M 81, eine Galaxie im Großen Bären 

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Aufnahmeoptik   

8" SC - Reflektor

Brennweite

2000 mm

Blende

10

Belichtungszeit

30 Minuten

Film

Scotch 1000

Filter

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Vergrößerung

3 x

Entwicklung 

E 6-Prozess, 6 Min./38°

 

 

 

 

 

 

 

               

Messier 81 (auch als NGC 3031 bekannt) ist eine +6,9 mag helle Spiralgalaxie vom Hubble-Typ Sb im Sternbild Großer Bär. M81 ist die Galaxie am Nordhimmel, die uns nach dem Andromedanebel und dem Dreiecksnebel am größten und hellsten erscheint. Die Anzahl der Sterne des Systems wird auf 250 Milliarden geschätzt, was im Vergleich zu unserer Milchstraße ein etwas kleinerer Wert ist. M81 wird manchmal zu Ehren ihres Entdeckers auch Bodes Galaxie genannt, da sie im Jahre 1774 von Johann Elert Bode entdeckt wurde.
M81 ist mit einer Helligkeit von +6,90 mag im Feldstecher bereits gut erkennbar. In ihrer Nähe befindet sich die etwas lichtschwächere irreguläre Galaxie M82, die nur etwa 150.000 Lichtjahre von ihr entfernt ist. Diese beiden Galaxien bilden den Kern der M81-Galaxiengruppe, die eine echte physikalische Gruppe bilden. Sie ist einer der nächsten Nachbarn unserer Lokalen Gruppe. Mittels des Hubble - Space - Teleskops konnte in den Außenbereichen von M 81 eine Gruppe von Cepheiden erkannt werden und dadurch auf eine Entfernung von etwa 11 Millionen Lichtjahren geschlossen werden. Cepheiden sind äußerst leuchtkräftige Sterne, bis hin zu absoluten Helligkeiten von minus 6-ter Größe. Es sind Sterne im Riesenstadium, die in regelmäßigem Rhythmus ihre inneres Gleichgewicht verlieren zwischen dem Strahlungsdruck, der vom Sterninneren nach außen wirkt und der nach innen gerichteten Gravitationskraft.  Überwiegt der Strahlungsdruck, beginnt der Stern sich aufzublähen. Das hat eine Oberflächenvergrößerung und damit eine Helligkeitssteigerung zur Folge. Begünstigt wird dies durch periodisch wiederkehrende Änderungen der Strahlungsdurchlässigkeit in den äußeren Schichten der Sternhülle. Diese nimmt beim Aufblähen zu, es wird mehr Energie abgestrahlt. Dadurch kühlt sich die Sternoberfläche ab, sie beginnt zu schrumpfen und die Strahlungsdurchlässigkeit nimmt ab. Die Temperatur steigt wieder an, der Strahlungsdruck nimmt zu und der oben beschriebene Vorgang beginnt von neuem. Beobachtungen haben ergeben, dass dieses Schwingungsverhalten der Cepheiden über lange Zeiträume konstant bleibt. Im Jahr 1912 beobachtete die Astronomin Miss Henrietta Swan Leavitt, dass die scheinbaren Helligkeiten von Cepheiden in der Kleinen Magellanschen Wolke um so höher waren, je länger ihre jeweilige Periode dauerte. Da sie etwa alle gleich weit entfernt sind, müssen sie deshalb auch in ihren absoluten Helligkeiten dieser Relation folgen. Also gilt:

Je länger die Periodendauer eines Cepheiden, desto größer ist seine absolute Helligkeit. Wegen ihrer großen absoluten Helligkeiten können sie noch in weiten Entfernungen, sogar in benachbarten Galaxien, wahrgenommen werden und damit als Entfernungsmesser dienen. Hat man also beispielsweise die Periodendauer eines Cepheiden gemessen, dann kennt man auch seine absolute Helligkeit. Aus der Differenz zwischen scheinbarer Helligkeit minus absoluter Helligkeit errechnet sich dann seine Entfernung nach folgender Beziehung:

 

m - M + 5 = 5 x lg r,

wobei

Diese Beziehung gilt natürlich nicht nur für Cepheiden. Ein Beispiel kann dies verdeutlichen:

Wega in der Leier hat eine absolute Helligkeit M von 0.6-ter Größe, ihre scheinbare Helligkeit entspricht 0.0-ter Größe. Also folgt:

Auf diese Weise konnte die Entfernung von M 81 mit Hilfe der dort beobachteten Cepheiden zu 11 Millionen Lichtjahren berechnet werden.

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 sie 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 II b ein zweites Maximum von 10.5 mag. Der Vorläufer dieser Supernova wurde fotografisch mit einem K0-Überriesen von 10 bis 18 Sonnenmassen identifiziert. Etwa acht Monate nach der Explosion wurde der Überrest radioteleskopisch abgelichtet.

 

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Zuletzt bearbeitet am Montag, 27. November 2017 13:06