherbergt als irreguläre, gasreiche Zwerggalaxie etliche HII-Regionen. Die größte ist HoIX MH9/MH10, so benannt nach den Entdeckern Miller & Hodge [7]. Am nordöstlichen Außenrand der Zwerggalaxie gelegen, ist das schalenförmige Nebelchen zwar "nur" 14" groß. Das aber bedeutet bei der riesigen Entfernung einen wahren Durchmesser um 800 Lj. Man kann diese HII-Region auf tiefen H-Alpha-Aufnahmen leicht nachweisen (Abb. 5). Auch Amateure sollten dies mit langer Brennweite und CCD-Kamera plus H-Alpha-Filter einmal versuchen.
Bei Untersuchungen von M81 mit dem Einstein-Röntgensatelliten wurde östlich der Galaxie eine sehr starke Quelle gefunden. Sie wurde zunächst M81 X-9 getauft [8], später jedoch wegen ihrer klaren Zugehörigkeit zu Holmberg IX auch Holmberg IX X-1 benannt. Die Röntgenquelle liegt klar innerhalb der vorgenannten HII-Region HoIX MH9/MH10 [9]. Spektroskopisch konnte eine deutliche Emission in [S II] und [O I] nachgewiesen werden, so dass ein Supernova-Überrest vermutet werden darf, der mit dem genannten Nebel eine "Super-Schale" von 800 Lj Durchmesser entwickelt hat. Neuere Untersuchungen ergaben eine Variabilität dieser Quelle. Es wird mehr und mehr vermutet, dass hier ein Schwarzes Loch mit 100 – 1000 Sonnenmassen vorliegt [10, 11].
Eine weitere interessante Zwerggalaxie der M81-Gruppe ist IC 2574, auch als "Coddington-Nebel" bekannt. Dieses Sternsystem steht ca. 3° westlich von M 81 und ist 11,8 Millionen Lj entfernt [12]. Ihr scheinbarer Durchmesser beträgt 13,2′ x 5,4′. Mit einer visuellen scheinbaren Helligkeit von 10,8 mag ergibt sich eine mittlere Flächenhelligkeit von ca. 24,1 mag/arcsec2. Damit ist sie etwas heller als Holmberg IX. Die Typisierung ist in der Literatur nicht ganz einheitlich. Mal wird IC 2574 als irregulär bezeichnet, mal als Zwergspirale. Aus der Morphologie (Abb. 7 – 11) lässt sich wegen der balkenähnlichen Gestalt mit den enthaltenen Sternentstehungsgebieten durchaus ein Magellanscher Typus vertreten.
In IC 2574 lassen sich sehr leuchtkräftige Einzelobjekte auflösen. Die hellsten Roten Riesen mit Absoluthelligkeiten um MV = -8 mag kommen bei 11,8 Millionen Lj Entfernung auf scheinbare Helligkeiten um V = 19,8 mag. Ab etwa 20 bis 21 mag beginnen sozusagen die helleren Einzelsterne der Spektraltypen K und M in größerer Zahl aus dem matten Scheibchen von IC 2574 hervorzutreten. Dem "normal" ausgerüsteten Astrofotografen sind damit schon deutliche Grenzen gesetzt. Mit Optiken ab 300 mm Öffnung und 3 m Brennweite jedoch sind 21-mag-Sterne bei sauberer Nachführung und gutem Seeing (FWHM ≤ 2") kein Problem. Je größer die Öffnung des Teleskops, desto besser. Das verkürzt die Belichtungszeiten und sorgt für weniger mechanische und atmosphärische Auswirkungen auf die Bildqualität. Man achte einmal darauf, wie von Abb. 7 bis 10 die Zahl der Einzelsterne als schwache Punkte vor dem Körper von IC 2574 immer besser herauskommen. Die Qualität der Aufnahme mit einem größeren Profi-Teleskop ist noch deutlich besser (Abb. 11).
In IC 2574 wurde im letzten Jahrzehnt eine Superschale aus neutralem Wasserstoff (HI) von 3.300 Lj Durchmesser entdeckt. Sie war bereits von früheren Radiobeobachtungen her bekannt, als Intensitätsspitze in der Wellenlänge des neutralen Wasserstoffs [13]. Im Zentrum dieser Schale, die sich mit 25 km/s ausdehnt [14], sitzt ein junger, massiver Sternhaufen, dessen Sternwinde von innen heraus die Schale aufblasen [15]. Bei dieser Expansion wird der Wasserstoff an den Schalenrändern verdichtet, so dass hier eine kräftige Sternentstehung stattfindet, begleitet von jungen HII-Regionen. Das Alter beträgt zwischen 11 und 14 Millionen Jahre [16]. Dieses Szenario wird auf unserer besten Amateuraufnahme deutlich gemacht (Abb.12). Die HII-Regionen der Superschale sind auf allen vorliegenden Amateuraufnahmen klar auszumachen. Der zentrale Sternhaufen jedoch kann von Amateurteleskopen nicht als solcher identifiziert werden, er erscheint lediglich als Klecks. Seine Auflösung bleibt professionellen Großteleskopen vorbehalten. Dass es sich wirklich nicht um eine HII-Region handelt, beweist die Abb. 13.
Zum Schluss sollen noch drei irreguläre Zwerge als reine POSS-Bilder vorgestellt werden, nämlich Holmberg II, die von vielen Sternentstehungsgebieten und HII-Regionen geprägt ist, ferner die sehr unscheinbaren Zwerge UGC 4483 und UGC 6456. Ein letzter Tipp an die langbrennweitigen Astrofotografen: Setzen Sie sich ruhig einmal mit den Winzlingen der M81-Gruppe auseinander, es lohnt sich!

Bild 1 Bild 2
Abb. 1: Verteilung des neutralen Wasserstoffs HI im zentralen M81-System. Die Bögen und Brücken lassen die starke gravitative Wechselwirkung erkennen. Bild aus [5], nach [2]. Abb. 2: Der "Galaxy Evolution Explorer" (GALEX) ist ein Teleskop im Erdumlauf, welches mit 50 cm Öffnung die Galaxien im ultravioletten Licht beobachtet. Das volle GALEX-Bild zeigt das Feld um M81 und M82. Sterne im Alter von weniger als 100 Millionen Jahren sind in diesem Bild blau wiedergegeben, z.B. in den Spiralarmen. An der Galaxie M82 wird erkennbar, dass nach dem heftigen zentralen Starburst Material nach außen geschleudert wird. Sehr deutlich tritt knapp östlich von M81 die irreguläre Zwerggalaxie Holmberg IX hervor. Bild: GALEX Team, Caltech, NASA.
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Abb. 3: Holmberg IX nach dem Sloan Digital Sky Survey. Abb. 4: Hohe Ausschnittsvergrößerung aus Abb. 7 in Teil 1 der Artikelserie zur M81-Gruppe: Einzelsterne in Holmberg IX. Johannes Schedler setzte ein 16"-Cassegrain mit einer SBIG STL-11000M ein. Als Filter wurden LRGB und H-Alpha von Astronomik benutzt. Belichtungszeiten: 18 x 10 min bei f/10 für die Luminanzaufnahme, RGB jeweils 6 x 5 min bei f/3, H-Alpha 3 x 10 min bei f/3 (dem Rotkanal zugefügt). Bildbearbeitung: MaxIm, DDP in ImagesPlus, Photoshop. Die Zahlen im rechten Teil des Bildes beziehen sich auf eine Arbeit von Sandage (1984) [S].
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Abb. 5: Eine H-Alpha-Reproduktion aus [7]. Aufnahmeteleskop war der 90-cm-Spiegel des Kitt Peak National Observatory im Dezember 1991. Ein H-Alpha-Filter von 3,8 nm HWB wurde eingesetzt, Kamera und Belichtungszeiten bleiben unerwähnt. Abb. 6: Holmberg IX, aufgenommen als Farbkomposit am Vatican Advanced Telescope. Die Farbkanäle waren B, V + [O III], R + HAlpha + [N II]. Sehr schön kommt die schalenförmige HII-Region HoIX MH9/MH10 zur Geltung. Autorenschaft: Kris Eriksen.
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Abb. 7: IC 2574, aufgenommen am 2. Juni 2002 mit einem Celestron 14 bei f/6 von Bernd Koch. Der helle Stern im Ostteil der Aufnahme hat etwa 8 mag. Mit einer ST-8 plus IR-Sperrfilter wurde 7 x 10 Minuten belichtet mit guter Deckung im Objekt. Aufnahmeort war Sörth im Westerwald. Abb. 8: Magnus Zwick fotografierte IC 2574 mit einem 8"-Newton f/5 und einer Starlight XPress HX 516. Dieser Blauauszug wurde 20 Minuten belichtet und mit einem Tiefpassfilter geglättet. Da kein Dunkelfeldabzug erfolgte, sind noch einige heiße Pixel enthalten. Die hellsten wurden entfernt. Der Bildautor erreicht mit seiner Ausrüstung nach eigener Angabe schwächste Sterne von etwa 19 mag – zu wenig, um Einzelsterne in IC 2574 nachzuweisen.
Bild 9 Bild 10
Abb. 9: Am 18. Juli 2002 nahm Josef Müller IC 2574 mit einem 300-mm-Newton f/5 und einer ST-7 auf. Ein leichter Rotfilter diente zur Herausarbeitung der HII-Regionen. Belichtet wurde 3 x 15 Minuten. Der Mond störte ein wenig, das Seeing war gut, ebenso die Durchsicht. Abb. 10: Diese Aufnahme wurde am 28. Mai 2002 mit einem 14-zölligen RC-Teleskop f/11 und einer ST-10 XME aufgenommen. Belichtung 4 x 10 Minuten bei 3×3-Binning (Pixelgröße 20,4 μm). Bildautoren: Bernd Häusler und Ralf Mündlein, Sternwarte Lindelbach.
Bild 11 Bild 12
Abb. 11: Mit dem 2,2-m-Teleskop auf dem Calar Alto (Südspanien) wurde IC 2574 im Januar 1999 aufgenommen [15]. Der CCD-Chip hatte 2048 x 2048 Pixel, die Auflösung betrug 0,5" pro Pixel. Mit einem Johnson-R-Filter wurde bei einem Seeing von 1,3" insgesamt 20 Minuten belichtet. Abb. 12: Vergrößerter Ausschnitt aus Abb. 10. Als grüner Kreis (schief liegend, daher elliptisch) ist die Super-Wasserstoffschale mit ihren ringsherum angeordneten HII-Regionen zu erkennen. Der rote Pfeil zeigt auf den zentralen Sternhaufen, dessen abströmender "Wind" die Ringstruktur expandieren lässt.
Bild 13 Bild 14
Abb. 13: Vergleich einer Rotaufnahme (Abb. 11) mit einer H-Alpha-Aufnahme. Letztere wurde im Kontinuum subtrahiert, d.h. sie gibt die tatsächliche Verteilung des ionisierten Wasserstoffs wieder. Was auffällt: im rechten, reinen H-Alpha-Bild fehlt der zentrale Sternhaufen in der Superschale. Das beweist, dass es sich nicht um ein H-Alpha-Objekt handeln kann. Teleskop und Kamera wie in Abb. 11, jedoch mit einem engbandigen H-Alpha-Filter erstellt. Abb. 14: Holmberg II nach einer Blauaufnahme (J-Platte) des Palomar Observatory Sky Survey.
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Abb. 15: UGC 4483, sehr klein und unscheinbar (POSS-Blauaufnahme). Südlich davon zwei helle Sterne mit Beugungskreuzen: HD 72288 mit 8,5 mag und Spektraltyp A2 (blau) sowie der noch hellere HD 72338 mit 7,1 mag und Spektraltyp K0 (gelb). Als Farbmotiv wäre das nicht schlecht! Abb. 16: Ebenso unscheinbar, aber etwas heller – UGC 6456 (POSS-Blauaufnahme).

[1] Appleton P.N., Davies R.D., Stephenson R.J.: The neutral hydrogen content of the M 81/M 82 group of galaxies -I. The observations; [2] Nature, 372, 530-532 (1994)
A&A 383, 125-136 (2002)
[4] Georgiev T.B. et al.: (Titel); A&A Suppl. Ser. 89, 529 (1991)
A&A 396, 473-487 (2002)
[6] ApJ 560, L127-L130 (2001)
[7] Miller B.W., Hodge P.: H II regions in M81 group dwarf galaxies; ApJ 427, 656-675 (1994)
[8] Miller B.W.: The optical counterpart to the extremely luminous X-ray source near Holmberg IX: a possible supershell in a tidal tail; [11] Miller J.M., Fabian A.C., Miller M.C.: Revealing a cool accretion disk in the ultraluminous X-ray source M81 X-9 (Holmberg IX X-1): evidence for an intermediate-mass black hole; ApJ 607, 931-938 (2004)
[S] Sandage, A.: The brightest stars in nearby galaxies. III. The color-magnitude diagram for the brightest red and blue stars in M 81 and Holmberg IX; [13] Martimbeau N. et al.: Dark matter distribution and the H I / H-alpha connection in IC 2574; AJ 107, 543 (1994)
[14] Walter F. et al.: X-ray emission from an expanding supergiant shell in IC 2574; ApJ 502, L143 (1998)
[15] Walter F., Brinks E.: Holes and shells in the interstellar medium of the nearby dwarf galaxy IC 2574; AJ 118, 273-301 (1999)
[16] Stewart S.G., Walter F.: Ultraviolet observations of the powering source of the supergiant shell in IC 2574; AJ 120, 1794 (2000)