August 2010: Maffei-Galaxiengruppe Teil 3: Maffei 1 und 2

22. September 2010 - g.grutzeck

Nach den heute besten Messungen sind die Galaxien der IC 342/Maffei-Gruppe etwa 3 bis 4 Mpc entfernt, also 10 bis 13 Millionen Lj. Das ist zwar sehr nahe, aber dennoch wirkt die Gruppe im visuellen Spektralbereich völlig unscheinbar. Sie wird nämlich durch große Mengen an Gas und Staub in der Milchstraßenebene abgedunkelt, teilweise sogar extrem stark. Der Astronom nennt diese Gebiete nahe am galaktischen Äquator “zone of avoidance” (ZOA). Das ist die Zone, die keinen Blick in den dahinter liegenden extragalaktischen Raum erlaubt. Man könnte auch von der “Zone der nur wenigen Galaxien” reden. Einige der hier befindlichen Galaxien (u.a. Maffei 1 und 2) wurden daher auch als “ZOA-Galaxien” katalogisiert [1, 2]. Einen detaillierten Artikel zur Galaxiensuche in der ZOA findet man in [3].
Die ersten beiden Teile meines Berichts behandelten IC 342 selbst. In diesem dritten Teil sollte es laut Ankündigung um die restlichen Mitglieder der IC342/Maffei-Gruppe gehen. Im Laufe meiner Recherchen stellte sich aber heraus, dass die Informationen hierzu umfangreicher und spannender sind als zunächst abzusehen war. Dieser Teil 3 wäre viel zu lang geworden, wenn ich alle restlichen Galaxien vorgestellt hätte. Daher beschränke ich mich erst einmal auf die in Amateurkreisen wenig bekannten Systeme Maffei 1 und 2. In einem späteren Bericht werde ich dann die restlichen Mitglieder der Gruppe vorstellen. Gab es zu IC 342 noch reichlich Amateuraufnahmen, so sind mir von Maffei 1 und 2 keine solchen bekannt. Die Bebilderung in diesem AdM stützt sich deshalb auf professionelle Fotos, abgesehen von einer Feldaufnahme des Gebietes um IC 1805. Die hat es aber in sich, wie jeder Leser bemerken wird.

Maffei 1 und Maffei 2 wurden 1967 von Paolo Maffei (Abb.1) entdeckt. Auf der Suche nach Herbig-Haro-Objekten und T-Tauri-Sternen hatte der italienische Astronom am damals neuen Schmidtspiegel von Asagio seine Arbeit aufgenommen. Das Instrument hat eine 65 cm messende Korrekturplatte und 90 cm Spiegeldurchmesser. Maffei nahm die H II-Region IC 1805 auf und setzte dazu Kodak 103a-O als blauempfindliche und Kodak I-N als infrarotempfindliche Platten ein. Die IR-Platten zeigten südlich der H II-Region deutliche Nebelflecken, welche auf den blauen Aufnahmen nicht zu sehen waren. Nachträgliche H-Alpha-Aufnahmen konnten die IR-Wiedergabe nicht verbessern, so dass der Gedanke an Emissionsnebel verworfen wurde. Maffei publizierte seine Entdeckungen 1968 [4]. Da er sich die Natur der Nebelflecken nicht erklären konnte, bat er seine radioastronomischen Kollegen um bestätigende Beobachtungen. Ende 1969 meldete sich Gavril Grueff, der am Radioteleskop von Medicina die beiden Objekte beobachtet hatte. Er sprach als erster die Vermutung aus, dass es sich um stark gerötete extragalaktische Objekte handelt. Das erste Objekt (Maffei 1) war im Radiobereich nicht feststellbar, das zweite (Maffei 2) aber sehr wohl. Hier sprach Grueff sogar schon von einer Spiralgalaxie. Dies alles ist ausführlich in einer Biografie von Paolo Maffei zu lesen, die 2003 erschien [5].
Maffei 1 und 2 stehen nur 2° südlich der hellen H II-Region IC 1805, sehr nahe am galaktischen Äquator (Abb. 2). Ihr gegenseitiger Abstand beträgt 42′. In diesem Gebiet ist die interstellare Materie sehr dicht, so dass das Licht extragalaktischer Quellen stark absorbiert wird. Auf den blauen POSS-Platten kommen Maffei 1 und 2 fast gar nicht durch. Im roten Licht ist die Wiedergabe etwas besser (Abb. 3 und 4). Detailstrukturen sind bei Maffei 2 kaum erkennbar, nur ein Spiralarmstück südwestlich des Kerns hebt sich schwach ab. Auch bei Maffei 1 sind Details sehr spärlich, wenn eine elliptische Galaxie überhaupt markante morphologische Details besitzt. In Abb. 5. ist eine Ausschnittsvergrößerung von Maffei 1 zu sehen. Darin erkennt man eine Dunkelwolke, die aus Nordwesten kommend in Richtung Galaxienkern verläuft. Sie wurde bereits 1971 von Ford und Jenner entdeckt [6].

Infrarote Strahlung indessen durchdringt den Staub – je langwelliger, desto besser ist der Durchdringungsgrad. Daher wurde Maffei 1 nun in infraroten Wellenlängen untersucht, wobei verschiedene Teleskope zum Einsatz kamen. Umwerfendes Ergebnis: Maffei 1 ist eine große elliptische Galaxie, von ihrer Masse her mit der Milchstraße oder mit M 31 vergleichbar. Die visuelle Absorption durch die galaktische Materie zwischen uns und Maffei 1 wurde zu 5,2 mag bestimmt. Das ist eine Schwächung um den Faktor 120! Zunächst taxierte man die Entfernung noch auf 1 Mpc [7], so dass für Maffei 1 eine Mitgliedschaft in der Lokalen Galaxiengruppe diskutiert wurde. Nach neuen Erkenntnissen ist Maffei 1 jedoch viel weiter entfernt. In einer fotometrischen Arbeit aus dem Jahre 1983 wurden die Daten präzisiert [8]. Die hohe visuelle Absorption von 5,1 mag konnte bestätigt werden. Fotometrisch wurde eine scheinbare visuelle Helligkeit von 11,4 mag ermittelt. Maffei 1 sollte also bei Korrektur der Absorption (d.h. wenn keine Absorption vorläge) eine visuelle scheinbare Helligkeit von 11,4 mag – 5,1 mag = 6,3 mag besitzen. Der integrale Farbindex B-V der Galaxie beträgt 2,38 mag! Das ist enorm stark gerötet. Zum Vergleich: Rote Riesensterne haben Farbindizes von 1,5 bis 2 mag. Ferner konnte der scheinbare Durchmesser von Maffei 1 bestimmt werden. Für die Absorption korrigiert, ergaben sich 15′. Das würde bei einer elliptischen Galaxie eine Absoluthelligkeit von -20,4 mag bedeuten und hätte eine größere Entfernung von (2,1 + 1,3 – 0,8) Mpc zur Folge. Damit war die Diskussion um eine Mitgliedschaft in der Lokalen Gruppe “vom Tisch”.
Nach einer Untersuchung von Davidge und van den Bergh aus dem Jahre 2001 ist Maffei 1 sogar noch weiter entfernt, nämlich (4,4 + 0,6 -0,5) Mpc [9]. Dieses Ergebnis basiert auf der Vermessung der hellsten AGB-Sterne (d.h. Sterne des “asymptotischen Riesenastes”). Einen sehr aktuellen Stand vermittelt eine neuere Arbeit von Fingerhut et al. [10]. Mit spektroskopischen Methoden wurde die visuelle Absorption von Maffei 1 zu 4,67 mag bestimmt – etwas weniger als bei [7] und [8]. Daraufhin musste auch die Entfernung auf 3,01 Mpc korrigiert werden. Ganz neue Werte lieferten [11] im Jahre 2007 – wieder eine kürzere Entfernung von 2,85 Mpc. Wir sehen: Die Distanz zwischen Maffei 1 und Milchstraße ist alles andere als endgültig klar!
In der Untersuchung von [10] werden aktuell noch einige charakteristische Größen von Maffei 1 präsentiert: Die absolute visuelle Helligkeit beträgt -20,92 mag. Damit ist Maffei 1 zwar etwas lichtschwächer als Centaurus A, ist aber dennoch die nächstgelegene elliptische Riesengalaxie und hat die Leuchtkraft unserer Milchstraße. Die scheinbare visuelle Helligkeit wird mit 11,14 mag angegeben – bedingt durch die enorme Absorption. Wäre unsere Galaxis in der Sichtlinie zu Maffei 1 transparent, so würden wir sie mit 6,47 mag sehen, bei einem scheinbaren Durchmesser von 23,4´. Während also die Helligkeitswerte gegenüber [8] nahezu gleich sind, fällt der Durchmesser nun aber deutlich größer aus. Festzuhalten ist: ohne die Obstruktion durch die vorgelagerte Materie der Milchstraße wäre Maffei 1 die fünfthellste Galaxie des Nordhimmels nach M 31, M 33, Maffei 2 und IC 342, wenn die letzten beiden auch unverdeckt wären. Umso erstaunlicher, dass bei Maffei 1 bisher keine Radio-Emission festgestellt werden konnte, im Gegensatz zu Maffei 2 und IC 342.
Auch mit dem Weltraumteleskop Hubble (HST) wurde Maffei 1 beobachtet [12]. Das geschah in den Filterbereichen Rot (675 nm) und IR (814 nm), siehe Abb. 6. Die oben bereits erwähnte Dunkelwolke vor dem Galaxienkern gehört nach Auffassung der Autoren aber nicht zu Maffei 1 selbst, sondern eher zu unserer Milchstraße. Andererseits gibt es etliche elliptische Galaxien, die einen Staubstreifen zeigen. Das Bild habe ich so gedreht, dass Norden oben ist (die Beugungs-Spikes sind nämlich nicht in Nord-Süd orientiert!). Dadurch wird ein direkter Vergleich mit Abb. 7 möglich und die erhöhte Auflösung des HST erkennbar. Mit Hubble war es der Astronomengruppe erstmals auch möglich, mutmaßliche Kugelsternhaufen um Maffei 1 aufzuspüren. Es wurden 20 Kandidaten gefunden, deren Helligkeitsprofil sich eindeutig von dem typischen Profil gleich heller Sterne unterscheidet (Abb. 7). Die hellsten dieser Kandidaten erreichen die Leuchtkraft unseres galaktischen Kugelsternhaufens M 3. Ihre scheinbaren I-Helligkeiten bewegen sich ohne Absorptionskorrektur zwischen 20,6 und 23,6 mag (für unsere gewohnten V-Helligkeiten muss noch einmal etwa 1 mag zugerechnet werden).
Im Jahre 1999 wurden etliche Galaxien der IC 342/Maffei-Gruppe ebenfalls im nahen Infrarot fotografiert [13]. Dazu wurde der Schmidtspiegel auf dem Kitt Peak (Korrekturplatte: 60 cm Durchmesser, Hauptspiegel: 90 cm Durchmesser) mit einer CCD-Kamera ausgestattet. Sie verfügte über einen Tektronix-Chip von 2048 x 2048 Pixeln, Pixelgröße 21 µm. Gefiltert wurde breitbandig im IR-Bereich (Filter Cousins I), bei einer Schwerpunktwellenlänge von 824,4 nm, die Halbwertsbreite des Filters betrug 195,4 nm. Maffei 1 trat jetzt als elliptische Galaxie sehr viel deutlicher aus dem Milchstraßenhintergrund hervor. Die Autoren entwickelten zudem ein Programm, mit dem die Sterne im Bild eliminiert werden konnten (Abb. 8). Der Typus E3 lässt sich sehr gut nachvollziehen.
Jetzt zu Maffei 2. Nach ersten Beobachtungen von Spinrad et al. [14] handelt es sich um eine Spiralgalaxie des Typs Sbc II von mittlerer Größe. Mittels H-Alpha-Aufnahmen konnten vom selben Autor etliche H II-Regionen nachgewiesen werden (Abb. 9), von denen die größte eine Ausdehnung von 16″ erreicht. Aus dem Vergleich mit den H II-Regionen anderer Spiralgalaxien konnte auf eine Entfernung von etwa (5 ± 2) Mpc geschlossen werden. Schauen wir uns das H-Alpha-Bild näher an, so fällt wiederum der südwestliche Spiralarm in 2,2´ Kernabstand auf. Im Vergleich zu Abb. 4 ist dieser Spiralarm jedoch deutlich kontrastreicher, und das gilt auch für den zentralen Galaxienbereich. Dies bedeutet, dass die Galaxie hier ionisierten Wasserstoff in größerer Menge enthält. Messungen am 10,4-m-Teleskop des Owens Valley Radio Observatory ergaben, dass der Kernbereich von Maffei 2 einige CO-Molekülwolken beherbergt [15]. Sie sind das Reservoir, aus dem Sterne entstehen können. Angesichts von H II und CO wurde vermutet, dass in Maffei 2 Sternentstehung möglich ist. Das ist kein Automatismus, denn erst muss etwas da sein, das die Sternentstehung “triggert”, d.h. in Gang setzt, z.B. eine Wechselwirkung mit Nachbargalaxien. Untersuchungen am selben Radioteleskop führten 2008 zu der Erkenntnis, dass in einem kleinen zentralen Ring von Maffei 2 tatsächlich Sterne in größerem Ausmaß entstehen [16]. Molekulares Gas strömt in den Zentralbereich hinein. Der gegenwärtige Starburst, so wurde abgeschätzt, erzeugt etwa 540.000 Sonnenmassen.
Die von [13] angefertigten Aufnahmen IC 342/Maffei-Gruppe im infraroten Bereich umfassten natürlich auch Maffei 2 (Abb. 10). Links im Bild ist die Galaxie eingebettet in das Feld der Vordergrundsterne zu sehen, rechts sind die Sterne subtrahiert. Nun erkennt man auch klar die weitreichenden Spiralarme. Aus dem Bild ergibt sich eine Ausdehnung von knapp 17´. Die Absorption durch galaktische interstellare Materie ist für Maffei 2 größer als für Maffei 1. Ältere Abschätzungen liegen bei visuellen 6,3 mag [14]. Eine aktuelle Untersuchung von 2007 lieferte kleinere Werte: 5,58 mag für die Absorption bei visuellen Wellenlängen. Grundlage dazu waren spektrofotometrische Beobachtungen mit dem 4-m-Teleskop auf dem Kitt Peak in H-Alpha und H-Beta. Aber für Maffei 2 wurde auch eine deutlich geringere Entfernung von (3,34 ± 0,56) Mpc gefunden [11]. Die Entfernung wurde über die “Tully-Fisher-Relation” bestimmt, die aber erst auf den IR-Bereich umformuliert werden musste. Jetzt scheint Maffei 2 doch erheblich dichter an Maffei 1 zu rücken. Und um das Ganze noch abzuschließen, haben [11] auch noch für Maffei 1 und IC 342 neue Daten ermittelt (siehe Tab. 2).
Zwei interessante Bilder von Maffei 1 und Maffei 2 (Abb. 11 und 12) entstammen dem 2MASS, dem “Two Micron All Sky Survey” [17]. Die Falschfarben sind zusammengesetzt aus den infraroten Wellenlängen H, J und K, welche ein erheblich stärkeres Durchdringungsvermögen haben. Von daher erklärt sich die Detailfülle gerade bei Maffei 2. Endgültig steht fest: Maffei 2 ist eine Balkenspirale. Sie hat viel Ähnlichkeit mit NGC 1365 im Fornax-Galaxienhaufen am Südhimmel. Am nordöstlichen Ende befindet sich ein Anhängsel, das die Symmetrie stört. Bereits 1993 vermutete eine Astronomengruppe, dass sich Maffei 2 an dieser Stelle gerade eine Zwerggalaxie einverleibt [18]. Die Astronomen hatten Maffei 2 bereits im J-, H- und K-Bereich abgelichtet und auch schon auf die Balkenstruktur und ihre Unregelmäßigkeit im Nordosten hingewiesen. Das war mit Hilfe einer IR-Einrichtung am 1,3-m-Teleskop auf dem Kitt Peak gelungen. Später gelang es diesen Astronomen, die Balkenstruktur im Radio-Kontinuum bei 21 cm Wellenlänge zu untermauern ([19], Abb. 13) und außerdem noch Maffei 2 hoch aufgelöst in der H I-Emission darzustellen (Abb. 14).
Wichtige Zusammenfassung: Die drei Galaxien IC 342, Maffei 1 und Maffei 2 sind trotz ihrer unscheinbaren Erscheinung große und massive Galaxien. In ihren absoluten Helligkeiten sind sie mit der Milchstraße und mit M 31 vergleichbar (MV etwa -21 mag). Außerdem stehen sie sehr dicht beieinander. Dies hat sicherlich dazu beigetragen, dass Maffei 2 von Maffei 1 gravitativ beeinflusst werden konnte. Eine solche Wechselwirkung wäre ebenfalls ein möglicher Anstoß für die starke Sternentstehung in Maffei 2.

Bild 1 Bild 2 Bild 2b
Abb. 1: Paolo Maffei, Bild aus dem Jahre 1975. Abb. 2: a) In der westlichen Cassiopeia liegen die H II-Regionen IC 1805 und IC 1848, von Dunkelmaterie durchsetzt. Wozu also hier nach Galaxien suchen? Südlich von IC 1805 jedoch scheinen rötlich Maffei 1 und 2 durch die Materie. Die Aufnahme von Dr. Franz Gruber entstand am 15.-17. September 2007 in Pitten/Österreich mit einem Canon-Objektiv 1:2,8/300 mm und einer SBIG STL-11000. Belichtet wurde R und B: je 9 x 18 min, G: 8 x 09 min. b) Ausschnitt aus Abb. 2a, unglaublich gut! Bei leichter Kontrastanhebung erkennt man die Schärfeleistung des Objektivs in Kombination mit der Kamera, aber auch die hohe Glastransmission für Rot und Infrarot. So etwas ist erreichbar in Bezug auf Maffei 1 und 2!
Bild 3 Bild 4
Abb. 3: Maffei 1 (POSS-Aufnahme auf rotempfindlicher F-Platte). Bildfeld 12,9′ x 12,9′. Abb. 4: Maffei 2 (POSS-Aufnahme auf rotempfindlicher F-Platte). Kontrast leicht angehoben. Bildfeld 12,9′ x 12,9′. Etwa 2′ südwestlich des Kerns zieht sich ein Stück Spiralarm aufwärts.
Bild 5 Bild 6
Abb. 5: Ausschnitt aus Abb. 3. Zum Vergleich sind vier Sterne markiert. Sie haben folgende V-Helligkeiten und Farbindizes B-V: a = 12,22 mag/1,50 mag, b = 12,23 mag/1,32 mag, c = 13,56 mag/1,01 mag, d = 16,84 mag/1,60 mag (nach [8]). Abb. 6: Mosaikaufnahme von Maffei 1, gewonnen mit dem Hubble Space Telescope (HST) bei einer Wellenlänge von 814 nm (nahes IR). Der hellste Stern im Bild 25" südwestlich des Kerns ist der Stern "b" aus Abb. 5 mit 12,23 mag. Die drei Sterne rechts davon dürften um 17,5 mag hell sein. Man achte auf die komplexen Dunkelwolken westlich und nordwestlich des Galaxienkerns.
Bild 7 Bild 8
Abb. 7: Kandidaten für Kugelsternhaufen in Maffei 1, aufgenommen mit dem HST bei 814 nm Wellenlänge. Oben: Nr. 10, der hellste Kugelhaufen in Maffei 1. Zum Maßstab: Der schwache Stern knapp rechts unterhalb von Nr. 10 ist 2" entfernt. Unten: Nr. 1, der diffuseste Kugelhaufen. Abb. 8: Infrarotbild von Maffei 1, aufgenommen von [13] mit dem Burrell Schmidtspiegel des Kitt Peak National Observatory im November 1995 (60 cm/90 cm, Fokalverhältnis f/3,5). Das rechte Bild wurde über eine Programmroutine von den Sternen befreit. Der rote Strich ist 3′ lang.
Bild 9 Bild 10
Abb. 9: H-Alpha-Aufnahme von Maffei 2, angefertigt von [14], aus [15]. Abb. 10: Maffei 2, Autoren und Aufnahmetechnik wie in Abb. 10. Der rote Strich ist 5′ lang.
Bild 11 Bild 12
Abb. 11: Elliptische Galaxie Maffei 1 nach dem 2MASS (Two Micron All Sky Survey), Feldgröße 10,4′ x 9,9′. Abb. 12: Balkenspirale Maffei 2 nach dem 2MASS, Feldgröße 12,2′ x 14′.
Bild 13 Bild 14
Abb. 13: Bei 21 cm Wellenlänge wiesen [19] in Maffei 2 nach, dass die Emission des Radio-Kontinuums ebenfalls eine Balkenstruktur aufzeigt (links). Links die Konturdarstellung, rechts eine Überlagerung mit dem K-Graustufenbild aus [18]. Abb. 14: Verteilung des neutralen Wasserstoffs innerhalb von Maffei 2 nach [19]. Das Zentrum ist durch einen farbigen Punkt markiert. Hier ist – wie oftmals in Scheibengalaxien – keine wesentliche Menge an H I festzustellen. Die H I-Verteilung folgt eindeutig den Spiralarmen im IR-Bild (Abb. 10).

Tabellen

Objekt

andere
Bezeichng.

Typus

Entdeckung

V(hel)
km/s

RA (2000)
h   min   s

DEK (2000)
°  ‘ " 

Maffei 1

UGCA 34

E3

Maffei 1968

-87

02 36 35

+59 39 17

Maffei 2

UGCA 39

SAB(rs)bc

Maffei 1968

-23

02 41 55

+59 36 14

IC 342

UGC 2847

SA(s)cd

Denning 1895

+25

03 46 49

+68 05 47

Tabelle 1: Basisdaten von IC 342 und Maffei 1 / 2.

Objekt

B (mag)

V (mag)

I (mag)

A(B)
(mag)

A(V)
(mag)

Distanz
Mpc

M(V)
(mag)

Maffei 1

13,47

11,14

8,06

6,128

4,68

2,85

-20,81

Maffei 2

14,77

12,41

9,29

7,37

5,58

3,34

-21,34

IC 342

9,37

8,31

6,68

2,54

1,92

3,03

-21,10

Tabelle 2: Weitere Daten von IC 342 und Maffei 1 / 2 nach [11]. B, V und I sind totale scheinbare Helligkeiten, A ist die visuelle Absorption für B (blau) und V (visuell). M(V) ist die absolute Helligkeit in Magnituden.
Quellen
[1] Weinberger R. et al.: Penetrating the "zone of avoidance". I. A compilation of optically identified extragalactic objects within |b| <= 5 deg; A&A Suppl. Ser. 110, 269-277 (4/1995)
[2] Lahov O. et al.: Galaxy candidates in the Zone of Avoidance; MNRAS 299, 24 (1998)
[3] R.C. Kraan-Korteweg, O. Lahav: The Universe behind the Milky Way; Astronomy and Astrophysics Review, Vol. 2000, 1-55
[4] Maffei P.: Infrared Object in the Region of IC 1805; PASP 80, 618 (1968)
[5] Maffei P.: My researches at the infrared doors; Mem. Soc. Astron. Ital., 74, 19-28 (2003)
[6] Ford H. C., Jenner D. C.; ApJ 165, L1 (1971)
[7] Spinrad H. et al.: Maffei 1: a new massive member of the Local Group? ApJ 163, L25-L31 (1/1971)
[8] Buta R.J., McCall M.L.: The galactic extinction towards Maffei 1; MNRAS 205, 131-152 (1983)
[9] Davidge T.J., van den Bergh S.: The detection of bright asymptotic giant branch stars in the nearby elliptical galaxy Maffei 1; ApJ 553, L133-L136 (6/2001)
[10] Fingerhut R.L. et al.: The extinction and distance of Maffei 1; ApJ 587, 672-684 (4/2003)
[11] Fingerhut R.L. et al.: The extinction and distance of Maffei 2 and a new view of the IC 342/Maffei group; ApJ 655, 814-830 (2/2007)
[12] Buta R., McCall M.L.: Maffei 1 with the Hubble Space Telescope; AJ 125, 1150-1163 (3/2003)
[13] Buta R.J., McCall M.L.: The IC 342/Maffei group revealed; ApJ Suppl. Ser. 124, 33-93 (9/1999)
[14] Spinrad H. et al.: Optical and near-infrared observations of the nearby spiral galaxy Maffei 2; ApJ 180, 351-358 (1973)
[15] Sargent A.I. et al: CO (2-1) observations of the nucleus of Maffei 2; ApJ 289, 150-154 (1985)
[16] Meier D.S., Turner J.L., Hurt R.L.: Nuclear bar catalyzed star formation: 13CO, C18O, and molecular gas properties in the nucleus of Maffei 2; ApJ 675, 281-302 (3/2008)
[17] http://www.ipac.caltech.edu/2mass/gallery/images_galaxies.html
[18] Hurt R.L. et al.: Maffei 2 revealed: the infrared morphology of a hidden galaxy; AJ 105, 121-127 (1993)
[19] Hurt R.L., Turner J.L., Ho Paul T.P.: H I and the Maffei 2 starburst: a merger scenario; ApJ 466, 135-149 (7/1996)