Oktober/November 2012: Die Spiralgalaxie Messier 101. Teil 2: Die H II-Regionen

6. November 2012 - g.grutzeck

 Eines vorweg: Die begleitenden Abbildungen sind klein gehalten, weil sie lediglich der Übersicht dienen. Jedes Bild kann doppelt angeklickt werden, dann erscheint es in Originalgröße.
Den Anfang macht eine Übersichtsaufnahme von Messier 101, die wir schon aus Teil 1 dieses Berichts kennen: die mit dem Teleskop Ganymed auf Kreta gemachte Aufnahme (Abb. 1). Ab jetzt wird diese Aufnahme unser Bezugsbild, denn im Vergleich zu kleineren Teleskopen ist der 60-cm-Hypergraph deutlich auflösungsstärker. Dies hat zwei wesentliche astrofotografische Konsequenzen: 1) Bei dem guten FWHM-Wert von 1,1" wird eine beachtliche Sterngrenzgröße erreicht, die sich aus Abb. 2 abschätzen lässt. Dieses Bild zeigt einen Ausschnitt aus dem nördlichen Bereich von M 101. Eingezeichnet sind drei von mehreren hundert gelbroten Sternen, die mit dem 4-m-Spiegel des Kitt Peak National Observatory fotometriert wurden. Die Ergebnisse wurden 1983 veröffentlicht [1]. Stern Nr. 61 hat V = 20,23 mag, Nr. 78 hat V = 21,13 mag und Nr. 77 hat V = 22,87 mag. Aus dieser Reihe lässt sich eine stellare Grenzgröße um V = 23 mag extrapolieren. 2) Bei der überragenden Bildschärfe werden feinste Details wiedergegeben, die in den anderen Bildern nicht zur Geltung kommen. Abb. 3 zeigt jeweils denselben Ausschnitt aus dem nordöstlichen Bereich von M 101, aufgenommen mit drei verschiedenen Teleskopen. Der Leser erkennt sofort, welche Detailschärfe diese Teleskope erbracht haben. Klar, hier spielen die bekannten Faktoren eine Rolle: Nachführpräzision, Öffnung, Brennweite, Pixelgröße, Seeing, usw. Dieses Bild zeigt, dass die Ganymed-Aufnahme am besten zur hoch aufgelösten Wiedergabe der H II-Regionen geeignet ist. Und damit sind wir beim Thema.
M 101 ist entlang ihrer Spiralarme von zahlreichen rot leuchtenden Nebelchen durchsetzt. Schon 1969 hatte P.W. Hodge einen Katalog von 189 H II-Regionen in M 101 publiziert. Im Laufe der Zeit wurde dieser Katalog in Zusammenarbeit mit anderen Astronomen erweitert: 1983 waren es 471 und 1990 schließlich 1264 H II-Regionen [2]. Dabei wurde das Erscheinungsbild der H II-Regionen immer verfeinerter (Abb. 4). Für Astrofotografen dürfte die Aufnahmetechnik der Profi-Astronomen von Interesse sein. M 101 (und andere nahegelegene Galaxien) wurden mit dem 92-cm-Reflektor des Kitt Peak National Observatory auf Hα-empfindlichen Fotoplatten abgelichtet, dazu wurde ein Hα-Filter von 2 nm Halbwertbreite verwendet [3]. Derart schmalbandige Hα-Filter mussten zunächst einmal auf die unterschiedlichen Rotverschiebungen der Galaxien angepasst werden. Warum? Je größer die Fluchtgeschwindigkeit der Galaxien, desto mehr sind sämtliche ihrer Spektrallinien nach Rot hin verschoben. Natürlich verschiebt sich auch die Hα-Linie ihrer H II-Regionen weiter nach Rot und kann bei merklichen Fluchtgeschwindigkeiten außerhalb des schmalen Transmissionsbereichs liegen. In dem Fall registriert der Filter kein Hα-Licht, so als gäbe es in dieser fliehenden Galaxie überhaupt keine H II-Regionen. Also musste der Transmissionsbereich auf die verschobene Wellenlänge angepasst werden. Hinzu kam eine weitere fotografische Technik, die bisher kein Amateur anwendet. Für ein reines Hα-Bild war das Kontinuum aus der Aufnahme zu entfernen. Daher wurden die Galaxien noch einmal mit einem ebenfalls 2 nm breiten Rotfilter aufgenommen, dessen Durchlass aber 4 nm neben Hα lag. Daher lieferte dieser Filter nur ein Bild im roten Kontinuum, ohne Hα-Anteile. Zieht man dieses Rotkontinuum von der ursprünglichen Hα-Aufnahme ab, so bleibt ein fast hundertprozentiges Hα-Bild übrig.
Die hellsten Emissionsnebel können – wie der bekannte visuelle Beobachter Andreas Domenico in einem Aufsatz zeigt – von einem visuell geübten Beobachter bereits mit 120 mm Öffnung erkannt werden [4]. Der fotografische Nachweis gelingt sogar schon mit wesentlich kleineren Instrumenten. In allen Abbildungen sind sie als diffuse Knoten zu sehen. Die hellsten Knoten – um die es im Folgenden geht – tragen eigene NGC-Nummern: NGC 5447, 5453, 5455, 5458, 5461, 5462 und 5471 (Abb. 5). Wie Abb. 1 zeigt, sind einige Knoten kräftig rot gefärbt. Das sind die Hα emittierenden H II-Regionen. Sie erreichen teilweise riesenhafte Ausmaße. Eine riesige H II-Region wird in der internationalen Sprache der Astronomie als “giant H II region” bezeichnet (abgekürzt: GHR). Andere Knoten leuchten überwiegend kräftig blau. Das beweist die Existenz vieler junger Sterne. Sie sorgen aufgrund ihrer Menge und Leuchtkraft für die blaue Farbe der Knoten. Zusätzlich leuchten diese jungen blauen Sterne den eingebetteten Staub mit den umgebenden Molekülwolken an, so dass die Knoten viele blaue Reflexionsanteile besitzen. Von jungen H II-Regionen ist aber auch bekannt (z.B. von den GHRs in den Galaxien der M81-Gruppe), dass ihr Gas sehr stark zur Emission von [O III] angeregt wird [5]. Die helle H II-Region im Norden der irregulären Galaxie IC 2574 in der M 81-Gruppe beispielsweise hat 2,6-fach mehr [O III] als Hα, und das ergibt mehr Blau als Rot. Etliche Astrofotografen wissen das nicht und “trimmen” ihre Aufnahmen dann gnadenlos auf Rot.
Was ist über die GHRs überhaupt bekannt? In M 101 sind sie Quellen starker UV-Strahlung. Das ist zu erwarten, denn H II-Regionen emittieren nur dann ihre typischen Linien, wenn sie durch die starke UV-Strahlung junger, heißer OB-Sterne angeregt werden. Astronomen entdeckten, dass die fünf größten H II-Regionen von M 101 eine starke Röntgenstrahlung aussenden. Untersuchungen mit dem “high resolution imager” des Röntgensatelliten ROSAT ließen daran keine Zweifel [6]. Erklärung: Am Ort der H II-Regionen wird nicht nur optische Emission wie Hα, Hβ, [O III] und [N II] erzeugt. Sternwinde und Supernova-Ausbrüche produzieren auch noch heißes (d.h. schnell bewegtes) Gas, und das emittiert Röntgenstrahlung. Bestätigung brachten Aufnahmen der Röntgensatelliten XMM Newton und Chandra (Abb. 6). Danach sind am Ort der GHRs in M 101 Röntgenstrahlung und UV-Strahlung deutlich höher als in sonstigen Spiralarmbereichen – ein klarer Beweis für Sternentstehung in den GHRs [7, 8, 9].
Abb. 7 zeigt die GHRs aus Abb. 1 in Ausschnittsvergrößerungen. Die hohe Auflösung erlaubt einen tiefen Einblick in die gasförmige und stellare Materie und lässt zahlreiche Details erkennen, die in der Fachastronomie beschrieben werden. Gehen wir die Teilbilder einzeln durch (siehe auch nachfolgende Tabelle).

H II-Region α (2000) δ Ausdehnung Alter (Mio. J.) stell. Masse (Msol)
NGC 5447 14 02 28 +54 16 34 104" x 36" 4,5 ± 0,5 120.000 ± 20.000
NGC 5453 14 02 56 +54 18 29 53" x 14"
NGC 5455 14 03 01 +54 14 29 29" x 25"
NGC 5458 14 03 13 +54 17 55 40" x 29" 110.000 ± 40.000
NGC 5461 14 03 41 +54 19 02 89" x 17" 3,3 ± 0,2 15.000 ± 4.000
NGC 5462 14 03 53 +54 22 06 137" x 48"
NGC 5471 14 04 29 +54 23 53 30" x 30" 4,5 ± 0,5 70.000 ± 10.000

Tabelle: Die hellsten H II-Regionen von M 101; Koordinaten nach [10], Alter und stellare Masse nach [11]; die Ausdehnung jeder H II-Region wurde aus dem Original der Abb. 1 vermessen, bei NGC 5471 aus Abb. 15 (Teil 1). Beachte: 1" entspricht in der Entfernung von M 101 etwa 100 Lj.
NGC 5447 ist aus mehreren hellen Komponenten zusammengesetzt, die nach [12] als Knoten A, B und C bezeichnet werden. Alle Knoten sind eindeutig in punktförmige Quellen aufgelöst. Die meisten davon, gerade die helleren diffusen, dürften Sternhaufen sein. Im Randbereich tauchen aber auch schon helle blaue Einzelsterne auf. Der rot leuchtende, ionisierte Wasserstoff liegt meist dazwischen. Aus Spektrogrammen im fernen Ultraviolett konnte für NGC 5447 ein Alter von 4,5 Millionen Jahren abgeschätzt werden [11]. Schwierig ist es, die Objektgrenzen zu bestimmen. Wo beginnt und wo endet NGC 5447? Dazu schreibt Hodge: “Ob man diese NGC-Objekte als Einheiten mit individuellen Unterteilungen oder als einen Komplex verschiedener H II-Regionen betrachtet, ist natürlich eine Frage der Konvention.” Für sich legte er fest, jedes individuelle Element eines Stern-Gas-Komplexes als eine separate H II-Region anzusehen [2]. Eine interessante Anmerkung dazu kommt von [12]: “Die GHRs sind viel zu heterogene Objekte, als dass man sie blind als Distanzindikatoren verwendet.” Damit wurde den alten Entfernungsmessungen von Sandage eine Abfuhr verpasst. Und eine weitere Bemerkung: “Der Begriff GHR sollte vorsichtig verwendet werden, weil die GHRs in M 101 eher nach Gruppen einzelner H II-Regionen aussehen.” Damit wird die Auffassung von Hodge geteilt. Dennoch habe ich den gesamten Komplex NGC 5447 vermessen und in Tab. 2 eine Ausdehnung von 104" x 36" angegeben. Natürlich ist das subjektiv, weil man die Größe der assoziierten stellaren Wolke mit bewertet. Aber Emissionsnebel und stellare Wolke gehören eben zusammen, und so ist NGC 5447 der zweitgrößte Sternkomplex in M 101 mit geschätzten 120.000 Sonnenmassen [11].
Mit 53" x 14" ist NGC 5453 etwas kleiner. Wie bei den anderen GHRs in M 101 ist die Struktur klumpig. Offensichtlich fehlen jedoch größere Mengen an rot leuchtendem Wasserstoff. Das Objekt gleicht eher einer ausgedehnten Sternenwolke (Assoziation). Ähnliches gilt auch für NGC 5458, deren Alter auf 5,5 – 6 Millionen Jahre geschätzt wurde. Dieses bereits höhere Alter bedeutet, dass ein großer Teil der entwickelten massiven O-Sterne mit ihrer immensen UV-Strahlung schon explodiert sein dürfte. Wolf-Rayet-Sterne beispielsweise “leben” nur bis zu 5 Millionen Jahre. Wegen des Fehlens dieser anregenden Sterne ist das rote Hα-Leuchten kaum vorhanden. Die 40" x 29" große Sternenwolke hat etwa 110.000 Sonnenmassen, ist also ebenfalls sehr massereich. Am äußersten Südrand tauchen einige kleinere H II-Regionen auf.
Eine erheblich kompaktere und kleinere Erscheinung bietet NGC 5455. Auf einer nahezu runden Fläche von 29" x 25" Ausdehnung steckt ein blau leuchtendes, helles Objekt inmitten eines roten Wasserstoffnebels. Die Situation erinnert an den hellen Supersternhaufen NGC 2070 im Tarantelnebel der Großen Magellanschen Wolke. Schnell nachgerechnet: 29" entsprechen in 21 Millionen Lj Entfernung einem echten Durchmesser von 2950 Lj. NGC 5455 ist demnach ähnlich groß wie der Tarantelnebel [13]. Die punktförmigen Quellen im Außenbereich von NGC 5455 sind möglicherweise helle, aufgelöste Einzelsterne.
NGC 5461 misst 89" x 17" und zerfällt nach [14] in Teilknoten A bis E, wobei A als hellster Knoten im Nordosten ins Auge springt. Allerdings ist die stellare Masse gemäß Abb. 7 viel geringer als die von NGC 5447. Tabelle bestätigt die Vermutung durch 15.000 Sonnenmassen, achtmal weniger als in NGC 5447. Gleichzeitig zeigt die Abbildung jedoch, dass das Verhältnis von rotem Hα-Leuchten zum Leuchten der eingebetteten Sterne in NGC 5461 viel höher ist als bei den restlichen GHRs. Dies ist zwar keine wissenschaftliche Aussage, geht aber in die korrekte Richtung, denn die Hα-Leuchtkraft scheint für NGC 5461 die stärkste zu sein [12]. Das Alter von NGC 5461 ist mit 3,3 Millionen Jahren geringer als bei den anderen H II-Regionen, was bestens zum der starken Hα-Leuchtkraft passt.
Ähnlich komplex ist NGC 5462. Zwei Knoten A und B sind erheblich heller als der Rest. Auffällig ist in Abb. 7, dass NGC 5462 offenbar erheblich mehr stellare Anteile besitzt als die anderen GHRs von M 101. Dazu passt eine wissenschaftliche Arbeit, nach der NGC 5461 auf die Sterne bezogen heißer und heller als NGC 5462 ist [7]. Zudem ist die Leuchtkraft des ionisierten Wasserstoffs in NGC 5462 ca. dreimal schwächer als in NGC 5461 [12]. Das Hα-Leuchten von NGC 5462 findet überwiegend außerhalb der blauen Sternknoten statt. Insgesamt ist NGC 5462 wesentlich ausgedehnter als alle anderen GHRs in M 101. Die Abbildung lässt erkennen, dass nordöstlich des Knotens A ein rötliches Leuchten vorliegt, das zu der benachbarten stellaren Wolke überleitet. Ich habe dieses Gebiet also mit einbezogen und bis in die südlichsten Ausläufer von NGC 5462 eine Gesamtausdehnung von 137" x 48" gemessen.
Schließlich zu NGC 5471. SIMBAD bezeichnet NGC 5471 bei einer Objektnachfrage (Object query) in den Basisdaten als Galaxie. Weitere Bezeichnungen lauten LEDA 165629 und MCG+09-23-030, also typische Katalognummern von Galaxien. In vielen wissenschaftlichen Arbeiten wird NGC 5471 jedoch seit langer Zeit als H II-Region von M 101 geführt. Leider liegt das Objekt in Abb. 1 außerhalb des Bildfeldes. Die sehr tiefe Aufnahme von Fabian Neyer (Abb. 17 aus Teil 1) zeigt jedoch, dass NGC 5471 nicht isoliert im Raum neben M 101 steht, sondern klar am Ostrand eines Spiralarmes gelegen ist. Radioastronomen zeigten 1995, wie der neutrale Wasserstoff in Feinstrukturen entlang der Spiralarme verteilt ist [15]. Demnach ist NGC 5471 Bestandteil eines solchen Wasserstoffarms [16]. Ferner gab es inzwischen tiefe Untersuchungen mit dem Weltraumteleskop Hubble. Die Qualität der Hubble-Bilder ist noch einmal deutlich besser als die des Teleskops Ganymed (Abb. 8). Den Hubble-Aufnahmen zufolge ist NGC 5471 tatsächlich eine sehr kompakte H II-Region. Sie besteht wie die anderen Sternentstehungsgebiete in M 101 aus etlichen Einzelknoten (Abb. 9). Schon 1985 wurden fünf einzelne Cluster A bis D identifiziert [17].
Mit dem Weltraumteleskop wurde NGC 5471 in den Wellenlängen 547 und 675 nm aufgenommen und dann fotometriert. Das erzeugte Farbenhelligkeitsdiagramm beweist, dass die Sternentstehung in NGC 5471 seit mindestens 100 Millionen Jahren andauert [16]. Dabei gab es vor 8 und vor 60 Millionen Jahren zwei kräftige Sternentstehungsausbrüche. Heute ist der gesamte Komplex NGC 5471 in eine Blase aus leuchtendem H II gebettet. Ihr Alter wird auf 20 Millionen Jahre geschätzt. Andere Schätzungen besagen, dass NGC 5471 jünger als 5 Millionen Jahre ist [18]. Die Ausdehnung von NGC 5471 ergibt sich aus Abb. 15 in Teil 1 zu etwa 30". Interessant ist, dass diese H II-Region wegen der zahlreichen jungen Sterne sehr blau erscheint und im Vergleich zu den anderen NGC-Objekten in M 101 offenbar die höchste Flächenhelligkeit besitzt. Die “Blauheit” rührt aber nicht nur von den Sternen her, sondern auch vom Gas selbst. NGC 5471 besitzt im hellsten Knoten A eine 3,6-mal stärkere Emission durch blau leuchtendes [O III] und Hβ als durch Hα [17].
Am Ende dieses Berichts nun ein Aufruf zur Beobachtung der H II-Regionen von M 101, nicht nur fotografisch, sondern auch visuell. Aber H II-Regionen visuell beobachten? Geht das denn überhaupt? Unser Auge kann Hα ja gar nicht sehen, es ist doch bekanntlich grün- und blauempfindlich. Das ist zwar richtig, aber die jungen Sternentstehungsgebiete von M 101 leuchten im blauen Licht erheblich stärker als man üblicherweise denkt, wegen der Unmengen an blauen Sternen und wegen der hellen Emission in [O III] und Hβ!

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Abb. 1: M 101, aufgenommen am 19./20. Juli 2011 in Kreta von Makis Palaiologou, Stefan Binnewies und Josef Pöpsel, 60-cm-Hypergraph, f = 4938 mm, SBIG STX-16803 mit LRGB-Filtern (Astrodon 65 mm). Belichtung: 8 x 10 min (L) und je 5 x 10 min für RGB, alles ungebinnt, FWHM = 1,1" Abb. 2: Mit dem 4-m-Spiegel des Kitt Peak National Observatory wurden in M 101 zahlreiche Sterne fotometriert [1]. Anhand der drei eingezeichneten Sterne (Erklärungen im Text) ergibt sich für Abb. 1 eine stellare Grenzgröße um 23 mag. 
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Abb. 3: Feld von 163" x 320" aus M 101 zur Auflösungsbeurteilung. Links: 150-mm-Refraktor aus Abb. 13, Teil 1, Mitte: 304-mm-Spiegel aus Abb. 15, Teil 1, rechts: 600-mm-Spiegel aus Abb. 1. Die Bildauflösung wird nicht nur von der Teleskopöffnung bestimmt, sondern hängt auch ganz wesentlich vom Seeing und von optisch-mechanischen Fehlern während der Aufnahme ab. Ferner ist das Nyquist-Kriterium entscheidend: Zwei bis 3 Pixel auf den Durchmesser des Seeing-Scheibchens. Man beachte die ferne Hintergrundgalaxie, die durch M 101 hindurch scheint. Abb. 4: Kein Sonnenfleck mit Umbra und Penumbra, sondern das Feld FF aus dem Hodge-Katalog [2] mit der invers dargestellten H II-Region NGC 5462.
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Abb. 5: Die hellsten H II-Regionen von M 101 tragen eigene NGC-Nummern (nach [18], ergänzt und überarbeitet). Abb. 6: Aufnahme von M 101 im UV-Licht (Galex). Überlagert sind die Röntgenkonturen einer Chandra-Aufnahme (nach [7]). Helle H II-Regionen wie z.B. NGC 5461 und NGC 5462 sind starke UV- und Röntgenquellen. NGC 5447, 5455 und 5471 waren leider nicht im Chandra-Blickfeld.
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Abb. 7: Sechs H II-Regionen als Ausschnitte aus Abb. 1. Obere Reihe von links: NGC 5447, NGC 5453 und NGC 5455. Untere Reihe von links: NGC 5458, NGC 5461 und NGC 5462. Abb. 8: Vergleich einer Detailzone aus M 101. Oben: aus der Ganymed-Aufnahme (Abb. 1). Unten: aus einer Hubble-Aufnahme.
Bild 9  
Abb. 9: HST-Aufnahme von NGC 5471. Der “natürliche Anblick” täuscht: Für Blau wurde der Grünfilter F547M verwendet, für Grün der Rotfilter F675W und für Rot der Hα-Filter. Das Feld hat 51" x 51" Abmessungen.  

Quellen
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[3] P.W. Hodge, R.C. Kennicutt Jr. (1983). An Atlas of H II regions in 125 galaxies; Astron. Journal 88, 296-328
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[6] Q.D. Wang, S.A. Immler, W. Pietsch (1999). An Ultradeep High-Resolution X-Ray Image of M101: The X-Ray Source Population in a Late-Type Spiral; Astrophys. Journal 523, 121-135
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