Geschichte

Das bekannte Galaxienpaar M 81 und M 82 wurde am 31. Dezember 1774 vom Berliner Astronomen J. E. Bode entdeckt - daher auch der etwas weniger gebräuchliche Name Bode's Nebula für M81. Etwas mehr als sechs Jahre später, im Februar 1781, nahm Charles Messier diese beiden Galaxien in seine berühmte Liste nebelhafter Objekte auf. Lord Rosse verglich M 81 mit dem Andromedanebel und entdeckte erstmals in M 82 einige dunkle Staubbänder. ^{[4, 196, 277]}

Physikalische Eigenschaften von M 81 (Bodes Galaxie)

Auf Fotografien von Grossteleskopen zeigt sich M 81 als eine der prächtigsten Galaxien des nördlichen Himmels, bemerkenswert für ihre auffallend symmetrische Struktur und dynamische Erscheinung. Die Spiralwindungen umgeben eine helle eidotterförmige Zentralmasse, welche unzweifelhaft aus Millionen von nicht auflösbaren schwachen Einzelsternen besteht. In dieser hellen Zentralregion befindet sich eine fast stellare Kernverdichtung, die aber auf den meisten Fotografien infolge starker Überbelichtung nicht zu sehen ist. Die gut definierten Spiralarme sind an ihrer Innenseite von dünnen Staubbändern begrenzt, welche auf kurz belichteten Aufnahmen bis auf 35" nahe an den Kern verfolgt werden können. Die Arme selbst erscheinen gut in Sternenwolken und Nebelflecken aufgelöst.

M 81 gehört mit einer Dichte von etwa 0.1 Sonnenmassen pro Kubikparsec zu den dichtesten bekannten Galaxien. Sie besitzt etwa die doppelte Dichte einer typischen Spiralgalaxie wie die vom Aussehen her vergleichbare Andromedagalaxie M 31. Weit über ein Drittel der Masse scheint sich in der zentralen Ausbuchtung zu konzentrieren.

Die Rotverschiebung von M 81 verrät deren Bewegung von etwa 42 km/s in Richtung unseres Sonnensystems. Die Entfernung wurde mit Hilfe der durch das Hubble Space Telescope entdeckten 32 Cepheiden auf rund 11 Mio. Lichtjahre bestimmt. Die Neigung der Rotationsachse zu unserer Blickrichtung beträgt 65 Grad.

M 81 zeigt Spuren einer Interaktion mit den Nachbargalaxien M 82 und NGC 3077. Auf Bildern, welche mittels des Very Large Array Radioteleskops gewonnen wurden, sind zwischen den drei Galaxien schwache Brücken von interstellarem Gas erkennbar. Eine Kollision zwischen M 81 und M 82 vor etwa 200 Mio. Jahren könnte hierfür die Ursache sein. Unmittelbar östlich von M 81 befindet sich eine schwache Verdichtung aus Gas und Sternen mit der Bezeichnung Holmberg IX. Diese zeigt Ähnlichkeit zu den Magellanschen Wolken, den beiden Zwergbegleitersystemen der Milchstrasse. Vermutlich sind auch diese bei einer Kollision entstanden.

Am 28. März 1993 ereignete sich eine Supernova (SN 1993J) in M 81. Sie wurde vom spanischen Amateurastronomen Francisco Garcia mit seinem 25cm-Teleskop entdeckt. Er schätzte die SN zum Zeitpunkt seiner Entdeckung auf eine Helligkeit von 12 mag. Noch 24 Stunden zuvor war die SN auf einer CCD-Aufnahme mit der Grenzhelligkeit von 16 mag eines anderen Amateurastronomen in Frankreich nicht auszumachen. Etwa einen Monat später erreichte die Supernova des Typs IIb ein zweites Maximum von 10.5 mag. Der Vorläufer dieser Supernova wurde fotografisch mit einem K0-Überriesen von 10 bis 18 Sonnenmassen identifiziert.

Physikalische Eigenschaften von M 82 (Zigarrengalaxie)

Die Galaxie M 82 ist ein eigenartiges Objekt, das in kleinen Teleskopen leicht für eine edge-on Spiralgalaxie gehalten werden kann. Fotografien mit Grossteleskopen zeigen jedoch eine amorphe, ausgedehnte Masse von ziemlich nebelhaftem Aussehen, zerteilt in dunstige Strähnen und Filamente entlang den Kanten und durchquert von dunklen, irregulären, lichtabsorbierenden Staubwolken. Der integrierte Spektraltyp dieses Systems ist etwa A5, doch Farbmessungen zeigen, dass die Aussenbereiche blauer als die Zentralregion sind. Der gesamte Farbindex ist jedoch äquivalent zur Klasse G0. Die Diskrepanz zwischen der integrierten Spektralklasse und dem Farbindex wurde einer Rötung des Sternenlichtes durch grosse Staubvorkommen in der Galaxie zugewiesen. Eine weitere seltsame Eigenart ist das stark polarisierte Licht aus Teilgebieten von M 82, welches die Präsenz eines starken Magnetfeldes vermuten lässt. Im Jahre 1962 wurde im Kerngebiet von M82 erstmals eine starke Radioquelle entdeckt. Man nimmt heute an, dass es sich hierbei um Überreste zahlreicher Supernovae handelt.

Die filigranen Gasschwaden, welche explosionsartig radial vom Zentrum etwa 10'000 Lichtjahre aus der Galaxienebene heraus gerichet sind, werden von zwei langgestreckten Gasblasen hervorgerufen, die nahezu senkrecht zur Scheibe von M 82 orientiert sind und sich im Kern berühren. Es scheint, als folgen die Filamente starken Magnetfeldlinien. Sie leuchten zudem sehr stark im Bereich von H-alpha bei 656.3nm. Spektroskopische Untersuchungen ergaben, dass sich diese Materie mit etwa 1000 km/s vom Zentrum der Galaxie wegbewegen. Doch die Geschwindigkeit nimmt mit wachsender Distanz zum Kern rasch ab. In 3500 Lichtjahren Abstand beträgt sie lediglich noch etwa 350 km/s. Nach weiteren 1000 Lichtjahren ist sie vernachlässigbar gering. Die totale expandierende Masse wurde auf etwa 5 Mio. Sonnenmassen geschätzt.

Vermutlich hat sich in kosmischen Massstäben kürzlich, erst vor etwa 1.5 Mio. Jahren, ein gewaltiger Ausbruch in der Zentralregion von M 82 ereignet. Diese Aktivität könnte durch gravitationale Störungen von der Nachbargalaxie M 81 ausgelöst worden sein. Offensichtlich hat dadurch ein Starburst eingesetzt, bei dem innerhalb kurzer Zeit im Galaxienkern Unmengen neuer Sterne entstehen. Die dabei erzeugte Hitze und die Strahlung treiben Gas- und Staubmassen in Richtung der Galaxienpole aus der Ebene des Systems in den intergalaktischen Raum.

Physikalische Eigenschaften der Galaxie NGC 3077

Die Galaxie NGC 3077 ist eine irreguläre Galaxie des nichtmagellanschen Typs (nach Deep-Sky Field Guide to Uranometria). Bei LEDA findet sich jedoch die Angabe des Hubble-Typs von «Sd», was eine Spiralgalaxie mit sehr weit offenen Spiralarmen ist. Dreyer beschrieb die Galaxie als ziemlich hell und gross, mit einem helleren Zentrum und von runder Form. NGC 3077 gehört zur selben Gruppe wie M 81 und M 82. Es zeigen sich sogar Spuren einer Interaktion zu M 81.

M 81 und M82 bilden das Zentrum einer kleinen Gruppe von etwa zehn weiteren Galaxien, darunter NGC 3077, NGC 2976, NGC 2366, IC 2574, Holmberg II und NGC 2403. Mit einer Entfernung von etwa 6.5 bis 9 Mio. Lichtjahren ist die M81-Gruppe neben der Sculptor-Gruppe womöglich die nächstgelegene zu unseren Lokalen Gruppe.

Auffindtipp

Da sich das Galaxienpaar sehr weit nördlich am Himmel befindet, gestaltet sich die Suche mit äquatorial montierten Teleskopen etwas umständlicher. Bei manchen Montierungstypen befinden sich die beiden Galaxien gar im schon 'toten' Bereich um den Himmelsnordpol. Es gibt aber dennoch einen guten Trick: Der 4.1 mag helle λ Draconis ist der rechte der beiden Drachensterne über dem Kasten des grossen Wagens. Er weist etwa dieselbe Deklination wie das Galaxienpaar M81 und M82 auf. Das Fernrohr wird mit einem Grossfeldokular (etwa ein bis zwei Grad Blickfeld) bestückt, auf λ Draconis (Giansar) gerichtet und dann etwa eineinhalb Winkelstunden gen Westen im Gegenuhrzeigersinn um den Himmelsnordpol gedreht. Die beiden Galaxien fallen schon nach kurzer Zeit im Blickfeld auf. Die Galaxien sind zirkumpolar und stehen in den Monaten Dezember bis Juni nachts am höchsten am Himmel.

Visuelle Beobachtung

300 mm Öffnung: Die beiden Galaxien M 81 und M 82 fallen schon bei einer geringen Vergrösserung von etwa 25fach im Blickfeld auf und sind somit unübersehbar. M 81 erscheint dabei wesentlich heller und grösser als M 82 und zeigt einen stellaren Kern. Bei keiner der beiden Galaxien sind jedoch Strukturen zu erkennen. Wird etwa 50-fach vergrössert, so glaubt man im hellen Zentralbereich von M 82 ein kleines Sternchen zu erkennen, welches aber bei zunehmender Vergrösserung nicht mehr verifiziert werden kann. Erste Strukturen der Staubbänder zeigen sich bei M 82 ab etwa 80facher Vergrösserung. Die Erkennbarkeit der Staubbänder steigt mit der Vergrösserung. Als Optimum erweist sich etwa 300fach. Die auf Fotografien so wunderschön filigran aussehende Galaxie M 81 bietet jedoch bei jeder Vergrösserung einen ziemlich enttäuschenden Anblick: Weder von den Spiralarmen, noch von den feinen Staubbändern ist etwas zu erkennen. Die Galaxie erscheint lediglich als elliptischer diffuser Fleck mit einem stellaren Zentrum. Die kleinere Galaxie NGC 3077 ist bei einer Vergrösserung von etwa 25-fach noch leicht zu übersehen, wird aber ab 50fach gut erkennbar. Sie erscheint rund mit einer Zunahme der Helligkeit gegen die Mitte. — 1997, Bernd Nies

320 mm Öffnung: Bei guter Durchsicht werden an M 81 auch ihre zwei feinen, auslaufenden Spiralarme sichtbar. Die vielen hellen Vordergrundsterne helfen den genauen Verlauf sicher zu verifizieren. Für die Spiralarme ist eine mittlere bis kleinere Vergrösserung anzuwenden, dies bedingt aber wiederum einen schwarzen, unaufgehellten Himmel. Die in der Nähe liegende Galaxie M 82 zeigt sich in der Kantenlage. Auffällig sind bei M 82 die beiden dunklen Einschnitte, welche bereits mit kleineren Teleskopen wahrzunehmen sind. In mittleren und grösseren werden weitere, feine Strukturen sichtbar. — 12.5" Ninja-Dobson, F:4.5 / TV-Nagler 13mm, 111x, 0.74°, Eduard von Bergen

762 mm Öffnung: Der visuelle Eindruck von M 81 und M 82 lässt sich ungefähr mit einer MallinCam Videokamera und einer Integrationszeit von etwa drei Sekunden reproduzieren. Verwendet wurde ein nachgeführtes 30" f/3.3 SlipStream-Dobson. Das entstandene Bild kommt dem visuellen Sehen mit einem 13 mm Tele Vue Ethos Okular sehr nahe. — 14. 3. 2012, Eduard von Bergen

762 mm Öffnung: Die Zwerggalaxie Holmberg IX bzw. UGC 5336 ist eine äusserst schwache Begleitgalaxie von M 81. Bei der für den 30" Dobson mittleren Vergrösserung von 360-fach ist nur ein Hauch von einem nahezu «Nichts» zu erahnen. Die sowieso schwache Zwerggalaxie findet sich einen Drittel linksliegend auf der Basislinie eines gut zu erkennenden Sternendreiecks. — 30" SlipStream-Dobson f/3.3, Hasliberg, SQM 21.23, 5. 2. 2024, Elena und Eduard von Bergen