Messier 101
(NGC 5457)

©Gerald Willems

 Messier 101 ist einer der letzten Einträge in Messiers Liste nebliger Objekte und dabei sicher eines der schönsten. Im Sternbild Großer Wagen gelegen ist M 101 zirkumpolar und daher ganzjährig beobachtbar. Dennoch ist es das Frühjahr, das auch diese Galaxie zu einem Objekt des Jahresanfangs macht. Zum Ausklang des Frühlings soll also M 101 etwas näher betrachtet werden.

 Pierre Méchain hatte M 101 am 27. März 1781 entdeckt. Er beschrieb die Galaxie als schwach und recht groß. Ein Eindruck übrigens, den sicher jeder, der schon einmal M 101 visuell beobachtet hat, bestätigen kann. Er bezifferte die Größe auf 6 bis 7 Bogenminuten [1]. Erst beim Druck der letzten Ausgabe der Messier-Liste wurde M 101 in den Katalog aufgenommen. Verwirrung entstand einige Zeit nach der Veröffentlichung der Messierliste. Es ist bis heute ist nicht geklärt, ob Messier bei seinen eigenen Beobachtungen der Galaxie M 102 diese mit M 101 verwechselte [2]. Méchain vermutete einen Fehler in Messiers Sternkarte.

 M 101 erscheint uns mit einer visuellen Helligkeit von 7,7 Magnituden ein leicht zu beobachtendes Objekt zu sein. Die Angabe der Flächenhelligkeit bringt uns der Realität bei der Beobachtung und der Fotografie schon näher. M 101 weist nur eine Helligkeit von14,8 mag pro Quadratbogenminute auf, was auf ein doch eher schwieriges Objekt hindeutet [1]. Wir sehen M 101 fast direkt von oben (Face on). Sie ist vom Erscheinungsbild das Paradebeispiel einer großen Spiralgalaxie - nach der Hubbleklassifikation ist sie vom Typ Sc. M 101 ist weiterhin das Mitglied einer kleinen Galaxiengruppe (M 101-Gruppe) deren größter Vertreter sie ist. Insgesamt werden neun Galaxien zur M 101-Gruppe gerechnet [3], die fünf hellsten sind in Abb. 1 dargestellt. Wenn man die Entfernung und die Position berücksichtigt, fällt auf, dass M 101 wie ein Bindeglied zwischen der Lokalen Gruppe, der M 81-Gruppe und den Galaxien M 51 und M 63 wirkt (Schlussfolgerung des Autors).

 Die Pinwheel Galaxie, oder Feuerrad Galaxie, wie M 101 auch genannt wird, zeigt auf lang belichteten Aufnahmen ausgeprägte Spiralarme. Während die Galaxie visuell symmetrisch erscheint, zeigen Fotografien, dass sich das Zentrum nicht in der Mitte der Scheibe befindet. Halton Arp nannte sie die “Spirale mit dem schweren Arm“. Arp nahm M 101 auch in seine Liste wechselwirkender Galaxien auf. Diese Wechselwirkung ist auf die Gruppenmitglieder NGC 5477, NGC 5474

 Auffällig in den Spiralarmen sind verschiedene Verdickungen und Knoten. Einige dieser auffälligen Knoten wurden bereits von Wilhelm Herschel erkannt und erwähnt. Später wurden sogar verschiedene Katalognummern für diese Knoten vergeben [3]. Am 14. April 1789 beschrieb Herschel drei dieser kleinen Verdickungen – sie sind heute als NGC 5461, 5462 und 5447 im NGC wiederzufinden. Im Jahre 1830 schrieb William Smyth dazu:„ Es ist einer dieser kugelförmigen Nebel, die durch eine ungeheure Anzahl Sterne statt einer Ansammlung diffuser Materie verursacht werden, und obwohl der Gedanke einer zu dichten Ansammlung aufkommt, zeigt die Blässe seine unvorstellbare Entfernung“ [1]. Später war es Lord Ross, der als erster die Spiralstruktur dieses “Nebels“ erkannte und die Galaxie mit ihren Spiralarmen und mehreren Knoten darin zeichnete. Die größte H-II-Region in M 101, NGC 5471, befindet sich am süd-östlichen Rand der Spirale. NGC 5471 wurde wegen seiner extrem starken Sternentstehungsrate eingehend untersucht [4, 5]. Den Durchmesser von M 101 bestimmte Ross auf 14 Bogenminuten. Mit Hilfe der Fotografie konnte Curtis 1918 den Durchmesser von M 101 auf 16 Bogenminuten bestimmen [1]. Auch er beschrieb einen fast stellaren Kern und erwähnte acht Verdickungen in den Spiralarmen.

 Natürlich ist M 101 das Ziel eingehender Untersuchungen der modernen Astronomie geworden. Ihre Größe, aber besonders ihre relativ nahe Position zu uns machen sie zu einem ergiebigen Forschungsobjekt. Bei den verschiedenen Knoten und Verdickungen handelt es sich natürlich um Sternentstehungsgebiete. Wie von vielen anderen Galaxien bekannt, kommt es auch in M 101 in den Spiralarmen zu Materieverdichtung, die zur Bildung neuer Sterne führt. Die blaue Färbung der Spiralarme ist ein deutliches Indiz für leuchtstarke, junge Sterne. Mit dem Infrarot-Weltraumteleskop Spitzer ist aber eine Besonderheit in M 101 beobachtet worden. In der Abbildung wird deutlich, dass innerhalb der äußeren Spiralarme rote Bereiche in den Verdickungen und Knoten zu finden sind, die sich wie ein Ring um die gesamte Galaxie legen. Wie NASA-Wissenschaftler erklären, sind es rot kenntlich gemachte Gebiete, in denen bestimmte organische Moleküle fehlen [6]. Dabei handelt es sich um so genannte “Polyzyklische aromatische Kohlenwasserstoffe“, die normalerweise in den Sternentstehungsgebieten der gesamten restlichen Galaxie zu finden sind. Auch in den Sternentstehungsgebieten anderer Galaxien sind diese Stoffen normalerweise nachzuweisen, nur eben nicht in den Randgebieten von M 101. Diese organischen Moleküle gelten als Grundbausteine bei der Entstehung von Leben. Man vermutet, dass starke Strahlung diese Grundbausteine zerstört. Dabei sollen besonders massereiche Sterne mit geringer Metallizität für diese zerstörerische Strahlung verantwortlich sein. Wie groß die Aktivitäten in M 101 sind, kann auch anhand einer Aufnahmen des Weltraumteleskops Chandra, das im Röntenbereich arbeitet, erkannt werden. Hier findet man eine Aufnahme, die als Komposit aus Aufnahmen des HST im sichtbaren Bereich, Aufnahmen von Chandra im Röntgenbereich und Aufnahmen von Spitzer im IR-Bereich kombiniert wurden: http://www.spitzer.caltech.edu/images/5163-sig12-005-A-Pinwheel-Galaxy-Rainbow

 Zur Entfernungsbestimmung an M 101 wurden bisher zwei Methoden verwendet. 1996 konnten mit Hilfe des HST Cepheiden in M 101 bestimmt werden, die auf eine Entfernung von 7.4 +/- 0.6 MPc (ca. 24 Mio Lj) schließen ließen [7]. Das Ergebnis deckt sich mit einer Ermittlung der Entfernung durch die Beobachtung Planetarischer Nebel. John J. Feldmeier, Robin Ciardullo und George H. Jacoby hatten über die so genannte “Leuchtkraftfunktion planetarischer Nebel“ eine Entfernung von 25,1 ± 1,6 Millionen Lichtjahre ermittelt [2]. Auch die scheinbare Ausdehnung am Himmel ist inzwischen neu bestimmt worden. Mit 26,9’ x 26,3’ ist M 101 eine der größten Galaxien [7]. Errechnet man aus der scheinbaren Ausdehnung in Bogenminuten und der ermittelten Entfernung die wahre Ausdehnung, so gehört M 101 mit einem Durchmesser von 188 000 Lichtjahren zu den größten bekannten Scheibengalaxien überhaupt. M 101 hat damit fast den doppelten Durchmesser unserer Milchstraße.

Bis heute hat man in M 101 drei Supernovae registriert. SN 1909A wurde 1909 von Max Wolf entdeckt, sie erreichte eine Helligkeit von 12,1 Magnituden. Die zweite Supernova, 1951H, erschien im September 1951 und war vom Typ II. Sie erreichte eine Helligkeit von 17, 5 Magnituden. Ebenfalls vom Typ II war die dritte Supernova, die 1970 beobachtet wurde. SN1970G wurde mit 11,5 Magnituden bestimmt.

Hier noch ein Hinweis für Beobachter und Fotografen:
Die geringe mittlere Flächenhelligkeit der Spirale von 14,8 mag pro Quadratbogenminute weist bereits darauf hin, dass zur Beobachtung und zur Fotografie ein möglichst dunkler Landhimmel notwendig ist. Visuell ist das Zentrum zwar schon mit kleineren Optiken erreichbar, Einzelheiten in den Spiralarmen offenbaren sich aber erst bei Öffnungen ab 8“.Fotografisch sind eigentlich alle Brennweiten nutzbar. Gerade die enorme Ausdehnung am Himmel macht M 101 auch für kleine Refraktoren zu einem interessanten Objekt.

Quellen:

 [1] Ronald Stoyan, Stefan Binnewies, Susanne Friedrich: Atlas der Messier-Objekte

 [2] http://www.maa.clell.de/Messier/E/m102.html

 [3] http://www.seds.org/messier/m/m101.html

 [4] http://server1.sky-map.org/starview?object_type=3&object_id=274     (Clusters in the Luminous Giant H II Regions in M101)

 [5] Skillman, E.D.: Spatial variations in the physical conditions in the giant extragalactic HII region NGC 5471; ApJ 290, 449 (1985)

 [6] http://www.astronomie-heute.de/artikel/962514&_z=798889