Rattenschwanzgalaxien NGC4038/39

In der englischen Literatur werden die Galaxien auch oft the Antennae genannt. Dieses Paar von Galaxien ist ein Paradebeispiel wechselwirkender Systeme. Bei einem nahe Vorübergang sind durch Gezeitenkräfte Gas und Staub aus den Galaxienkörpern in den intergalaktischen Raum geschleudert worden. Die Gezeitenkräfte haben gleichzeitig die Sternentstehung in den Gas- und Staubmassen angekurbelt. Die neu entstandenen Sterne bilden den sichtbaren Teil der Schwänze. Einmalig in diesem Zusammenhang dürfte wohl die symmetrische Lage der Schwänze sein, die sich nur dann ausbildet, wenn die wechselwirkenden Galaxien vergleichbar in Masse und Gestalt sind. Aus der Rotverschiebung der Galaxien läßt sich die ungefähre Entfernung von etwa 90 Mio. Lichtjahren ableiten.

Visuelle Beobachtung

In dieser Ausgabe haben wir uns ein sehr interessantes aber auch ein schwierigeres Objekt herausgesucht. Dazu kommt noch, daß die Galaxien bei etwa -19 Grad Deklination zu finden sind, was die Beobachtung nicht vereinfacht. Gute Horizontsicht und ein transparenter Himmel sind Voraussetzung für den Beobachtungserfolg. Die beiden Galaxien haben die Bezeichung NGC 4038 und NGC 4039, wobei die nördlichere Galaxie NGC 4038 die etwas hellere und größere ist. Die Galaxien haben eine Ausdehnung von 5.4x3.9 bzw. 5.4x2.5 Bogenminuten und eine scheinbare Helligkeit von 10.5 mag. Als Beobachtungsgerät scheiden damit normale Feldstecher aus. Als Mindestöffnung sollte man 6 Zoll bzw. rund 100-fache Vergrößerung verwenden. Dann kann man einen hellen, runden Fleck mit 2.5 Bogenminuten Durchmesser sehen. Ab 8 Zoll Öffnung läßt sich aber schon eine gewisse Struktur beobachten. Der Fleck erscheint unrund mit einem Einschnitt in der Süd-West-Flanke. Bei 12 Zoll Öffung wirken die Galaxien wie ein Komma geformt und man kann zusätzliche Hell- und Dunkelpartien erkennen. Zwei deutlich getrennte Galaxien sieht man mit 16 Zoll Öffnung, wobei in NGC 4038 zwei hellere Knoten erkennbar werden. Die Gesamtausdehnung, die man je Galaxie sehen kann liegt bei rund 3x1.5 Bogenminuten. Aber selbst 16 Zoll sind für die Rattenschwänze zu klein. Dafür muß man in die 20 Zoll-Klasse aufsteigen und bei sehr guten Bedingungen beobachten, was sicherlich nicht jedermann möglich ist.

Fotografie

Ebenso wie die visuelle Beobachtung erfordert die Fotografie aufwendiges Equipment. Als Mindestbrennweite sollte man 1000 mm veranschlagen, besser noch mehr. Als Film kommen nur hochkontrastige und gehyperte Filme in Frage. Empfehlenswert ist hier auch eine CCD-Kamera. Die Galaxien haben zusammen mit ihren Rattenschwänzen nur rund 10 Bogenminuten Ausdehung und passen auf einen CCD-Chip. Außerdem läßt sich ein CCD-Chip noch bei größeren Öffnungsverhältnissen einsetzen, weil er grundsätzlich empfindlicher ist als ein Film.

Karl Thurner

Schon etwas südlich des zentralen Gebietes des Virgohaufens findet man die große Spiralgalaxie M 61. Die Entdeckung wird Barnabus Oriani angerechnet. Am 5. Mai 1779 fand er die Galaxie bei der Verfolgung eines Kometen. Am gleichen Tag hat auch Messier bei M 61 vorbeigesehen, hielt allerdings die Galaxie für den Kometen und bemerkte seinen Fehler erst ein paar Tage später. Unsere eigene Milchstraße dürfte von M 61 aus betrachtet ein ziemlich ähnliches Bild abliefern wie wir von M 61 haben. Auch unsere Milchstraße ist von M 61 aus "face on" zu sehen, hat rund 100.000 Lichtjahre Durchmesser und besitzt eine ähnliche absolute Helligkeit. Die Entfernung von M 61 wird mit rund 60 Millionen Lichtjahren angegeben. Inzwischen sind auch vier Supernovae in M61 beobachtet worden.

Visuelle Beobachtung

M 61 ist zwar die südlichste der Messier-Galaxien im Virgohaufen, liegt aber in einem der am dichtesten mit Galaxien bevölkerten Ecken am Himmel. Die visuelle Helligkeit beträgt 9.6mag. Damit ist M 61 auch mit einem 10x50 Feldstecher problemlos zu finden, jedoch sollte man nicht mehr erwarten als ein winziges kleines Scheibchen. Der scheinbare Durchmesser beträgt nur 6.5 mal 5.8 Bogenminuten. Dafür ist die Flächenhelligkeit dieser Galaxie nicht so klein wie bei vielen anderen face on-Galaxien. Selbst in keineren Teleskopen lassen sich Details in der Galaxienscheibe beobachten. Man sollte nur den Mut aufbringen, die Verößerung bis zum sinnvollen Maximum auszureizen. In Vierzöllern erkennt man immerhin schon einen sternförmigen Kern mit einem Nord-Süd ausgerichteten Balken umgeben von einem schwachen Halo. Mit 8 Zoll Öffnung lösen sich aus dem diffusen Halo die Spiralarme. Durch die seltsame Form der Spiralarme hat man den Eindruck, ein Fünfeck vor sich zu haben. In noch größeren Teleskopen zeigt sich M 61 stark durchstrukturiert und selbst die Spiralarme weisen unterschiedliche Helligkeiten auf.

Fotografie

In den sternleeren Gebieten der Sternbildes Virgo ist es immer etwas undankbar mit kurzer Brennweite auf Galaxienjagd zu gehen. Mit einem feinkörnigen Film und 500mm Brennweite gelingt es jedenfalls schon recht gut, Einzelheiten der Spiralarme abzulichten. Farbfilme lohnen sich nur für die Profis unter den Sternfreunden mit Brennweiten ab 2000mm, ansonsten sollte man wenn möglich zur CCD-Kamera greifen.

Karl Thurner / Stefan Schuchhardt

Die Spiralgalaxie M100 (NGC4321) war eines der ersten Objekte, die das 1993 reparierte Hubble Space Teleskop unter die Lupe genommen hat. Interessant war die Frage, ob das HST in M100 noch Cepheiden nachweisen kann. Mit Hilfe dieser Cepheiden wollte man die Entfernung des Virgohaufens bestimmen, in dem M100 liegt. Die Astronomen entdeckten schließlich 20 Cepheiden und konnten eine Entfernung von 56 Millionen Lichtjahren ableiten. Damit ist unser Universum mit einem Schlag um rund 25% größer geworden. Die älteren Messungen ergaben einen Wert von nur 41 Millionen Lichtjahren. Von der Größe und der Struktur ist M100 mit unserer eigenen Milchstraße vergleichbar. Unsymmetrien in den helleren Bereichen der Spiralgalaxie lassen jedoch vermuten, daß M100 in der Vergangenheit eine Begegnung mit einer anderen Galaxie hatte und daß Gezeitenkräfte die Deformation verursacht haben. Die Spiralgalaxie wurde im März 1781 von Méchain entdeckt und einen Monat später von Messier bestätigt.

Visuelle Beobachtung

Unter den Messierobjekten zählt die Spiralgalaxie M 100 schon zu den schwierigeren Kandidaten. Auch Messier hatte mit M 100 schon seine liebe Mühe und beschrieb die Galaxie als sehr schwierig und nur unter optimalen Bedingungen sichtbar. Der Grund dafür ist in der geringen Flächenhelligkeit der Galaxie zu suchen. Zwar wird die visuelle Gesamthelligkeit mit 9.3 mag angegeben, jedoch verteilt sich dieses Licht auf die relativ große Fläche von 7.4x6.3 Bogenminuten. M 100 ist eine Sc-Galaxie, die wir fast senkrecht von oben sehen (face on). Für den Feldstecher ist M 100 eine echte Herausforderung. Unter 10 facher Vergrößerung und 50mm Öffnung hat man praktisch kaum eine Chance. In einem 10 x 70 sieht man nur einen kleinen, blassen Nebelfleck. Ab 20-facher Vergrößerung wird das kleine Fleckchen zur blassen Scheibe. Kleine Refrakroren bis 4 Zoll zeigen von M 100 einen sehr kleinen, fast stellaren Kern mit einem umliegenden, schwach erkennbaren Halo. Etwas mehr Struktur bekommt M 100 erst ab 8 Zoll Öffnung. Das Halo bekommt eine leicht ovale Form und nahe des Kerns lassen sich Helligkeitsunterschiede erkennen. Seinen Spiralstruktur entfaltet M 100 allerdings erst über 12 Zoll Öffnung.

Fotografie

Auch fotografisch zählt M 100 zu den anspruchvolleren Objekten. Mit Hilfe der CCD-Technik lassen sich auch mit kürzeren Brennweiten schon erstaunlich viele Details herausholen. Auf Aufnahmen bis 300 mm Brennweite bekommt man nur ein kleines Oval zu sehen. Ab 500mm Brennweite zeichnen sich schon ansatzweise die Spiralarme ab. Auf guten Amateuraufnahmen um 1000mm Brennweite zeigen sich die Spiralarme schon deutlich abgesetzt um den Kern windend. Die Farbfotografie bleibt den Profis vorbehalten und zeigt bei M 100 auch keine große Differenzierung.

Karl Thurner

In den südlicheren Gefilden des Sternbilds Jungfrau, findet man die einzeln stehende helle Galaxie M104. Entdeckt wurde sie 1781 von Méchain. Drei Jahre später wurde sie von Messier in seinen Katalog aufgenommen. Die Galaxie hat eine visuelle Helligkeit von 8.1 mag und ist damit sogar das hellste Mitglied des Virgo-Galaxienhaufens. Die scheinbare Ausdehnung beträgt 7 x 2.5 Bogenminuten. Die 40 Mio. Lichtjahre entfernte Galaxie ist mit 1.300 Milliarden Sonnenmassen eines der massereichsten Messierobjekte, und fast 10 mal schwerer als unsere eigene Milchstraße.

Visuelle Beobachtung

Charakteristisch am Erscheinungsbild von M 104 ist das dunkle Staubband, das sich quer über die Galaxie zieht. Da M 104 sonst ohne weitere Struktur erscheint, wurde vermutet, daß das Staubband von einer inzwischen gänzlich verschluckten Begleitgalaxie erzeugt wurde. Ihr Aussehen hat M 104 auch den Namen Sombrero-Galaxie eingetragen. Da wir auf die Galaxie nahezu von der Seite blicken (Neigungswinkel 6 Grad), teilt das Staubband M 104 in fast zwei gleich große Teile. Der nördliche Teil ist aber etwas heller und ausgeprägter und zeigt auch einen leicht ovalen Kern.

M 104 hat eine Deklination von nur -11 Grad. Deshalb steigt sie in unseren geographischen Breiten nicht sehr hoch über den Horizont und man sollte die Beobachtungszeit nahe der Kulmination einplanen. Schon in kleinen Feldstechern kann man M 104 als elongierten Fleck sehen. Die Zweiteilung läßt sich allerdings erst ab einem 16x70 erahnen (dunkler Himmel, Stativ!). Bei noch größeren Binokularen können eigentlich nur noch die schlechten Sichtbedingugen (Dunst, Horizontlage) den Beobachtungsgenuß stören. Ebenso läßt sich M 104 schon mit einem vierzölligen Teleskop sehr gut beobachten. Um mehr als nur eine Andeutung einer Zweiteilung zusehen, braucht man allerdings mindestens ein Teleskop mit 6 Zoll Öffnung. Dagegen wirkt das Staubband mit einem 8-Zöller schon recht deutlich. Bei größeren Öffnungen wird das Staubband immer kontrastreicher und kann auch immer weiter nach außen verfolgt werden.

Fotografie

Auf den Film läßt sich M 104 schon mit einfachen Mitteln bannen. Wenn man allerdings auch das Staubband abbilden möchte, dann sollte man mindestens 500 mm Brennweite und einen kontrastreichen Film verwenden. Außerdem besitzt M 104 kaum Farbinformationen, so daß sich ohne ästhetische Einbußen auch ein SW-Film einsetzen läßt. Unter diesen Gesichtspunkten wäre M 104 auch ein dankbares Objekt für eine CCD-Kamera. Wer mit kurzer Brennweite und großem Gesichtsfeld M 104 fotografieren möchte, sollte auf gute Himmelsbedingungen achten, denn Dunst verkürzt die Belichtungszeit und vermindert dadurch den Kontrast.

Karl Thurner

Eine der hellsten und prominentesten der sogenannten Edge-on-Galaxien ist NGC 4565. Als edge-on werden Spiralgalaxien bezeichnet, die wir genau von der Kante aus betrachten. Da Spiralgalaxien viel Gas und Staub besitzen, blicken wir auf ein Band dieser Dunkelmaterie, die sich der Länge nach über den Galaxienkörper zieht. Im Falle von NGC 4565 beträgt der Neigungswinkel nur rund vier Grad. Die Spiralgalaxie wurde 1785 von Wilhelm Herschel entdeckt. Mit nur 32 Millionen Lichtjahren Entfernung gehört sie noch zu den relativ nahe stehenden Galaxien. Ihr Durchmesser (125.000 Lj.) und ihre absolute Helligkeit (-20.3 mag) sind mit unserer Milchstraße vergleichbar.

Visuelle Beobachtung

Wie alle Edge-on-Galaxien ist auch NGC 4565 leichter zu beobachten, als es die Helligkeitsangabe (9.5 mag) vermuten lassen würde. Das Licht ist auffällig in einem schmalen Streifen (16x2.8 Bogenminuten) mit scharf begrenzter Kante konzentriert. Mit einem Fujinon 10x70 zeigt sich die Galaxie als schmaler kurzer Strich. In den Großferngläsern Miyauchi 20x100 oder Fujinon 25x125 ist auch schon der zentrale Bulg als leichte Verdickung zu sehen. Lohnenswert ist auch die Beobachtung mit einem gängigen Vier-Zoll-Newton-Teleskop. Die typische Nadelform ist damit leicht erkennbar. Wer allerdings das Staubband sehen möchte, muß zu einem Acht-Zöller greifen. Aber selbst bei dieser Öffnung bleibt das Staubband weitgehend strukturlos. Erst bei einer Öffnung von 12.5 Zoll zerfällt der Galaxienkörper in einige hellere Flecken, und die Galaxie kann über die gesamte Ausdehnung verfolgt werden. In noch größeren Teleskopen verstärkt sich der Eindruck des Staubbandes, das dann bis zum Galaxienrand wahrnehmbar ist.

Fotografie

Die von Amateurastronomen wohl am häufigsten fotografierte Edge-on-Galaxie dürfte NGC 891 sein. NGC 4565 dagegen wird weniger oft in Angriff genommen. Dazu ist allerdings auch zu sagen, daß der Aufwand für dieses Objekt schon recht hoch ist. Mit relativ kurzen Brennweiten (bis 1000 mm) läßt sich nur die Nadelform zeigen, ohne jedoch Details in der Substruktur aufzulösen. Das ist Brennweiten oberhalb von 1000 mm vorbehalten. Richtig filigrane Knotenstrukturen werden sogar erst ab zwei Meter Brennweite deutlich. Der Einsatz von Farbfilmen bringt keinen nennenswerten Gewinn. Bei diesem Objekt sind hochkontrastige Schwarz-Weiß-Filme oder CCD-Aufnahmen vorzuziehen.

Karl Thurner

Nur rund ein Grad Ost-Nordost vom 5mag hellen Stern 35 Comae Berenices liegt die einfach zu findende Galaxie M 64 oder auch NGC 4826. Die Astronomen haben dieser Galaxie den Namen Black Eye gegeben und dieser Name spricht Bände. Ein markantes, dunkles Staubband ziert den Galaxienkörper. Die Ursache für eine so geformte Gas- und Staubwolke sehen die Astronomen in der speziellen Art und Weise der Sternentwicklung in dieser Galaxie. Die Sternentwickung hat sich offenbar in zwei großen Wellen vollzogen. Die Sterne aus der ersten Welle reicherten durch stellare Wind, Novae und Supernovae die interstellare Umgebung mit neuem Material an. Die Sternentstehung konnte nun außen beginnend mit diesem zusätzlichen Material wieder einsetzen und "frißt" sich nun als Welle durch den Galaxienkörper. Dabei hat die Dunkelwolke einen Durchmesser von rund 40.000 Lichtjahren erreicht. Die Entferung von M 64 ist recht unsicher, wird jedoch nach neueren Messungen des Hubble Space Teleskops mit 19 Millionen Lichtjahren angegeben. Messier hat diese Galaxie nicht selber endeckt, sondern J.E. Bode im Jahre 1779. Im darauffolgenden Jahr konnte Messier diese Entdeckung bestätigen.

Visuelle Beobachtung

Die visuelle Helligkeit von 8.5 mag macht M 64 zu einem einfachen Feldstecherobjekt. Der ovale Galaxienkörper hat eine Ausdehung von rund 10x5 Bogenminuten, so daß man auch mit 7facher Vergrößerung schon die leicht längliche Gestalt erkennen kann. Mit etwas höherer Vergößerung, z.B. 16fach, läßt sich sogar schon ein etwas hellerer Kern erkennen. Die Beobachtung des Dunkelbandes ist jedoch nicht so einfach und führt in Amateurkreisen zu ausgedehnten Diskussionen. Die dunkle Struktur hat die Form einer Bohne und liegt im nordöstlichen Teil des Galaxienkörpers. Hier sollte man unterscheiden zwischen indirekter und direkter Beobachtung. Klar ist, daß die direkte Beobachtung mindestens 8-10 Zoll Öffung und gute Rahmenbedingungen erfordert. Bei indirekter Sichtweise genügen erfahrenen Beobachtern auch 6 Zoll, in Ausnahmefällen auch etwas weniger. Bei größeren Öffnungen als 10 Zoll werden weitere Details sichtbar. Der Galaxienkörper zeigt sich strukturiert und nördlich des Dunkelbandes kann man dann auch das schwache Halo als Begrenzung erkennen. Da man diesen äußeren Ring erst in größeren Teleskopen sehen kann, hat man bei kleineren den kuriosen Eindruck, daß ganz im Gegensatz zur Fotografie die Gasmassen viel weiter vom Galaxienkern entfernt liegen.

Fotografie

Die visuelle Helligkeit von 8.5 mag macht M 64 zu einem einfachen Feldstecherobjekt. Der ovale Galaxienkörper hat eine Ausdehung von rund 10x5 Bogenminuten, so daß man auch mit 7facher Vergrößerung schon die leicht längliche Gestalt erkennen kann. Mit etwas höherer Vergößerung, z.B. 16fach, läßt sich sogar schon ein etwas hellerer Kern erkennen. Die Beobachtung des Dunkelbandes ist jedoch nicht so einfach und führt in Amateurkreisen zu ausgedehnten Diskussionen. Die dunkle Struktur hat die Form einer Bohne und liegt im nordöstlichen Teil des Galaxienkörpers. Hier sollte man unterscheiden zwischen indirekter und direkter Beobachtung. Klar ist, daß die direkte Beobachtung mindestens 8-10 Zoll Öffung und gute Rahmenbedingungen erfordert. Bei indirekter Sichtweise genügen erfahrenen Beobachtern auch 6 Zoll, in Ausnahmefällen auch etwas weniger. Bei größeren Öffnungen als 10 Zoll werden weitere Details sichtbar. Der Galaxienkörper zeigt sich strukturiert und nördlich des Dunkelbandes kann man dann auch das schwache Halo als Begrenzung erkennen. Da man diesen äußeren Ring erst in größeren Teleskopen sehen kann, hat man bei kleineren den kuriosen Eindruck, daß ganz im Gegensatz zur Fotografie die Gasmassen viel weiter vom Galaxienkern entfernt liegen.

Karl Thurner

Ein selten genannter Entdecker in Messiers Liste ist Johann Elert Bode. Er fand den Kugelsternhaufen 1775 von Berlin aus als ziemlich schwaches und rundes Nebelfleckchen. Unabhängig davon entdeckte zwei Jahre später auch Messier den Kugelsternhaufen, erkannte aber ebensowenig dessen wahre Natur. Das gelang erst William Herschel mit seinem wesentlich leistungsfähigeren Teleskop. M 53 liegt ziemlich weit außerhalb im Halo der Milchstraße. Die Entfernung beträgt rund 60.000 Lichtjahre sowohl vom galaktischen Zentrum als auch von unserem Sonnensystem. Das erklärt auch die hohe galaktische Breite, auf der man M 53 finden kann. Dabei nähert sich der Kugelsternhaufen mit der relativ hohen Geschwindigkeit von rund 100 km/s unserem Sonnensystem. M 53 zählt zu den metallärmsten Kugelsternhaufen und enthält 47 RR Lyrae Veränderliche.

Visuelle Beobachtung

M 53 ist recht einfach neben dem Stern Alpha Coma Berenices zu finden. Seine visuelle Helligkeit beträgt 7.7 mag und sein scheinbarer Durchmesser 13 Bogenminuten. Zwar ist M 53 gerade nicht mit dem bloßen Auge zu sehen, dafür aber ein umso leichteres Feldstecherobjekt. Bei kleineren Vergößerungen kann M 53 leicht auch mit einem Stern verwechselt werden, aber schon ab 10-facher Vergrößerung erkennt man um den vermeintlichen Stern ein schwaches Halo. Auch in kleineren Teleskopen bis 4 Zoll Öffnung sind noch keine Einzelsterne sichtbar, da die hellsten Mitglieder nur rund 12. Größe haben. Die Helligkeitsabnahme vom hellen, sternförmigen Zentrum nach außen ist ziemlich gleichmäßig. Erst mit Öffnungen von 6 Zoll kann man den Außenbereich des Kugelsternhaufens ansatzweise auflösen. Einen richtigen Eindruck, einen Kugelsternhaufen vor dem Auge zu haben, vermitteln erst Öffnungen von 8 Zoll und mehr. Ab 12 Zoll Öffnung zerfällt dann auch der sternförmige Kern von M 53 in viele Einzelsterne und der Kugelsternhaufen entfaltet seine volle Pracht.

Wer sich noch an einem schwierigeren Objekt versuchen möchte, sollte ein Grad südwestlich von M 53 nach NGC 5053 suchen, ebenfalls ein Kugelsterhaufen. Im Gegensatz zu M 53 ist NGC 5053 ein geradezu bescheidener Haufen von Sternen, kaum konzentriert und selbst mit 8 Zoll Öffnung nur schwierig auszumachen.

Fotografie

Die große Helligkeit von M 53 macht den Kugelsternhaufen auch zu einem leichten Objekt für den Fotografen. Im Sternbild Coma Berenices gelegen wird M 53 jedoch seltener aufs Korn genommen. Selbst mit einem Standardobjektiv von 50mm Brennweite, läßt sich der Kugelsternhaufen leicht von einem Stern unterscheiden. Einzelsterne des Sternhaufens sieht man ab 300mm Brennweite, je nach Auflösungsvermögen des Fims oder des CCD-Chips.

Karl Thurner

Unweit der Deichsel des Großen Wagens findet sich die markante und große Spiralgalaxie M 101 (NGC 5457), im Englischen Pinwheel genannt. Sie ist neben M 33 und M 51 eine der bedeutensten Spiralgalaxien am nördlichen Himmel und eine der wenigen Galaxien, bei der man Spiralarme und sogar einzelne HII-Regionen in einem Amateurteleskop erkennen kann. M 101 ist die hellste Galaxie einer 9 Mitglieder umfassenden Gruppe. Damit ist diese Galaxienansammlung durchaus vergleichbar mit unserer Lokalen Gruppe. Durch Aufnahmen des Hubble Space Telescope konnten inzwischen einige Cepheiden in der Galaxie entdeckt und damit die Entfernung relativ genau zu 27 Millionen Lichtjahren bestimmt werden. Daraus läßt sich auch der Durchmesser der Galaxie zu 190.000 Lichtjahren ableiten. Damit ist M 101 rund doppelt so groß wie unser eigenes Milchstraßensystem. Entdeckt wurde M 101 übrigens am 27. März von Pierre Méchain, der sie als Nebel ohne Sterne, ziemlich schwach und sehr groß beschrieb.

Visuelle Beobachtung

Auch von M 101 gibt es verschiedene Berichte, daß Beobachter diese Galaxie schon mit bloßem Auge gesehen hätten. Unter einem normalen europäischen Himmel ist das bei einer visuellen Helligkeit von ca. 7.9 mag sicherlich ein sinnloses Unterfangen. Es macht aber klar, daß man bei der Beobachtung von M 101 wegen der geringen Flächenhelligkeit der Spiralarme ungleich mehr von einem dunklen Himmel profitiert. Die Ausläufer der Spiralarme erreichen eine Größe von ca. 22 Bogenminuten und überdecken damit über die Hälfte der Fläche des Vollmondes. Von dieser beeindruckenden Größe bleibt unter eher durchschnittlichen Beobachtungsbedingungen oft nur der helle zentrale Galaxienkern übrig.

Feldstecher mit großer Austrittspupille (4-7 mm) sind ideal, um sich auf die Suche nach M 101 zu begeben. Der Beobachter sollte außerdem die Technik des indirekten Sehens beherrschen. Trifft man dann noch eine gute, dunkle Nacht, ist es verblüffend, wie leicht M 101 zu beobachten sein kann. Bei 7-10facher Vergößerung sieht man einen kleinen runden Nebelfleck ohne Struktur. Sollte Sie die Gelegenheit haben, einen Blick durch ein großes Binokular zu werfen (z.B. Miyauchi 20x100), dann ist M 101 ein unbedingtes Muß. Unvergesslich aber wird mir der Anblick von M 101 unter einem Hochgebirgshimmel und einem Fujinon 25x150 bleiben. Um allerdings den ersten Ansatz einer Spiralstruktur sehen zu können, muß man sicherlich zu 5 Zoll Öffnung greifen. Generell sollte man bei dieser Galaxie immer die kleinst mögliche Vergrößerung probieren, um die Galaxie in ihrer ganzen Ausdehnung sehen zu können. Die Maximalvergrößerung wird benötigt, um die Spiralarme zu erkennen und ev. noch weitere Details. Einige der helleren HII-Regionen in den Spiralarmen (nach deVaucouleurs insgesamt 10 Stück: 5447, 5449, 5450, 5451, 5453, 5455, 5458, 5461, 5462, 5471) haben sogar eigene NGC Nummern bekommen. Nach ihnen kann man ab ca. 10-12.5 Zoll Öffnung Ausschau halten. Normalerweise sind Interferenzfilter keine Hilfe bei der Galaxienbeobachtung. Hier jedoch helfen sie, die HII-Regionen besser herauszuarbeiten. Der Galaxienkörper und der Himmelshintergrund werden dunkler, während die HII-Regionen gleich hell bleiben.

Fotografie

Fotografisch ist M 101 in mancher Hinsicht einfacher. Die Größe dieser Galaxie macht sie zu einem interessanten Objekt auch für kürzere Brennweiten unter 300 mm. Die Spirale wird dann allerdings nur als symmetrischer, runder Fleck abgebildet. Ab 500 mm Brennweite treten die Spiralarme schon deutlich hervor und es lassen sich sogar einige der HII-Regionen identifizieren. Da die äußeren Spiralarme eine sehr geringe Flächenhelligkeit haben, sollte auch hier ein kontrastreicher Film zum Einsatz kommen. Der CCD-Fotograf profitiert von der hohen Empfindlichkeit und der großen Dynamik seiner Aufnahmetechnik.

Karl Thurner

Zu den bekanntesten und schönsten Spiralgalaxien am Nordhimmel zählt M 51. Sie wurde 1731 von Charles Messier entdeckt und ist die erste Galaxie, bei der überhaupt eine Spiralstruktur erkannt wurde. Wegen ihrer Form wird sie oft auch Whirlpool genannt. Außerdem ist M 51 ein prominentes Beispiel von zwei wechselwirkenden Galaxien, denn M 51 besitzt am nördlichen Ende eines Spiralarms den kleineren und schwächeren Begleiter NGC 5195. Durch die gegenseitige Anziehung wird sowohl das Erscheinungsbild von NGC 5195 als auch von M 51 beeinflußt. Die massereichere Galaxie M51 verzerrt den Aufbau von NGC 5195 so stark, daß der Begleiter zu den irregulären Galaxien gerechnet wird. Im Gegenzug regt NGC 5195 die Sternentstehung in M51 an, was zu der besonders schönen Spiralstruktur führt.

Visuelle Beobachtung

M51 zählt zu den Paradeobjekten am Nachthimmel. Diese Galaxie besitzt eine visuelle Helligkeit von 8.1 mag und eine Ausdehnung von 11x7 Bogenminuten. Selbst mit kleinen astronomischen Geräten läßt sich M51 schon leicht beobachten. Viel entscheidender als eine große Öffnung ist dabei ein guter Beobachtungsstandort. Schon in einem 7x50-Feldstecher kann man M51 bei dunklem Himmel als kleinen Fleck wahrnehmen. Das gleiche Ergebnis erzielt man mit einem kleinen Amateurteleskop (4 Zoll Öffnung) unter städtischen Bedingungen. Dagegen lassen sich mit einem Miyauchi 20x100 die Spiralstruktur und die Begleitgalaxie ansatzweise ausmachen, vorausgesetzt der Himmel ist nicht durch Streulicht aufgehellt. Vorsichtige Berichte über leichte Strukturen im Erscheinungsbild von M51 gibt es auch schon von 6-Zoll Newton-Teleskopen. Keine Probleme bereitet im Vergleich dazu M51 in einem Fujinon 25x150. Die Abgrenzung der Galaxie zum Himmelshintergrund ist wie mit dem Zirkel gezogen. Um in einem Newton-Teleskop deutliche Anzeichen der Spiralstruktur sehen zu können, muß man realistischerweise mindestens einen 8-Zöller unter guten Himmelsbedingungen verwenden. Ab 12-Zoll Öffung erscheint M51 dann klar durchstrukturiert und offenbart auch feinere Details in den Spiralarmen.

Fotografie

Wegen der relativ kleinen Größe von 11x7 Bogenminuten erfordert M51 fotografisch schon einigen instrumentellen Aufwand. Für eine deutliche Auflösung der Spirale auf dem Film müssen Brennweiten ab 500mm verwendet werden. Generell sollte das Öffnungsverhältnis in der Astrofotografie möglichst klein sein (unter f/6), um die Belichtungszeiten kurz zu halten. Erste Versuche kann man auch mit handelsüblichen 500mm-Objektiven mit Blende 8 starten. Dann sollte man allerdings zu hochempfindlichen oder sogar gehyperten Filmen greifen. Die Belichtungszeit muß zusätzlich auch an den Film, die Himmelshelligkeit und an die mechanischen Gegebenheiten der Montierung angepaßt werden, sollte bei f/8 aber deutlich über einer halben Stunde liegen. Bei lichtstärkeren Objektiven kann man sich den Luxus eines weniger empfindlichen, dafür aber besser auflösenden Films erlauben. In der Astrofotografie werden sehr gerne SW-Filme wegen ihres hohen Kontrastes verwendet. Bei M51 lohnen sich aber auch Farbfilme, denn die Galaxie zeigt eine deutliche Blaufärbung.

Karl Thurner

Die Entdeckung von M 83 (NGC 5236) geht zurück auf Abbe Nicholas Louis de la Caille, der die Spiralgalaxie im Jahre 1751 oder 52 bei seiner Reise um das Kap der Guten Hoffnung gesehen hat. Erst 30 Jahre später konnte auch Messier die Galaxie sehen, mußte allerdings sein ganzes Können aufbieten, um auch nur einen Hauch von der Spirale zu erwischen. M 83 hat seine sehr hohe absolute Helligkeit und zählt hier zu den Top 25. Die Entfernung dürfte bei 15 Millionen Lichtjahren liegen. Eine Besonderheit ist die hohe Anzahl von Supernovae, die man inzwischen in M 83 entdeckt hat. Inzwischen sind es 5-6 an der Zahl.

Visuelle Beobachtung

Einer der härtesten Brocken im Messierkatalog für Mitteleuropäer stellt die Spiralgalaxie M 83 dar. Zwar kann die Galaxie mit einer Helligkeit von 7.6mag und rund 10 Bogenminuten Ausdehnung unter einem klaren Südhimmel zu einem Prachtobjekt werden, von Europa aus gesehen steigt M 83 jedoch nur wenige Grad über den Horizont. Die Deklination beträgt fast -30 Grad. Eine gute Transparenz der Atmosphäre ist sehr wichtig. So abschreckend das zunächst klingen mag, möchte ich dennoch ermutigen, den Versuch zu wagen. Nur so lernt man seine Optik und sich selbst in diesem speziellen Bereich besser einzuschätzen. Wenn man mit einem Fernglas Erfolg hat, wird man M 83 als runde, schwach schimmernde Scheibe erkennen. Vom Kern selbst ist nichts zu sehen. Es spielt hier gar nicht mal so sehr die Größe des Fernglases eine Rolle, sondern vielmehr die gute Durchsicht. In einem Teleskop dagegen wird man zuerst auf den kleinen, helleren Kern aufmerksam werden und nur unter sehr guten Bedingungen wird sich um den Kern ein schwaches, unsymmetrisches Halo andeuten. Wer seinen Urlaub in südlicheren Gefilden plant, sollte sich unbedingt an M 83 erinnern und vor Ort noch einmal auf die Suche gehen und wenn es auch nur mit einem kleinen Feldstecher ist. Am besten fertigt man gleich eine Zeichnung an, sonst zweifelt man später an seiner Wahrnehmung.

Fotografie

Unter einem mitteleuropäischen Himmel lohnt es sich kaum die Galaxie fotografisch ablichten zu wollen. Es geht einfach zuviel Struktur im Horizontdunst verloren. Dagegen ist die Spiralgalaxie von der Südhalbkugel selbst mit einem Tele bis 300mm Brennweite leicht in Spiralarme aufzulösen.

Karl Thurner

Nicht weit vom Hauptstern des Skorpion (Antares) und noch in den Ausläufern der großen Dunkelnebel in dieser Region, findet man einen der hellsten Kugelsternhaufen am Himmel: M 4 (NGC 6121). Entdeckt wurde er 1745/46 von de Chéseaux. Rund 20 Jahre später konnte auch Messier den Kugelsternhaufen erstmals beobachten und es blieb zeitlebens der einzige Kugelsternhaufen, bei dem es ihm mit seinen bescheidenen Mitteln gelang, Einzelsterne in einem solchen Objekt zu erkennen. M 4 ist mit rund 7.000 Lichtjahren Entfernung wahrscheinlich sogar der nächste Kugelsternhaufen überhaupt. Eine weitere Besonderheit ist, daß 1987 in M4 der erste Millisekundenpulsar entdeckt wurde, ein Neutronenstern der rund 300 mal pro Sekunde um seine eigene Achse rotiert.

Visuelle Beobachtung

Von unseren geografischen Breiten aus wird M 4 gerne übersehen, obwohl er sehr leicht mit Hilfe des Antares zu finden ist. Der Grund liegt in der geringen Horizonthöhe. Auf der Südhalbkugel ist M 4 ein Objekt für das bloße Auge. Hierzulande muß man zumindest ein kleines Fernglas zur Hilfe nehmen. Die visuelle Helligkeit wird mit 5.4 mag angegeben und der scheinbare Durchmesser mit 26 Bogenminuten, immerhin fast soviel wie der Vollmond. Im Horizontdunst bleibt von diesen beeindruckenden Daten allerdings nicht allzuviel übrig. Dennoch lohnt sich selbst mit kleinsten Teleskopen eine Beobachtung. Wie das Beispiel von Messier zeigt, ist es der am leichtesten aufzulösende Kugelsternhaufen, den man von der Nordhalbkugel aus beobachten kann. Ein Vierzöller ist dieser Aufgabe durchaus gewachsen. Er hat daneben eine sehr geringe Konzentration und unterscheidet sich darin von Kugelsternhaufen wie M 13. Schließlich zeigt M 4 noch eine andere Besonderheit. Durch den Kern zieht sich ein 2.5 Bogenminuten langer Balken in Nord-Südrichtung aus rund 11 mag hellen Sternen. Daran läßt sich M 4 sehr leicht von anderen Kugelsternhaufen unterscheiden. In größeren Teleskopen macht sich bemerkbar, daß immer schwächere Sterne gesehen werden können und M 4 bekommt einen deutlichen Hintergrund (Halo). In einem 10 Zöller steigt der wahrnehmbare Durchmesser auf rund 12 Bogenminuten.

Fotografie

Auch die Fotografie von M 4 wird durch die geringe Horizonthöhe erschwert. Interessant sind Übersichtsaufnahmen von der gesamten Region um den Antares. Gasnebel und Dunkelwolken wechseln sich hier ab. Solche Aufnahmen macht man besten im Urlaub von südlicheren Gefilden aus. Ab rund 200mm Brennweite ist M 4 schon deutlich als Kugelsternhaufen zu erkennen. Mit längeren Brennweiten und vergleichsweise kurzen Belichtungszeiten kann man auch den zentralen Balken herausarbeiten.

Karl Thurner

Der Kugelsternhaufen M 5 zählt zu den drei hellsten Kugelsternhaufen, die am Nordhimmel beobachtet werden können. Seine Entdeckung ist dem deutschen Astronomen Gottfried Kirch im Jahre 1702 zuzuschreiben. Messier beobachtete ihn im Mai 1764 zum erstenmal. Beide jedoch konnten nur einen Nebelfleck sehen. Eine Auflösung in Einzelsterne gelang William Herschel. M 5 ist fast ein Zwilligsbruder des bekannten Kugelsternhaufens M 13. Er ist mit knapp 30.000 Lichtjahren etwas weiter entfernt als M 13, mit einer Helligkeit von 7 mag nur etwas schwächer und besitzt ebenso rund eine halbe Million Einzelsterne.

Visuelle Beobachtung

Zwar ist M 5 nicht so bekannt wie M 13, aber fast genauso beeindruckend. Die Helligkeit von 7 mag läßt unter sehr guten Himmelsbedingungen sogar eine Beobachtung mit bloßen Auge zu. Der scheinbare Durchmesser wird mit 20 Bogenminuten angegeben. Diesen Durchmesser sieht man allerdings in der Beobachtungspraxis kaum. Die durchschnittliche Helligkeit der 25 hellsten Sterne beträgt 14 mag. Aus dieser Angabe läßt sich ersehen, daß selbst mit Teleskopen geringer Öffnung schon die hellsten Einzelsterne beobachtet werden können. In Ferngläsern sieht man M 5 als diffusen kleinen runden Fleck. Ab 4 Zoll Öffnung überschreitet man schon die Grenze, ab der der Kugelsternhaufen am Rand aufgelöst erscheint. Der Kugelsternhaufen erscheint 5 Bogenminuten groß. In einem 6-Zöller sieht man schon einen 10 Bogenminuten  großen Haufen mit gut aufgelöstem Halo. Mit 8 Zoll Öffnung und 200-facher Vergrößerung bekommt man einen nahezu dreidimensionalen Eindruck von dem Kugelsternhaufen. In noch größeren Teleskopen zeigt der Kugelsternhaufen eine etwas irregulärere Form und es können einige Sternketten wahrgenommen werden, die dem Kern von M 5 ein leicht dreieckiges Aussehen verleihen.

Fotografie

Die Helligkeit und der Durchmesser machen M 5 auch dem Amateur mit einfacher Ausstattung zugänglich. Sogar auf die Nachführung kann verzichtet werden, wenn man sich nur zum Ziel setzt, das Objekt auf dem Film zu entdecken. Mit Nachführung und 300 mm Brennweite wird M 5 zum ausgedehnten, am Rand körnigen Fleck. Aber selbst mit 1000 mm Brennweite ist das kompakte Zentrum noch nicht ganz aufzulösen, das erfordert Brennweiten von rund 2 Meter. Zum Einsatz können problemlos Schwarz-Weiß-Filme kommen, da ein Kugelsternhaufen keine interessanten Farbinformationen besitzt.

Karl Thurner

Eines der bekanntesten Deep-Sky-Objekte und zugleich der hellste Kugelsternhaufen am nördlichen Fixsternhimmel ist M 13. Sein Durchmesser ist immerhin halb so groß wie die des Vollmondes (16 Bogenminuten) und seine visuelle Helligkeit von 5.7 mag macht ihn für das bloße Auge erreichbar. Eine erste Erwähnung findet sich aus dem Jahre 1714 von dem bekannten Astronom Halley. 50 Jahre später beobachtete Messier den Kugelsternhaufen, sah allerding nur einen diffusen Nebel ohne Sterne. Mit wesentlich besseren Fernrohren untersuchte auch W. Herschel M 13 und gab die Gesamtzahl der Sterne mit 14.000 an. Heute vermutet man, daß sich rund eine halbe Million Sterne in dem 25.000 Lichtjahre entfernten Haufen versammeln.

Visuelle Beobachtung

M 13 ist eines der wenigen Deep-Sky-Objekte, die wirklich mit bloßem Auge beobachtet werden können. Er ist aber ein echter Prüfstein für Auge und Himmel. Jedes noch so kleine Fernglas offenbart M 13 schon als flächiges, ausgedehntes Objekt. Selbst ein Vierzöller kann am Rand des Kugelsternhaufens schon Einzelsterne auflösen, denn die auffälligsten besitzen eine Helligkeit von 12 mag. Mit Großferngläsern oder Teleskopen ab 150 mm Öffnung bietet M13 den unvergeßlichen Anblick eines kosmischen Diamantenhaufens, bei dem ein zartes, zentrales Glimmen in hunderte nadelfeine Einzelsterne eingebettet ist. Wer M 13 bis zum Zentrum in Einzelsterne auflösen will, muß allerdings schon ein Teleskop mit 8 Zoll verwenden. Wer noch mehr Öffnung sein eigen nennt, kann versuchen, in M13 das bekannte "Y" zu finden. Es stellt eine dunkle Struktur in Form eines "Y" dar (dort gibt es weniger heller Sterne als in der Umgebung), die sich über ca. 1/3 der Ausdehnung von M 13 erstreckt. Besonders empfehlenswert ist auch der kurze Schwenk zu NGC 6207, eine Spiralgalaxie (12 mag, 2x1 Bogenminute) nur 0.5 Grad nordöstlich von M 13. Sichtbar ist diese Galaxie schon in einem 6-Zöller.

Fotografie

Ebenso leicht wie M 13 zu beobachten ist, kann man ihn auch fotografieren. Eigentlich reicht schon eine feststehene Kamera mit einem lichtstarken Objektiv (Blende 2.8) und einem empfindlichen Film (z.B. 800 ASA). Je kürzer die Brennweite ist, desto länger läßt sich belichten, ohne daß die Sterne zu Strichspuren verzogen werden. Der Kugelsternhaufen ist groß genug, um selbst auf einer Weitwinkelaufnahme noch von einem Stern unterschieden werden zu können. Wer allerdings auf der Aufnahme Einzelsterne erkennen möchte, muß größeren technischen Aufwand betreiben. Die Optik sollte dann min. 500 mm Brennweite besitzen und muß natürlich auch nachgeführt werden. Die Belichtungszeit ist weniger kritisch, denn M 13 wird wegen seiner relativ großen Helligkeit schnell auf dem Film abgebildet, auch wenn dann die Randbereiche des Kugelsternhaufens noch fehlen.

Karl Thurner

Der Schlangenträger ist bekannt für seine große Zahl an Kugelsternhaufen. Kein Wunder also, wenn es in Messiers Liste gleich deren sieben gibt. Einer der hellsten ist M 10. Messier fand ihn am 29. Mai 1764. Allerdings erkannte er nur einen "Nebel ohne Sterne". Erst William Herschel konnte M 10 in Einzelsterne auflösen. Die Entfernung des Kugelsternhaufens liegt bei moderaten 14.300 Lichtjahren und seine Radialgeschwindigkeit beträgt 69 km/s. Überraschenderweise gibt es in diesem Kugelsternhaufen sehr wenige veränderliche Sterne, verschiedene Literaturquellen sprechen von drei oder vier.

Visuelle Beobachtung

Mit einer visuellen Helligkeit von 6.6mag zählt M10 noch zu den hellsten Kugelsternhaufen. Dies läßt Spielraum offen, unter guten Bedingungen auch einmal einen Versuch mit dem bloßen Auge zu wagen. Der ein Grad östlich liegende und 5mag helle Stern 30 Ophiuchi hilft beim Aufsuchen. Da die Flächenhelligkeit von M10 nicht sehr hoch ist, springt M10 auch mit einem Feldstecher nicht gerade ins Auge. Ein 7x50 oder ein 10x50 sind jedoch völlig ausreichend. Der scheinbare Durchmesser beträgt etwa 10 Bogenminuten. Auf langebelichteten Aufnahmen dehnt sich das Halo aber bis zu 19 Bogenminuten aus. Wer mit dem Feldstecher unterwegs ist, sollte bei der Gelegenheit gleich M12 beobachten. Beide liegen rund 3 Grad auseinander und können gleichzeitig beobachtet werden. Kleine Refraktoren zeigen eine perfekt runde in der Mitte leicht hellere Scheibe. Ab rund 4 Zoll Öffnung bekommt man den ersten Eindruck davon, einen Kugelsternhaufen zu beobachten, man kann die ersten Einzelsterne aus dem Halo beobachten. Mit einem 8 Zöller zerfällt der Kugelsternhaufen in Einzelsterne bis in den Kernbereich hinein.

Fotografie

In dem etwas sternärmeren Bereich des Ophiuchus lassen sich die Kugelsternhaufen M10 und M12 sehr leicht auch auf Übersichtsaufnahmen identifizieren. Interessant ist dieser Versuch auch deswegen, weil der Ophiuchus von Dunkelwolken "übersät" ist. Bei moderater Brennweite von 300mm erkennt man schon deutlich die ersten Sterne aus dem Halo. Richtig aufglöst erscheint der Kugelsternhaufen bei Brennweiten über 500mm.

Karl Thurner