März/April 2010: Die benachbarte IC 342/Maffei-Galaxiengruppe – Teil 2: Die wahre Ausdehnung von IC 342

22. September 2010 - g.grutzeck

Ausgangslage

Im ersten Teil wurde abgeschätzt, dass die Spiralgalaxie IC 342 einen wahren Durchmesser von nur 41000 Lj hat, falls man eine Entfernung von 6,8 Millionen Lj [1] zugrunde legt. Damit wäre sie kleiner als die benachbarte 50000 Lj durchmessende Spiralgalaxie M 33. Eine so geringe Größe ist für eine markante und ausgeprägte Spiralgalaxie wie IC 342 jedoch sehr unwahrscheinlich. Je kleiner eine Galaxie, desto geringer ist die Wahrscheinlichkeit, dass eine Spiralstruktur hervorgebracht wird. Gestützt wird diese Überlegung durch eine geschätzte Masse von 110 Milliarden Sonnenmassen [2], was etwa der halben Masse der Milchstraße entspricht. Außerdem wurde für IC 342 eine absolute Blauhelligkeit von -20,2 Mag ermittelt [3], ebenfalls sehr ähnlich zum Wert -20,3 Mag für unsere Milchstraße. IC 342 sollte also doch schon eine größere Spiralgalaxie sein. Das aber würde bedeuten, dass sie entweder weiter weg steht als 6,8 Millionen Lj oder dass ihr großer Durchmesser wegen der starken Extinktion nicht unmittelbar zu erkennen ist. Dem will ich nun nachgehen.

Radioastronomische Erkenntnisse

Sehr aufschlussreiche Erkenntnisse lieferten Radiobeobachtungen von IC 342. Ältere Messungen im Radiokontinuum bei 2,8 cm, 21 cm und 91 cm Wellenlänge zeigten eine einarmige Spiralstruktur sowie einen hellen Kern [4]. Im Kern wurde eine ringförmige Zone aktiver Sternentstehung nachgewiesen sowie Molekülwolken, die mit dieser Sternentstehung klar im Zusammenhang stehen [5, 6]. Neue Beobachtungen in der 21-cm-Radiostrahlung ergaben dann eine zweiarmige Spiralstruktur (Abb. 1), die nach außen immer stärker zerfällt und sich mit den optischen Spiralarmen recht gut deckt [2].

Das in allen Scheibengalaxien vorhandene Gas lässt sich aber am besten nachweisen, wenn man den neutralen Wasserstoff (H I) aufspürt. Bereits aus älteren Untersuchungen ist bekannt, dass die umgebende H I-Scheibe von IC 342 erheblich größer ist als die optisch sichtbare Scheibe aus Sternen [7]. So etwas wird bei vielen großen Spiralgalaxien beobachtet. Diese Radio-Konturen aus [7] habe ich nach einer kleinen Drehkorrektur maßstäblich mit der schönen Aufnahme von Günter Kerschhuber überlagert (Abb. 7 aus Teil 1 dieses Artikels). So wird deutlich, wie weit die Gasscheibe über den äußeren Rand der optischen Galaxienfläche hinausragt (Abb. 2). Jetzt erkennt man, dass IC 342 – zumindest was den Wasserstoffgehalt angeht – mit gut 1° viel größer ist als das fotografische Galaxienbild. Im Zentrum von IC 342 gibt es ein “H I-Loch”. Hier besteht ein Mangel an neutralem Wasserstoff. Er wurde offenbar schon für die Sternbildung im zentralen Galaxienbereich verbraucht. Auffällig ist auch im Nordwesten die klare Asymmetrie, die mit einer Verdrehung (“warp”) der Gasscheibe gegenüber der optischen Scheibe erklärt wird. Ursache dafür könnte die nahe Zwerggalaxie UGCA 86 sein, die sich etwa 94´ südöstlich von IC 342 befindet.

Die Astronomengruppe [2] untersuchte IC 342 auch in der H I-Emission. Das geschah in einer hohen Auflösung von 38″ am VLA (Very Large Array). Dabei präsentierten sich reichhaltig strukturierte Spiralarme (Abb. 3), d.h. die interne Wasserstoffverteilung ist viel differenzierter als die viel auflösungsschwächere Abb. 2 zunächst vermuten ließ. Zahlreiche Löcher sind über die HI-Scheibe verteilt. Auch in diesem Fall habe ich die H I-Konturen maßstäblich in das Kerschhuberfoto übertragen (Abb. 4). Sofort wird klar: Die sich im neutralen Wasserstoff abzeichnende Spiralstruktur reicht mit 42′ x 42′ wesentlich weiter nach außen und setzt sich jenseits der optischen Spiralarme fort! Offenbar ist IC 342 – was den Wasserstoffgehalt angeht –doch größer als erwartet. Damit würde sich die oben erwähnte Diskrepanz zwischen dem nur geringen scheinbaren Durchmesser und der stark ausgebildeten Spiralstruktur schon merklich relativieren. Ideal wäre, wenn sich am Ort der H I-Spiralarme und H I-Knoten auch wirklich Sterne gebildet hätten. Und das ist tatsächlich der Fall, wie ich jetzt anhand neuer Astrofotos zeigen werde.

H II-Regionen

Die Abb. 10 des ersten Teils machte deutlich, dass in IC 342 viele H II-Regionen als Spuren der Sternentstehung hinterblieben. So liegt im Osten, etwa 8,5′ vom Zentrum entfernt, eine längere Kette rot leuchtender Wasserstoffnebel (Abb. 5). Ein weiteres auffälliges Nebelgebiet liegt 9,3′ westsüdwestlich des Galaxienkerns (Abb. 6). Und beim genauen Hinsehen stellt man fest, dass auch noch weiter weg einige größere H II-Komplexe liegen, z.B. eine kleine Nebelansammlung am östlichen Bildrand in 14,4′ Abstand vom Galaxienzentrum (Abb. 7). Dieser Abstand von 14,4′ (= Radius) bedeutet einen Durchmesser von 28,8′. Gäbe es noch mehr solcher weit außen liegenden H II-Regionen, so wäre IC 342 größer als der tabellierte scheinbare Durchmesser von nur 21′ x 21′ zunächst vermuten lässt. Dies veranlasste mich, nach neuen astrofotografischen Ergebnissen zu suchen.

Hohe Auflösung

Fündig wurde ich beim Durchstöbern von Aufnahmen, die mit dem 4-m-Teleskop des Kitt Peak Observatory entstanden waren [8]. Am 4-m-Teleskop des Kitt Peak Observatory hatten T.A. Rector und H. Schweiker gegen Ende des Jahres 2006 eine fantastische Aufnahme von IC 342 gewonnen. Verwendet wurde dabei die Mosaic-1-Kamera mit 64 Mpx. Eine Wiedergabe mit geringer Pixelauflösung ist in Abb. 8 zu sehen. Das Erscheinungsbild – auch von der Tiefe her – ist vergleichbar mit den tiefen Amateurfotos, die im Teil 1 dieses Artikels präsentiert wurden. Aber der Informationsgewinn liegt in den Bildfeinheiten, in der hohen Auflösung und in der Deckung auch der schwächeren Details, Dank der riesigen Teleskopöffnung.

Aus den in [8] bereit gestellten Bildern wählte ich das mit der höchsten Auflösung aus. Und aus diesem Bild nehmen wir uns jetzt diejenigen Stellen vor, die in Abb. 4 mit gelben Zahlen markiert sind. Dort zeigen die Radiospiralarme Verdichtungen im neutralen Wasserstoff. Ob die Profis das auch schon gemacht haben, konnte ich nicht herausfinden. Beginnen wir mit dem "Radio-Abschnitt" Nr. 1 nördlich von IC 342, knapp unterhalb des kleinen Sternentrios. Abb. 9 zeigt, wie dieses Gebiet in der Kitt-Peak-Aufnahme zur Geltung kommt. Umwerfend! Direkt zwischen den hellen, gelben Vordergrundsternen liegt diagonal verlaufend ein optischer Spiralarm, erkennbar an den in einer Reihe angeordneten H II-Regionen. Offensichtlich gibt es dort, wo neutraler Wasserstoff in Form eines Spiralarms vorliegt, auch ionisierten Wasserstoff. Die Verursacher der Ionisation sind gut aufgelöste heiße blaue Sterne, die den optischen Spiralarm an gleicher Stelle bilden. Der Abstand dieses Arms zum Galaxienkern beträgt 15,6′ laut Bildvermessung.

Für den Radio-Abschnitt Nr. 2 zeigt Abb. 10 die entsprechende Detailansicht aus der Kitt-Peak-Aufnahme. Hier entdecken wir eine kleine Wolke aus bläulichen Sternen. Sie verfügt auch über rötlich schimmernde Gebiete ionisierten Wasserstoffs. Der Abstand dieser Wolke vom Galaxienkern beträgt immerhin 18,2′. Äußerst interessant ist Abb. 11. Sie zeigt den vergrößerten Südwestausschnitt von IC 342, wo sich der Radio-Abschnitt Nr. 3 befindet. Hier liegt in 17′ Kernabstand eine auffällige Ansammlung von jungen Sternen, eingerahmt in rot leuchtende H II-Regionen. Diagonal nach oben rechts setzt sich diese Ansammlung als Teil eines optischen Spiralarms fort. Irrtümlich wurde dieses Gebiet zunächst als irreguläre Zwerggalaxie KK 35 entdeckt. Später aber wurde die Vermutung ausgesprochen, es könne sich doch um einen Teil von IC 342 selbst handeln [9]. Zuletzt gibt Abb. 12 einen Blick auf einen weit östlich gelegenen Bereich von IC 342 frei. Dies ist der Radio-Abschnitt Nr. 4. Oben rechts ist die Ansammlung roter Gasnebel sichtbar, die bereits in Abb. 7 zu sehen sind. Links unterhalb davon zieht sich ein sehr schwacher optischer Spiralarm diagonal durchs Bild, 17,2′ vom Galaxienzentrum entfernt. Auch er wird von H II-Regionen begleitet.

Diese vier tief belichteten Detailausschnitte beweisen, dass um IC 342 herum weitere schwache optische Spiralarme mit eingebetteten ionisierten Gasnebeln existieren. Den Hinweis darauf gab uns eine Radiokarte, welche dort dichtere Vorkommen neutralen Wasserstoffs zeigt. Alles in allem wird dadurch der optische Durchmesser von IC 342 auf mindestens rund 34′ erweitert. Die Galaxie kommt bei ihrer Entfernung von 6,8 Millionen Lj nun auf einen wahren Durchmesser von mindestens 67000 Lj. Damit ist sie nun doch erheblich größer als die Spiralgalaxie M 33. Bedenkt man jetzt die Größe, Masse und auch Nähe von IC 342 zur Milchstraße, dann kann man ohne Weiteres davon ausgehen, dass IC 342 in Bezug auf die Lokale Gruppe kräftige gravitative Auswirkungen besitzt [10].

Bild 1 Bild 2
Abb. 1: Das Bild von IC 342 im Radiokontinuum nach [2], siehe auch Text. Abb. 2: Optisches Bild von IC 342 aus Abb. 7 im Teil 1 dieses Artikels, überlagert mit einer älteren Radiokarte der integrierten Verteilung des neutralen Wasserstoffs H I [7]. Das Gas reicht erheblich weiter hinaus als die fotografisch festgehaltenen Spiralarme, siehe Bildmaßstab. Die Ellipse zeigt die geringe Radio-Auflösung von nur 7,0′ x 7,6′.
Bild 3 Bild 4
Abb. 3: Diese Karte zeigt die Verteilung des neutralen Wasserstoffs (H I) in der Galaxie IC 342 (integrierte Intensitäten). Bei der Auflösung von 38″ erkennt man sehr schön, dass das Gas eine klare Spiralstruktur bildet. Das überarbeitete Bild entstammt [2]. Abb. 4: Nur die intensitätsstärksten Dichtelinien des neutralen Wasserstoffs aus Abb. 3 wurden verwendet, um sie der Abb. 7 aus Teil 1 zu überlagern. Jetzt wird sichtbar, wie weit sich die Spiralstruktur des neutralen Wasserstoffs von der eigentlichen optischen Spiralstruktur weg erstreckt.
Bild 5 Bild 6
Abb. 5: Detail aus Abb. 10 im Teil 1, H II-Regionen im Ostbereich von IC 342. Abstand: 14,4′ vom Galaxienkern. Abb. 6: Detail aus Abb. 10 im Teil 1, H II-Regionen im Ostbereich von IC 342. Abstand: 14,4′ vom Galaxienkern.
Bild 7 Bild 8
Abb. 7: Detail aus Abb. 10 im Teil 1, H II-Regionen im Ostbereich von IC 342. Abstand: 14,4′ vom Galaxienkern. Abb. 8: IC 342 nach einer Aufnahme aus dem Jahre 2006 mit dem Mayall 4-m-Teleskop des Kitt Peak Observatory. Dieses Bild wurde im NOAO Press Release 07-03 vorgestellt, Bildrechte: T.A. Rector/University of Alaska Anchorage, H. Schweiker/WIYN and NOAO/AURA/NSF.
Bild 9 Bild 10
Abb. 9: Der vergrößerte Ausschnitt aus dem Nordbereich der Abb. 8 zeigt das Gebiet um den Radio-Abschnitt Nr. 1 aus Abb. 4. Abb. 10: Der vergrößerte Ausschnitt aus dem Nordwestteil der Abb. 8 zeigt das Gebiet um den Radio-Abschnitt Nr. 2 aus Abb. 4.
Bild 11 Bild 12
Abb. 11: Der vergrößerte Ausschnitt aus dem Südwestteil der Abb. 8 zeigt das Gebiet um den Radio-Abschnitt Nr. 3 aus Abb. 4. Abb. 12: Der vergrößerte Ausschnitt aus dem Ostteil der Abb. 8 zeigt das Gebiet um den Radio-Abschnitt Nr. 4 aus Abb. 4.

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[1] Karachentsev I.D., Tikhonov N.A.: Photometric distances to the nearby galaxies IC 10, IC 342, and UGCA 86, visible through the Milky Way; A&A Suppl. Ser. 100, 227-235 (1993)
[2] Crosthwaite L.P., Turner J.L., Ho P.T.P.: Structure in the neutral hydrogen disk of the spiral galaxy IC 342; AJ 119, 1720-1736 (4/2000)
[3] McCall M.L.: H II regions, extinction, and IC 342: a new view of the galactic neighborhood; AJ 97, 1341-1349 (1989)
[4] Hummel E., Gräve R.: The radio continuum emission from IC 342; A&A 228, 315-326 (1990)
[5] Walker C.E. et al.: The starburst properties of M 82, M 83 and IC 342; Bull. American Astron. Soc. 24, 1201 (1992)
[6] Martin R.N., Ho P.T.P.: Hot gas in the nucleus of IC 342; ApJ 308, L7-L10 (9/1986)
[7] Newton K.: Neutral hydrogen in IC 342. I. The large-scale structure; MNRAS 191, 169-184 (1980)
[8] http://www.noao.edu/image_gallery/html/im1032.html
[9] I.D. Karachentsev et al.: Distances to nearby galaxies around IC 342; A&A 408, 111-118 (2003)
[10]    Buta R.J., McCall M.L.: The IC 342/Maffei group revealed; ApJ Suppl. Ser. 124, 33-93 (9/1999)