August/September 2012: Die Spiralgalaxie Messier 101. Teil 1: Das Erscheinungsbild

31. Juli 2012 - g.grutzeck

Das Astromotiv des Monats ist inzwischen aus Zeitgründen ein “Zweimonats-Motiv” geworden, weil die kleine Runde von drei Autoren leider keine weiteren Mitmacher findet. Wir bleiben aber trotzdem bei der bewährten (manchmal auch aufwändigen) Vorstellung astronomischer Objekte. So geht es auch bei M 101 zunächst wieder um die Eigenschaften und das Erscheinungsbild der Galaxie, eingebunden in den Stand der astronomischen Forschung. Und was wäre ein AdM ohne die passenden Bilder. Allen Einsendern sei herzlich gedankt! Die Bildergebnisse (Abb. 1 – 17) zeigen ein recht unterschiedliches, aber ansprechendes Niveau! Sie decken Brennweiten von 300 bis 5000 mm ab und liefern Daten und Fakten, so dass alle Interessierten daraus Anregungen für eigene Aufnahmen und Beobachtungen mitnehmen können. Zur besseren Übersichtlichkeit habe ich alle Bilder so orientiert, dass Norden möglichst oben liegt, auch wenn dann das eingeschickte Breitformat zum Hochformat wurde.
Bereits im Jahre 2009 war M 101 Thema für das “Astromotiv des Monats”. Es gibt aber drei Gründe, diese Galaxie jetzt wieder vorzustellen. Erstens sind seit damals neue Kameras auf dem Markt, mit ihnen gibt es auch neue fotografische Ergebnisse. Zweitens möchte ich konkreter als bisher aufzeigen, was alles in solchen Amateuraufnahmen selbst verborgen ist. Und drittens werden Erkenntnisse aus der astronomischen Forschung von Autor zu Autor unterschiedlich gesehen und bewertet. Auch in dieser Hinsicht werde ich dem interessierten Deep-Sky-Freund neue, weitergehende Infos liefern.
M 101 liegt oberhalb der Deichsel des Großen Wagens. Sie bildet ein gleichseitiges Dreieck mit den beiden östlichen Deichselsternen Zeta und Eta. M 101 kann das ganze Jahr über beobachtet werden, da der Große Wagen zirkumpolar ist. Das Frühjahr ist in unseren mitteleuropäischen Breiten besonders günstig, dann durchläuft das Sternbild bei Kulmination die Zenitgegend.
M 101 hat die 2000er-Koordinaten α = 14h 03min 12s und δ = +54° 20′ 53". Die Galaxie besitzt eine Ausdehnung von 28,8′ und eine scheinbare visuelle Helligkeit von 7,86 mag [1]. Sie gilt als Musterexemplar für den Typ Sc. Man schaut fast in direkter Draufsicht auf die Fläche (englisch: “face-on”). Vom Kern gehen zunächst zwei Spiralarme aus, die sich weiter außen gabeln und fraktionieren (d.h. in Teile zerfallen). Die auflösungsstärksten unserer Bilder zeigen: Zwischen den Armen liegen Staubwolken, zum Kern hin sogar als fein strukturierte Filamente. M 101 ist das größte, massenreichste Objekt in einer kleinen Galaxiengruppe. Welche gehören noch dazu? 1950 nannte der schwedische Astronom Erik B. Holmberg die folgenden Mitglieder: M 51 und die Begleitgalaxie NGC 5195, NGC 5204, NGC 5474, NGC 5585, Holmberg IV, NGC 5301, NGC 5678 und NGC 5866. Vierzehn Jahre später räumte Holmberg ein, dass M 51 viel weiter weg sei. Auch NGC 5301 und NGC 5678 sind entfernter als M 101. Und NGC 5866 liegt in der Draco-Gruppe nahe NGC 5907. Heute darf man davon ausgehen, dass die M 101-Gruppe im Wesentlichen aus folgenden 6 Galaxien besteht:

Galaxie

anderer Name

α / δ (2000)

Typus

D ()

mag

NGC 5457

M 101

14 03 13 +54 20 53

Sc

28,8

7,86 (V)

NGC 5474

UGC 9013

14 05 02 +53 39 44

Scd pec

2,6

10,79 (V)

NGC 5477

DDO 186

14 05 33 +54 27 40

Sd

1,7

14,01 (V)

NGC 5585

UGC 9179

14 19 48 +56 43 45

Sd

2,9

11,22 (V)

NGC 5204

UGC 8490

13 29 37 +58 25 07

Sc/Ir

2,8

11,7 (B)

Ho IV

DDO 185

13 54 46 +53 54 03

Ibm

4,0

14,2 (B)

Die  Galaxiengruppe um M 101, Daten aus [1].
Wie weit ist M 101 entfernt? Diese Frage wird nun ausführlicher beantwortet. Zur Entfernung gibt es nämlich die unterschiedlichsten Aussagen verschiedener Astronomengruppen. Keinesfalls sollte man den Fehler begehen, die erstbeste im Internet aufgeschnappte Entfernungsangabe zu akzeptieren. Besser ist es, verschiedene Angaben aus wissenschaftlichen Arbeiten einander gegenüberzustellen, denn jede Entfernungsbestimmung beruht auf einer anderen Messmethode.
In diesem Zusammenhang ein kleiner historischer Rückblick. Edwin P. Hubble, der am 2,5-m-Spiegel des Mt. Wilson erstmals die Natur der Galaxien als Sternsysteme nachweisen konnte, befasste sich seitdem auch intensiv mit der Ermittlung ihrer Entfernung. In den 1930er Jahren verglich er die scheinbaren und absoluten Helligkeiten der hellsten Einzelsterne miteinander und zog auch die Leuchtkräfte der Galaxien selbst heran. Für die hellsten Sterne in M 101 gab Hubble 1936 eine scheinbare Helligkeit von 17,5 mag an. Das war leider um etwa 1,5 mag zu gering! Gleichzeitig ging er davon aus, dass diese hellsten Sterne in “aufgelösten Nebeln” Absoluthelligkeiten von -6 bis -7 mag besäßen [2]. Auch das ist, wie wir heute wissen, viel zu lichtschwach. Hubble selbst hat es nicht direkt formuliert, aber mit seinen Werten käme M 101 auf einen Entfernungsmodul m-M = 17,5 mag – (-6,5) mag = 24 mag, was nur 2 Millionen Lj entspräche. Allan Sandage gelangte 1962 über die Vermessung von H II-Regionen in M 101 auf 11 Millionen Lj [3]. Ihm unterliefen jedoch gravierende Fehleinschätzungen der Ausdehnung der H II-Regionen. Schließlich schraubten Allan Sandage und Gustav A. Tammann 1974 den Entfernungsmodul auf 29,3 mag herauf [4], das entspricht 23 Millionen Lj. “Diese Entfernung”, so schreiben die Autoren “ist mehr als 10-mal größer als die von Hubble 1936 angenommene Entfernung.” Wohlgemerkt: Zur damaligen Zeit waren selbst mit dem 5-m-Spiegel auf dem Mt. Palomar noch keine Cepheiden in M 101 entdeckt worden. Aber genau diese Veränderlichen werden gebraucht, sind sie doch bekanntlich sehr präzise Entfernungsindikatoren. Sandage und Tammann stützten ihre Angabe im Wesentlichen auf den Nachweis der hellsten blauen Riesen, auf den Durchmesser der größten H II-Regionen und auf Supernova-Helligkeiten. 1983 wurde eine Arbeit veröffentlicht, in der für M 101 wieder eine kleinere Entfernung von 17 Millionen Lj abgeleitet wurde, über die Fotometrie roter Überriesen, von denen die hellsten mit V = 20,9 mag vermessen wurden [5]. Im selben Jahr publizierte auch Sandage neue Werte. Er hatte die hellsten blauen und roten Überriesen von M 101 mit denen von M 33 verglichen und kam dadurch für M 101 auf einen Entfernungsmodul von 29,2 mag, was eine wahre Entfernung von 22,5 Millionen Lj ergab [6]. Schließlich wurden im Rahmen des “Extragalactic Distance Scale Key Project” mit dem Weltraumteleskop Hubble erstmals Cepheiden in M 101 beobachtet [7]. Man fand 29 dieser Sterne mit durchschnittlichen visuellen Helligkeiten von 23,8 mag bei Amplituden bis etwa 1,2 mag (Abb. 18). Kein Wunder also, dass der Nachweis mit erdgebundenen Teleskopen und Fotoplatten bis dahin scheiterte. Über die CCD-Fotometrie konnte ein Entfernungsmodul von 29,34 mag abgeleitet werden (24 Millionen Lj).
Zu guter letzt eine recht neue Entfernungsbestimmung aus dem Jahre 2011. Basierend auf der Untersuchung von 827 (!) verschiedenen Cepheiden in M 101 fanden Shappee und Stanek einen Entfernungsmodul von 29,04 mag [8]. Zusätzlich bemühten sich diese Autoren auch um eine Entfernungsmessung mittels Fotometrie der hellsten Sterne der Galaxie. Sie gelangten – fast identisch – zu 29,05 mag. Das bringt uns nun eine Entfernung von 21 Millionen Lj. Der Leser sieht: Es ging in der Entfernungsbestimmung von M 101 stets hin und her. Letztlich pendelte sich der Wert aber auf ungefähr 21 Millionen Lj ein. Mit dieser Entfernung ergibt sich der echte Durchmesser zu knapp 176.000 Lj. M 101 ist also um 76% größer als unsere Milchstraße.
Unsere Bilder zeigen: Mit Teleskopen ab 150 mm Öffnung können bei gutem Seeing in M 101 Sternassoziationen und offene Haufen aufgelöst werden, ab 250 mm sogar die hellsten Einzelsterne. Die hellsten roten Überriesen haben etwa 20 bis 21 mag. Dermaßen schwache Sterne sind auch mit größten Amateurteleskopen visuell nicht zu entdecken. Aber für ein 250-mm-Teleskop sind sie kein Problem, wenn erstens eine moderne CCD-Kamera verwendet wird und wenn das Bild dann auch zweitens einen guten FWHM-Wert aufweist. Zur Erinnerung: FWHM bedeutet “full width at half maximum” und gibt den Durchmesser der Sternscheibchen auf halber Intensitätshöhe in Bogensekunden an. Der FWHM-Wert berücksichtigt alle Fehler, die während der Aufnahme das instrumentell bestmögliche Sternscheibchen verschmieren. Und da spielt ja nicht nur das Seeing eine Rolle, sondern auch Fehler der Optik, der Nachführung, Fokussierfehler und mechanische Fehler.
Insgesamt hat M 101 eine weißlich-blaue Färbung. Der mittlere Farbindex B-V = 0,45 mag untermauert das. Die zahllosen in den Spiralarmen angehäuften jungen, heißen Sterne erzeugen dieses Blau. Oft wird die Spiralarmstruktur der Galaxie M 101 als “grand design” bezeichnet. Nehmen wir uns einige Arme vor. Im südlichen Galaxienbereich verläuft einer, der sich bis Osten windet, um dann auffallend abzuknicken. Dieses lichtschwächere Spiralarmstück erkennen wir auf den meisten der Abbildungen. Es verläuft hinter dem Abknick seltsamerweise nicht mehr bogenförmig, sondern ist geradlinig und zeigt in etwa in Richtung des 7,9 mag hellen G5-Sterns HD 122865. Als zweite Auffälligkeit hat dieses Spiralarmstück auf seiner östlichen Flanke eine diffuse Verbreiterung – bei keinem anderen Spiralarm von M 101 gibt es so etwas noch einmal. Sehr schön wird dies auf den kräftig belichteten Bildern sichtbar. Und drittens knickt vom nördlichen Ende dieses geradlinigen Arms ein extrem schwacher Fortsatz nach Westen ab, der eher nebelhaft wirkt. In diesem Gebiet, das nur noch die tief belichteten Aufnahmen zeigen, ist die Dichte an Sternen sehr gering im Vergleich zu den helleren Spiralarmen. Um dermaßen schwache Strukturen deutlicher hervortreten zu lassen, habe ich eine spezielle Darstellungsform gewählt: Die Farbaufnahme wurde im Kontrast stark angehoben, so dass die bekannten inneren Galaxienumrisse völlig überbelichtet erscheinen. Diesem Bild wurde das invertierte Farbbild überlagert (Abb. 19), damit die innere Galaxienstruktur wieder erkennbar wurde. In dieser Darstellung entdeckt man auch im Süd- und Südostbereich einige sehr schwache Spiralarme, die auf üblichen Aufnahmen in dieser Deutlichkeit nicht in Erscheinung treten. Schaut man genau hin, so verlaufen sie ebenfalls linear anstatt gebogen.
Schon frühzeitig wurde M 101 radioteleskopisch untersucht. Ziel war die Bestimmung der Masse des neutralen Wasserstoffs und die Messung der Radialgeschwindigkeit. Darüber gab es erste Versuche zur Ermittlung der Rotationskurve. Sofort fiel die unsymmetrische Verteilung des neutralen Wasserstoffs auf. Nach Nordosten sind die Spiralarme weiter in den Außenraum verzogen als nach Südwesten. Als Ursache wurde die Wechselwirkung mit der nahegelegenen, verformten Galaxie NGC 5474 genannt [9]. Diese Theorie wurde aber schon bald modifiziert: Die asymmetrische Verteilung des Wasserstoffs könnte die Folge eines früheren Vorübergangs einer Begleitgalaxie an M 101 sein [10]. Nachdem die ersten Radioteleskope nur sehr geringe Auflösungen im Bereich von mehreren Bogenminuten schafften, verwendeten Allen, Goss und van Woerden 1973 das “Synthesis Radio Telescope” in Westerbork/Holland. Es hat eine vergleichsweise hohe Auflösung von 25" x 30" [11]. Die angefertigte Radiokarte zeigte, dass sich der neutrale Wasserstoff recht genau an den Verlauf der Spiralarme hält (Abb. 20). Wo sich hoch verdichtete Wasserstoffzonen gebildet haben, kommen auch leuchtende H II-Regionen vor. Diese Wasserstoffkonzentrate enthalten nach Berechnungen bis zu 40 Millionen Sonnenmassen an Gas. Schaut man auf dem Radiobild den südlichen bis östlichen und den nördlichen Bereich von M 101 an, so entdeckt man extrem schwache optische Spiralarme, die mit den Wasserstoff-Spiralarmen zusammenfallen. Was lernt der Astrofotograf daraus? Er kann ein Radiobild als Hinweis verwenden, wo er noch nach schwächsten Galaxiendetails suchen kann.
Zur Bestätigung nehmen wir Abb. 17 näher unter die Lupe. Das Bild von Fabian Neyer ist extrem tief und liegt nach meiner Einschätzung jenseits von 26 mag pro Quadratbogensekunde. Es zeigt deckungsgleich mit den Wasserstoffsträhnen aus Abb. 20 die schwächsten Spiralarme von M 101. Nach einer Marathon-Belichtung von 45 Stunden treten diese Arme deutlicher in Erscheinung als bei allen anderen Bildern. Abb. 21 ist (wie Abb. 19) eine kontrastverstärkte, invertierte Darstellung. Die Auswertung dieses Bildes (das kann jeder Leser nachmachen) liefert uns für M 101 einen neuen scheinbaren Durchmesser von 29,3′ x 38,5′. Damit wächst der echte Durchmesser der Galaxie auf sagenhafte 235.000 Lj an.
Zum Schluss des ersten Teils noch ein interessanter Vergleich. In Abb. 22 steht die Aufnahme von Fabian Neyer in ihrer Tiefe der Ganymed-Aufnahme gegenüber. So wird die riesige Größe von M 101 einprägsamer. Klar, dadurch verschwinden die erheblich feineren Strukturen der Abb. 16. Aber das wird im Teil 2 wettgemacht, wenn wir bei den H II-Regionen von M 101 ins Detail gehen!

Bild 1 Bild 2
Abb. 1: Silvia Kowollik nahm M 101 mit der SN 2011fe am 28.08.2011 aus Ludwigsburg auf (Einstieg in die Deep-Sky-Fotografie); 6"-Newton f/4, UV-IR-Sperrfilter, DMK 31 AF03.AS, Belichtung 9 x 32 s zwischen 22:42 – 00:05 Uhr MESZ, Dark- und Flatabzug, heftige Cirren und kräftige Windstöße. Abb. 2: M 101, auch mit Supernova SN 2011fe (siehe Markierungen); Datum: 05.09. und 14.09.2011 mit 200-mm-Schmidt-Cassegrain f/6,3 und Canon EOS 500D (ISO 3200), Gesamtbelichtungszeit 61,5 min, Autor: Michael Hauss.
Bild 3 Bild 4
Abb. 3a: M 101 fotografiert am 22.03.2012 im Stadtgebiet Frankfurt, zwischen Flughafen und Innenstadt, 10"-Newton f/4 auf ASA DDM60 Pro, SBIG ST-8XME, Belichtung 90 min Luminanz, je 30 min RGB ohne Guiding. Bearbeitung: Astroart und Photoshop. Autor: Nikolas Hericks. Abb. 3b: Der Bildautor hat sich nicht getraut … hier aber Abb. 3a mit höherem Kontrast. Und die Supernova SN 2011fe ist noch gut erkennbar, allerdings schwächer als im Spätsommer 2011.
Bild 5 Bild 6
Abb. 4: Supernova SN2011fe in M 101 am 23.09.2011, 80-mm-Refraktor (Apochromat f/7) und CCD-Kamera Atik 16HR. Thorsten Zilch belichtete 7 x 5 min. Auch diese Aufnahme entstand unter Lichtbeeinträchtigung: Im Stadtgebiet von Dortmund. Abb. 5: M 101 am 04.04.2010 (links) ohne und am 23.09.2011 (rechts) mit SN2011fe. Reiner Guse verwendete einen Reflektor RCX 400 (12 Zoll Öffnung) und eine Canon EOS 1000da bei ISO 1600, links mit 0,8-fachem Reduktor und 2 h Belichtung, rechts ohne und 3 h Belichtung.
Bild 7 Bild 8
Abb. 6: Monochrome Aufnahme vom 07.01.2010, 130-mm-Refraktor (Starfire) fokal bei f = 838 mm, CCD-Kamera SBIG ST-2000XM, 30 min Gesamtbelichtungszeit, Autor: Jens Leich, Wiehl. Abb. 7: Frank Slotosch, Refraktor FSQ 106, f = 500 mm, CCD-Farbkamera FLI 4022c, 10 x 10 min belichtet, Aufnahmeort: Vogelsberg. M 101 mit den Begleitgalaxien NGC 5474 (unten) und NGC 5477 (21′ östlich von M 101). NGC 5473 und 5485 links oben sind Hintergrundgalaxien und sind fünfmal weiter entfernt.
Bild 9 Bild 10
Abb. 8: Feld um M 101 ähnlich Abb. 7, aber größer. Rechts unten am hellen Stern ist die schwache irreguläre Zwerggalaxie Holmberg IV erkennbar, ein weiterer echter Begleiter von M 101. Etwa 1° nordnordwestlich von M 101 steht die edge-on-Galaxie NGC 5422, eine entfernte Hintergrundgalaxie. Autor ist Robert Pölzl, Williams 66-mm-Apochromat, effektiv f = 310 mm, Canon EOS 350d mit Baader acf-Filter, 10 x 6 min bei ISO 800 belichtet am 12.02.2008 in 1200 m Höhe. Die Sternkreuze wurden mit einer Drahtspinne erzeugt. Abb. 9: Peter Knappert nahm M 101 im März 2012 auf; 105-mm-Apochromat (TMB), f = 650 mm, CCD-Kamera Moravian G2 8300 FW, L ohne Binning 65 x 20 min, RGB je 50 x 5 min.
Bild 11 Bild 12
Abb. 10: Die Feuerradgalaxie mit gebinnten Teleskopen aus 2010 und 2011. Stephan Küppers und Michael Kunze nutzten jeweils ihren eigenen 8"-Newton, der eine mit einer Canon EOS 500D, der andere mit einer Canon EOS 1000Da bei ISO 1600 bzw. ISO 800, 13 Stunden Gesamtbelichtung an den Niederrhein-Standorten Krefeld und Moers. Abb. 11: Wieder gebinnte Teleskope: M 101 aufgenommen zwischen März bis Mai 2011 und März 2012 mit 6″-Flatfieldkamera (Lichtenknecker) und ATIK 16HR sowie FSQ 106ED (Takahashi) und ATIK 314L+. Die Teleskope haben vergleichbare Brennweiten von 500 mm bzw. 530 mm. Belichtet wurde in L 78 x 5 min + 41 x 10 min + 12 x 6 min. In RGB waren es je 14 x 5 min + je 7 x 10 min. Gesamtbelichtungszeit: 21 h 40 min, verteilt auf 8 Tage. Autoren: Markus Blauensteiner und Herbert Walter.
Bild 13 Bild 14
Abb. 12: 28.02.2011 sowie 02.+03.+04.03.2011, Refraktor Skywatcher Black Diamond ED120/765 mit Skywatcher Flattener 0,85-fach, Canon EOS 1000da (modif.) bei ISO 800, Montierung Neq6Pro, nachgeführt mit Suchfernrohr und Lacerta Mgen, Belichtung 16 h 10 min, Ort: Bruck an der Glocknerstraße, Bildbearbeitung: CCD-Stack, Theli, Photoshop CS4, Autor: Patrick Hochleitner. Abb. 13: M 101 am 08.03.2011, LRGB 2:1:1:1 Stunden, Refraktor Takahashi TOA-150 mit FF67, CCD-Kamera SBIG ST-2000XM, RGB-Filtersatz (Baader), nachgeführt mit Takahashi FS-60 und SBIG ST-402ME, Montierung Takahashi EM-400, Bearbeitung mit PixInsight und PS/CS2, Autor: Hartmut Bornemann.
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Abb. 14: Am 23.05.2009 gegen 1:25 Uhr MESZ nahm Thomas Tuchan in Weidach/Blaustein M 101 auf. Teleskop: ATD 10" auf Montierung Fornax 51, Canon EOS 20Da bei ISO 800, 34 x 5 min belichtet. Abb. 15: Im Februar/März 2011 nutzte Oliver Schneider insgesamt 6 Nächte für M 101. Teleskop: 304-mm-Newton f/4 mit RCC1-Korrektor von Baader, Farbkamera Alccd6c Pro (QHY8pro), Nachführung: Off-Axis-Guider mit Mintron MTV-12V6HC-EX und Guidemaster, 140 x 10 min belichtet (d.h. 23 h 20 min) in Leopoldshöhe, Aufnahmesoftware: CCDCap / Gain 20 / Offset 126, Bildbearbeitung mit Fitswork, Regim B-V, PS CS3.
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Abb. 16: M 101, aufgenommen am 19/20. Juli 2011 in Kreta von Makis Palaiologou, Stefan Binnewies und Josef Pöpsel, 60-cm-Hypergraph bei f = 4938,3 mm, SBIG STX-16803 und LRGB-Filterset von Astrodon (65 mm), belichtet wurde L: 8 x 10 min und R,G,B je 5 x 10 min, alles ungebinnt, gemessener FWHM-Wert 1,1". Abb. 17: Eine extrem tiefe Aufnahme von M 101 gelang Fabian Neyer aus Dübendorf in der Schweiz. Aufnahmezeit: Februar bis Mai 2012, Teleskop: TEC 140 APO f/7,2 mit Flattener, Montierung AstroPhysics 900GoTo, SBIG STL-11000M, mit Filter LHαRGB (Baader) 24,3/5,3/5,8/4,7/5,5 h belichtet, insgesamt 45,6 h (!). Software: PixInsight, Photoshop CS4. Dies war “First Light” für den Apochromaten.
Bild 19 Bild 20
Abb. 18: Der Cepheid C24 in M 101 (aus [7], aber grafisch weiter bearbeitet). Der Lichtwechsel in der V-Helligkeit zeigt die typische “Sägezahn-Lichtkurve”. Die Periode P beträgt 23,5 Tage. Als Zeitachse wird die Phase φ verwendet und φ = 1 (z.B. zwischen den Maxima bei 0,6 und 1,6) entspricht einer kompletten Periode. Abb. 19: Die recht tiefen Aufnahmen von Markus Blauensteiner und Herbert Walter (Abb. 11, links) und von Peter Knappert (Abb. 9, rechts) wurden wie im Text beschriebenen kontrastverstärkt. Die sehr schwachen Außenarme der Galaxie werden so besser sichtbar.
Bild 21 Bild 22
Abb. 20: Radiokarte von M 101 nach [11]. Die weißen Konturen des neutralen Wasserstoffs sind einer Blauaufnahme aus Arps “Atlas of Peculiar Galaxies” überlagert. Es wird ersichtlich, dass der Wasserstoff dem Verlauf der Spiralarme folgt. In Rot sind Abbildungsmaßstab und Auflösung (“Half Power Beam Width”) angegeben. Abb. 21: Darstellung von M 101 wie in Abb. 19. Die sehr schwachen Spiralarme im nördlichen bis nordwestlichen sowie im südlichen bis östlichen Bereich kommen hier aber noch viel stärker heraus. Die Galaxie hat also eine noch größere Ausdehnung.
Bild 23  
Abb. 22: M 101 aus Abb. 16 und aus Abb. 17 wurden auf denselben Maßstab gebracht. Nun ist ein direkter Vergleich bezüglich der erreichten Tiefe und der Galaxienausdehnung möglich.  

Quellen
[1] Datenbank SIMBAD; http://simbad.u-strasbg.fr/Simbad (Stand: Juni 2012)
[2] E. Hubble (1936). The Luminosity Function of Nebulae. I. The Luminosity Function of Resolved Nebulae as Indicated by Their Brightest Stars; Astrophys. Journal 84, 158.
[3] A. Sandage (1962). Problems of extragalactic research, Herausgeber G.C. McVittie, Macmillan Co. New York, Seite 359
[4] A. Sandage, G.A. Tammann (1974). Steps toward the Hubble constant. III. The distance and stellar content of the M 101 group of galaxies; Astrophys. Journal 194, 223-243.
[5] R.M. Humphreys, S.E. Strom (1983). M supergiants and the distance to M101; Astrophys. Journal 264, 458-463
[6] Sandage, A. (1983). The brightest stars in nearby galaxies. II. The color-magnitude diagram for the brightest red and blue stars in M101; Astron. Journal 88, 1569
[7] Kelson D.D. et al. (1996). The Extragalactic Distance Scale Key Project. III. The Discovery of Cepheids and a New Distance to M101 Using the Hubble Space Telescope; Astrophys. Journal 463, 26-59
[8] B.J. Shappee, K.Z. Stanek (2011). A new cepheid distance to the giant spiral M101 based on image subtraction of Hubble space Telescope/Advanced camera for surveys observations; Astrophys. Journal 733, 124 
[9] J.S. Beale, R.D. Davies (1969). Neutral hydrogen asymmetry in the galaxy M 101 as evidence for tidal effects; Nature 221, 531-533
[10] M. Guelin, L. Weliachew (1970). A neutral hydrogen study of the spiral galaxy NGC 5457; Astron. & Astrophys. 7, 141-149
[11] Allen R.J., Goss W.M., van Woerden H. (1973). The giant spiral galaxy M101: I. A high resolution map of the neutral hydrogen; Astron. & Astrophys. 29, 447-451