Ein konkretes Beispiel: Die Galaxiengruppe um M81 in verschiedenen Aufnahmen

Allgemeines und Geschichtliches über die M81-Gruppe

Das Galaxienpaar M81 und M82 im Sternbild Ursa Major (Großer Bär) wurde im Dezember des Jahres 1774 von dem Berliner Astronomen J.E. Bode entdeckt (deshalb wird M81 auch manchmal als "Bode's Nebula" bezeichnet).

1781 wurde das Galaxienpaar in Charles Messiers "Katalog nebelhafter Objekte" aufgenommen.

Die M81-Gruppe umfasst neben den dominierenden Messierobjekten M81 und M82 auch die elliptische Galaxie NGC 3077, sowie die Spiralgalaxie NGC 2976. Zum zentralen Bereich der Gruppe gehören weiterhin die irreguläre Zwerggalaxie Holmberg I (UGC 5139), Holmberg II (UGC 4305) und Holmberg IX (UGC 5423). Ebenfalls dazu zählen die etwas weiter (mehr als 14 Grad) entfernte irreguläre Galaxie IC 2366 im Sternbild Giraffe sowie die Spiralgalaxie NGC 2403.

Wendy Freedman und ihr Team fanden heraus, dass die M81-Gruppe ungefähr 11 Millionen Lichtjahre von uns entfernt ist.

Das sichtbare Licht

Mit einem sehr hoch auflösenden Teleskop kann man dieses Bild von dem Galaxienpaar gewinnen. Gut erkennbar befindet sich im oberen Teil des Bildes die "zigarrenförmige" Zwerg-Galaxie M82, darunter die deutlich größere M81. Ganz schwach ist ebenfalls links neben M81 die Holmberg IX-Galaxie zu erkennen, die Ähnlichkeiten zu den Magellanschen Wolken (2 Zwergbegleitersysteme der Milchstraße) zeigt. Im sichtbaren Licht erscheinen beide Galaxien deutlich getrennt. Es scheint keine Verbindung zwischen ihnen zu bestehen.

M81 zeigt sich als eine der prächtigsten Galaxien am nördlichen Himmel. Besonders auffällig und schön ist ihr symmetrischer Aufbau und ihre dynamische Erscheinung. Als eine Spiralgalaxie vom Typ Sb^(*) weist sie deutlich strukturierte Spiralarme auf, die an ihrer Innenseite von dünnen Staubbändern begrenzt werden.

M82 sehen wir von der Kante bzw. Seite her ("edge on" genannt). Es handelt sich um eine irreguläre Galaxie, die amorphe nebelhafte Strukturen aufweist. Trotzdem erscheint sie extrem hell, was wahrscheinlich damit zu tun hat, dass ihr visuell sichtbarer Anteil mit nur 0,5 - 1 Milliarde Jahren noch ausgesprochen jung ist. (Im Vergleich: die sichtbare Scheibe unserer Milchstraße ist 7-10 Milliarden Jahre alt). Dadurch besitzt sie einen hohen Anteil von massereichen und leuchtkräftigen Sternen.

^(*)1926 unterteilte Edwin P. Hubble (1889-1953) die Spiralgalaxien nach zunehmender Ausprägung ihrer Spiralarme in die Klassen Sa, Sb und Sc. Bei einer Spiralgalaxie des Typs Sa winden sich die Spiralarme eng um den starken Kern, Sb-Galaxien haben einen mittleren Kern und die Spiralarme besitzen eine mittlere Dichte. Bei Spiralgalaxien des Typs Sc ist der Öffnungswinkel noch größer. (Die Unterteilung der Spiralgalaxien in verschiedene Klassen ist nur ein Teil der sog. Hubble Sequenz.)

Im sichtbaren Licht als Negativdarstellung / Karte des Wasserstoffs Hl

Im direkten Vergleich von sichtbarem Licht und und neutralem Wasserstoffgas HI wird sichtbar, dass die Galaxien keineswegs vom anderen isoliert existieren. Deutlich sind verbindende Materiebrücken zu erkennen, aus denen hervorgeht, dass die Galaxien in Wechselwirkung miteinander stehen.

Auch NGC3077 (links unten im Bild) steht in enger Wechselwirkung mit M81 und M82.

Außerdem werden aus dieser Karte Verdichtungen des Wasserstoffs erkenntlich, aus denen man Rückschlüsse auf weitere mögliche Zwerggalaxien, die gerade entstehen, ziehen kann.

Im UV-Bereich

Die jungen Sterne, die sich in den Spiralarmen von M81 befinden, sind weniger als 100 Mio. Jahre alt.

Sie sind in diesem UV-Bild blau/weiß dargestellt und erscheinen von den älteren gelblichen Sternen im Zentrum der Galaxie separiert zu sein.

Die Zwerg-Galaxie M82 zeigt eine extrem hohe Rate an Sternengeburt und -tod. Die heißen Gas- und Staubwolkenwinde, die senkrecht zur Galaxienscheibe aus ihr heraustreten, erscheinen hier weiß/blau.

Insgesamt zeigt dieses UV-Bild des Satelliten GALEX also Zonen verstärkter Aktivität, die sowohl in Kernbereich von M82, als auch in M81 zu erkennen sind.

Sichtbares Licht (links) im Vergleich mit Infrarotstrahlung (rechts) von M82

Das linke Bild zeigt die "explodierende" Galaxie M82 im für uns sichtbaren Licht, während sich das rechte Bild aus in verschiedenen Wellenlängen aufgenommenen Infrarotbildern zusammensetzt. Die Infrarotaufnahmen bei einer Wellenlänge von 3.6 Mikrometern sind blau kodiert, die auf einer Wellenlänge von 4.5 Mikrometern grün und die zwischen 5 - 8.5 Mikrometern rot. Während die Galaxie im sichtbaren Licht langgezogen, ebenmäßig glatt und "edge on" (s.o.) erscheint, zeigen sich im infraroten Bereich zusätzlich große Gas und Staubmassen, die senkrecht aus der Ebene der Galaxie hinausgeschleudert werden. Auch bei längerer Belichtungszeit im Bereich des sichtbaren Lichts wären diese zwei kegelförmigen Strukturen senkrecht zur Galaxie erkennbar.

Diese Gas- und Staubmassen werden durch einen Superwind aus der Galaxie hinausgetrieben.

Ursache: Eine gravitative Wechselwirkung zwischen M82 und ihrer Nachbargalaxie M81 bewirkte einen Einsturz von großen Mengen interstellarer Materie in M82, was eine explosionsartige Sternentstehung (engl. "Starburst") in Gang brachte und somit die Bildung einer großen Zahl von jungen massenreichen Sternen bewirkte.

Dieser von den neu entstehenden Sternen ausgehende Sternwind, sowie die als Folge des Starburst entstehenden Supernovaexplosionen verursachen eine extrem turbulente Gasbewegung, die Gas- und Staubmassen senkrecht aus der Ebene von M82 in den intergalaktischen Raum treibt.

Bei diesen vom Weltraumteleskop Spitzer aufgenommenen Wellenlängen sieht man die thermische Eigenemission der Staubteilchen. Dieser Staub strahlt gemäß seiner Temperatur von ca. 100 K im Infraroten. Auf diese Temperatur aufgeheizt wird er sowohl durch das Licht der heißen Sterne in M82, als auch durch seine Wechselwirkung mit heißem Gas, was durch den Superwind von diesen Sternen ausgeht, und das ebenfalls in den intergalaktischen Raum ausgestrahlt wird.

Das Infrarotbild zeigt bisher am deutlichsten die Verteilung der Staubkomponente im Superwind.

Der Röntgenbereich M82

1999 warf das Röntgenteleskop Chandra einen tiefen und scharfen Blick in das Zentrum von M82. Die hochenergetische Röntgenstrahlung ist weniger stark von der Absorption durch interstellare Masse betroffen und gelangt deshalb vom Zentrum von M82 zu uns.

Auch hier im Röntgenbereich lässt sich der heftige Ausbruch nachweisen.

Im Zentrum lässt sich eine Ansammlung punktförmiger Quellen (weiß-rosa) erkennen sowie eine diffuse Röntgenstrahlung, die sich in zwei Richtungen aus dem Zentrum heraus erstreckt. Bei den Punktquellen handelt es sich um Doppelsterne (sog. " X-ray-binaries"), die aus einem normalen Stern und einem kollabierten Stern Schwarzes Loch oder Neutronenstern) bestehen. Diese kompakten Objekte verfügen über eine sehr hohe Energie und sind mit ihrer enormen Gravitation in der Lage, Materie auf sich zu ziehen. Dabei entstehen extrem hohe Geschwindigkeiten, die teilweise in hochenergetische Strahlung (Röntgen- und Gammastrahlung) umgewandelt werden und somit für ein Röntgenteleskop ersichtlich sind. Die diffuse rötlich-gelbe Röntgenstrahlung ist etliche Millionen Grad heiß und breitet sich 10000 Lichtjahre weit über die Galaxie hinaus aus.

Infrarot-, Optische- und Röntgenaufnahme von M82 (überlagert)

Bilder von drei NASA-Teleskopen wurden zu einem Bild zusammengefasst, um dieses spektakuläre Multifrequenz-Bild der Starburstgalaxie M82 zu erzeugen. Die gelb/grüne Farbe zeigt das optische Licht, die orangene Farbe 10000 Grad heißes Wasserstoffgas, beide aufgenommen vom Hubble-Teleskop. Die rote Farbe stammt von kühlem Gas, aufgenommen im Infraroten mit dem Spitzer-Teleskop und die blaue Farbe zeigt die Röntgenstrahlung von extrem heißem Gas, aufgenommen mit dem Chandra-Teleskop.

Radiostrahlung aus dem Zentralgebiet von M82

Diese Radiokarte des Zentralgebiets von M82 weist eine große Anzahl von Supernovaüberresten auf. Die Farben geben jeweils die unterschiedlichen Intensitäten wieder: Blau steht für geringe, rot für die stärkste Radiostrahlung.