Objekte des Monats: Das Galaxienpaar Messier 81 & Messier 82

Das hüb­sche Gala­xien­paar Mes­sier 81 (NGC 3031) und Mes­sier 82 (NGC 3034) im Stern­bild Gro­ßer Bär gehö­ren sicher zu den gro­ßen Deep-Sky-High­lights des Nord­him­mels. Die Gala­xien kön­nen von unse­ren Brei­ten aus das gan­ze Jahr beob­ach­tet wer­den, weil das Ster­nen­mus­ter des Gro­ßen Wagens in unse­ren Brei­ten nie unter dem Hori­zont ver­schwin­det. Ent­deckt wur­de die Objek­te vom Direk­tor der König­li­chen Stern­war­te in Ber­lin, Johann Elert Bode (1747–1826), in der Sil­ves­ter­nacht des Jah­res 1774 mit dem 7‑Fuß-Tele­skop des Obser­va­to­ri­ums. Der deut­sche Astro­nom und Him­mels­kar­to­graf beschrieb das Paar als zwei klei­ne Nebel mit einem gegen­sei­ti­gen Abstand von nur ¾ Grad. Des­halb wird die grö­ße­re der bei­den Gala­xien auch als „Bodes Nebel“ oder „Bodes Gala­xie“ bezeich­net. Die bei­den Gala­xien wur­de zwi­schen 1772 und 1778 auch von dem deut­schen Astro­no­men Johann Gott­fried Köh­ler beob­ach­tet und im „Astro­no­mi­schen Jahr­buch“ von 1782 publi­ziert. Im August 1779 wur­den die Gala­xien dann unab­hän­gig von dem fran­zö­si­schen Astro­no­men Pierre Méchain auf­ge­fun­den, der sei­ne Ent­de­ckung sei­nem Freund Charles Mes­sier mel­de­te. Mes­sier füg­te das Paar am 9. Febru­ar 1781 als 81. und 82. Ein­trag sei­nem berühm­ten Nebel­ka­ta­log hin­zu. Dabei beschrieb er M 81 als leicht ova­len Nebel mit hel­lem Zen­trum. Bei M 82 bemerk­te er einen schwach lang­ge­streck­ten Nebel ohne Ster­ne. Mes­sier 82 trägt auch den Eigen­na­men „Zigar­ren­ga­la­xie“, auf­grund ihrer äuße­ren Form. Offen­sicht­lich wur­de die Spi­ral­struk­tur von Mes­sier 81 weder von Wil­helm noch von John Her­schel oder spä­te­ren Beob­ach­tern registriert. 

Die M81-Galaxiengruppe

Die bei­den Gala­xien sind auf­grund ihrer Nähe ein häu­fi­ges Ziel für Stu­di­en pro­fes­sio­nel­ler Astro­no­men und wer­den von Hob­by­as­tro­no­men ger­ne beob­ach­tet und foto­gra­fiert. Mes­sier 81 ist die Haupt­ga­la­xie der rund 11,8 Mil­lio­nen Licht­jah­re ent­fern­ten und über 60 Mit­glie­der umfas­sen­den M81-Gala­xien­grup­pe, die unse­rer Loka­len Grup­pe nicht unähn­lich ist. Gleich­zei­tig ist es der uns am zweit­nächs­ten lie­gen­de Gala­xien­hau­fen. Nur die Sculp­tor-Grup­pe im Stern­bild Bild­hau­er liegt uns noch etwas näher. Die M81-Grup­pe gehört, zusam­men mit der Loka­len Grup­pe, dem Vir­go-Super­hau­fen an, des­sen Zen­trum vom Vir­go-Gala­xien­hau­fen in den Stern­bil­dern Jung­frau und Haar der Bere­ni­ke gebil­det wird. Bei­de Gala­xien­grup­pe bewe­gen sich in Rich­tung auf das Zen­trum des Vir­go­hau­fens zu.

Sie­ben Gala­xien der M81-Grup­pe sind bereits mit Ama­teur­te­le­sko­pen beob­acht­bar. Die­je­ni­gen Gala­xien die eine IC/NGC-Num­mern besit­zen, wur­den alle zwi­schen 1788 und 1801 von dem deutsch-bri­ti­schen Astro­no­men Wil­helm Her­schel ent­deckt. Die irre­gu­lä­re Gala­xie NGC 2366, die Bal­ken­spi­ra­le NGC 4233 sowie die Gala­xien NGC 2976 und NGC 3077 zäh­len zu den bekann­te­ren Objek­ten. Wei­te­re Mit­glie­der sind IC 2574, UGC 4459 und die Zwerg­ga­la­xien Holm­berg I, II und IX. Mes­sier 81 und Mes­sier 82 sind die hells­ten und mas­se­reichs­ten Mit­glie­der des Hau­fens und sind, zusam­men mit NGC 3077, auch räum­lich ech­te Nach­barn, die unter­ein­an­der in gra­vi­ta­ti­ver Wech­sel­wir­kung ste­hen. Sie bil­den das Zen­trum des Gala­xien­hau­fens, der eine Gesamt­mas­se von 1,6 x 10^12 Son­nen­mas­sen auf­weist. Auch die hel­le Spi­ral­ga­la­xie NGC 2403 im Stern­bild Giraf­fe wird zur M81-Grup­pe gezählt. Ins­ge­samt erstreckt sich die M81-Grup­pe 40 x 20 Grad am Him­mel und über­deckt ein 5,87 x 2,93 Mil­lio­nen Licht­jah­re gro­ßes Gebiet in den Stern­bil­dern Gro­ßer Bär, Dra­che und Giraf­fe. Vor eini­gen 10 Mil­lio­nen Jah­ren gab es eine enge Begeg­nung zwi­schen M 81, M 82 und NGC 3077 was zur Fol­ge hat­te, dass M 82 nach­hal­tig ver­formt wur­de. Inter­stel­la­res Gas fiel in das Zen­trum von M 82 und NGC 3077 und lös­te einen so genann­ter Star­burst aus. Heut­zu­ta­ge sind die bei­den Haupt­ga­la­xien wie­der 130.000 Licht­jah­re von­ein­an­der ent­fernt, was unge­fähr die Ent­fer­nung der Gro­ßen Magel­lan­schen Wol­ke zu unse­rer Milch­stra­ße ent­spricht. Ein Zeug­nis die­ser gra­vi­ta­ti­ven Wech­sel­wir­kung ist ioni­sier­tes Was­ser­stoff­gas, das sich als fila­ment­ar­ti­ge Struk­tur zwi­schen den Gala­xien bemerk­bar macht und in der 21-Zen­ti­me­ter-Linie des ioni­sier­ten Was­ser­stoffs leuch­tet. Brü­cken aus neu­tra­lem Was­ser­stoff­gas ver­bin­den die drei Gala­xien auch untereinander.

Bodes Galaxie: Messier 81

Bodes Gala­xie ist eine 6,9 mag hel­le Grand-Design-Spi­ral­ga­la­xie des Hub­ble-Typs Sb und mit einem schein­ba­ren Durch­mes­ser von 24,9 x 11,5 Bogen­mi­nu­ten bereits in Feld­ste­chern beob­acht­bar. Von der Flä­che her ent­spricht das unge­fähr 1/30 der Flä­che des berühm­ten Andro­me­da­ne­bels (Mes­sier 31). Mit einem Durch­mes­ser von 92.000 Licht­jah­ren und 250 Mil­li­ar­den Son­nen­mas­sen, ist M 81 unge­fähr halb so gro­ße wie unse­re Gala­xis. Das Schwar­ze Loch im Zen­trum der Gala­xie ist mit 70 Mil­lio­nen Son­nen­mas­sen aller­dings 15-Mal mas­se­rei­cher als das Schwar­ze Loch im Zen­trum der Milch­stra­ße. Aus der unmit­tel­ba­ren Umge­bung des Kerns erhal­ten wir ein Emis­si­ons­li­ni­en­spek­trum vom Seyfert/LINER Typ, so dass M 81 als schwach akti­ve Gala­xie mit schwach leuch­ten­dem akti­ven Kern betrach­te­te wird. Die akti­ve Kern­re­gi­on ist unglaub­lich dicht und besitzt nur einen Durch­mes­ser von 700 x 300 Astro­no­mi­sche Ein­hei­ten. In den zwei gut defi­nier­ten, offe­nen und dün­nen Spi­ral­ar­men von M 81 sind gro­ße Men­gen inter­stel­la­ren Staubs sicht­bar, die mit Stern­ent­ste­hungs­re­gio­nen asso­zi­iert sind und vor allem im Infra­rot­wel­len­län­gen­be­reich mit Hil­fe des Spit­zer-Welt­raum­te­le­skops beob­ach­tet wur­den. Die hei­ßen blau­en Ster­ne in der Schei­be von M 81 erwär­men die­sen Staub sehr effek­tiv, der für die meis­ten in die­ser Gala­xie detek­tier­ten Infra­rot­emis­sio­nen ver­ant­wort­lich ist. Einer die­ser Spi­ral­ar­me, der vie­le jun­ge blaue Ster­ne ent­hält, zeigt genau in Rich­tung der Gala­xie Mes­sier 82. In der Bul­ge der Gala­xie sind auf Fotos eben­falls Staub­bah­nen erkennbar. 

Im Jahr 1993 wur­de mit dem Hub­ble-Welt­raum­te­le­skop 31 Cep­hei­den ent­deckt, so dass die Ent­fer­nung zu M 81 zuver­läs­sig bestimmt wer­den konn­te. 2001 wur­den auch 114 offe­ne Stern­hau­fen und 44 wei­te­re Kugel­stern­hau­fen in M 81 gefun­den. 70 Kugel­stern­hau­fen-Kan­di­da­ten wur­den im Jahr 1995 bereits direkt beob­ach­tet, wobei der hells­te nur die 18. Grö­ßen­klas­se erreich­te. Die Anzahl der Kugel­stern­hau­fen wird mit 210 ange­ge­ben und liegt nahe der Anzahl der Kugel­hau­fen in unse­rer Hei­mat­ga­la­xie.
In den zurück­lie­gen­den Jah­ren wur­de in Mes­sier 81 nur eine Super­no­va gefun­den. SN 1993J wur­de am 28. März 1993 von dem spa­ni­schen Ama­teur­as­tro­no­men Fran­cis­co Gar­cia Diaz, mit einer schein­ba­ren Hel­lig­keit von 10,5 Grö­ßen­klas­sen, ent­deckt und war zu die­sem Zeit­punkt die zweit­hells­te Super­no­va des 20. Jahr­hun­derts – nach der berühm­ten Super­no­va 1987A in der Gro­ßen Magel­lan­schen Wol­ke. Die­se Stern­ex­plo­si­on war recht unge­wöhn­lich, weil sie zu Beginn einer Super­no­va vom Typ II ähnel­te und spä­ter star­ke Was­ser­stoff-Emis­sio­nen zeig­te, die schließ­lich ver­blass­ten. Spä­ter erschien eine star­ke Heli­um-Spek­tral­li­nie. Somit glich sie dann eher einer Super­no­va vom Typ Ib. Auch zeig­te SN 1993J Varia­tio­nen in ihrer Leucht­kraft, so dass sie nun als Super­no­va vom Typ IIb klas­si­fi­ziert wur­de. Spä­te­re Unter­su­chun­gen leg­ten nahe, dass die­ser Typ Super­no­va durch die Explo­si­on eines Rie­sen­sterns vom Spek­tral­typ K ver­ur­sacht wur­de, der sich in einem engen Dop­pel­stern­sys­tems mit einem hei­ßen Über­rie­sen vom Spek­tral­typ B befand.

In unmit­tel­ba­rer Nähe von M 81 befin­det sich noch die flä­chen­schwa­che und rund 2 Bogen­mi­nu­ten gro­ße irre­gu­lä­re Zwerg­ga­la­xie Holm­berg IX (UGC 5336), die sich nur 11 Bogen­mi­nu­ten vom Zen­trum von M 81 ent­fernt befin­det. Sie wur­de in den 1950er Jah­ren vom schwe­di­schen Astro­no­men Erik Holm­berg ent­deckt. UGC 5336 ist ein ech­ter Beglei­ter von Mes­sier 81 und gleicht den Magel­lan­schen Wol­ken in unmit­tel­ba­rer Nähe unse­rer Gala­xis. Unter­su­chun­gen bele­gen, dass die Ster­ne in die­ser Zwerg­ga­la­xie noch sehr jung sind und sich erst vor 200 Mil­lio­nen Jah­ren gebil­det haben. Ihr wah­rer Durch­mes­ser beträgt 10.000 Licht­jah­re und die Hel­lig­keit nur 14,3 mag, so dass sie meis­tens nur auf lang belich­te­ten Fotos sicht­bar wird. 

Zigarrengalaxie: Messier 82

Die Zigar­ren­ga­la­xie ist die inter­es­san­te­re Gala­xie des Duos und das bes­te Bei­spiel einer gestör­ten Spi­ral­ga­la­xie, die wir nahe­zu in Kan­ten­la­ge beob­ach­ten kön­nen. Sie ist von der Erde aus gese­hen die nächst­ge­le­ge­ne Star­burst­ga­la­xie, eine der hells­ten Infra­rot­ga­la­xien des Him­mels sowie eine Quel­le star­ker Radio­strah­lung. Aus die­sem Grund ist Mes­sier 82 auch als Ursa Major A bekannt sowie im 3. Cam­bridge Cata­lo­gue of Radio Sources als 3C 231 ver­zeich­net. Ursprüng­lich war M 82 mal eine Gala­xie mit nied­ri­ger Flä­chen­hel­lig­keit. Heut­zu­ta­ge besitzt sie die 5‑fache Leucht­kraft unse­rer Gala­xis. Mit einer Hel­lig­keit von 8,6 mag und einer schein­ba­ren Aus­deh­nung von 11,2 x 4,3 Bogen­mi­nu­ten am Him­mel, ist sie eben­falls in klei­nen Fern­glä­sern wahr­nehm­bar. Ihr Durch­mes­ser beträgt 38.000 Licht­jah­re und die Gesamt­mas­se 30 Mil­li­ar­den Son­nen, so dass sie nur halb so groß wie ihr Beglei­ter erscheint. Fotos zei­gen dunk­le absor­bie­ren­de Wol­ken aus inter­stel­la­ren Gas, ent­lang der Gala­xien­schei­be, sowie ioni­sier­te gas­för­mi­ge Nebel in der Nähe ihrer Pole. Auf­grund ihres äuße­ren Erschei­nungs­bil­des und ihrer gro­ßen Flä­chen­hel­lig­keit, wur­de sie lan­ge Jah­re als irre­gu­lä­re Gala­xie klas­si­fi­ziert. Unter­su­chun­gen im Nahin­fra­rot­be­reich des Jah­res 2005 zeig­ten aller­dings eine Spi­ral­struk­tur, mit dem mor­pho­lo­gi­schen Typ einer Bal­ken­spi­ral­ga­la­xie vom Typ SBc, sowie zwei sym­me­tri­sche nach­lau­fen­den Spiralarmen.

Vor 500 bis 600 Mil­lio­nen Jah­re kam es zu einer engen Begeg­nung mit Mes­sier 81, deren gra­vi­ta­ti­ve Aus­wir­kung immer noch anhält. Die Fol­ge die­ser Begeg­nung war ein hohe Stern­ent­ste­hungs­ra­te, ein so genann­ter Star­burst, der durch ein­fal­len­des Gas in in den Kern der Gala­xie und Dich­te­wel­len aus­ge­löst wur­de. Die Hoch­pha­se die­ser Stern­ent­ste­hung im Zen­trum von M 82, die in ein­zel­nen Wel­len statt­fand, fand vor 50 bis 10 Mil­lio­nen Jah­ren statt. Auf­grund der hohe Rate an Super­no­va­ex­plo­sio­nen wur­de Was­ser­stoff­gas bipo­lar in die Außen­be­rei­che der Gala­xie geschleu­dert, die auf lang belich­te­ten Auf­nah­men als rote Fila­men­te erschei­nen und Geschwin­dig­kei­ten von 500 bis 800 km/s errei­chen. Die aus­ge­wor­fe­nen Gas­wol­ken sind auf bei­den Sei­ten bis zu 34.000 Licht­jah­re lang. Mit dem Hub­ble-Welt­raum­te­le­skop wur­den im Kern­ge­biet der Gala­xie, mit 500 Par­sec Aus­deh­nung, 197 jun­ge mas­se­rei­che Stern­hau­fen mit jeweils 200.000 Son­nen­mas­sen ent­deckt. Es wird ange­nom­men, dass sich sich vor 4 bis 6 Mil­lio­nen Jah­ren gebil­det haben. Die zahl­rei­chen jun­gen Ster­ne, die zum Teil noch in den Staub­wol­ken ein­ge­bet­tet sind, hei­zen das inter­stel­la­re Medi­um auf. Ins­ge­samt liegt die Stern­ent­ste­hungs­ra­te im Kern­be­reich zur Zeit 10 Mal höher als in unse­rer Gala­xis. Das zen­tra­le Schwar­ze Loch im Zen­trum von Mes­sier 82 besitzt eine Mas­se von 30 Mil­lio­nen Sonnen.

Auch in der Schei­be von Mes­sier 82 fand vor rund 500 Mil­lio­nen Jah­ren ein Star­burst statt, der vor 100 Mil­lio­nen Jah­ren schließ­lich gestoppt wur­de. Die star­ken Gezei­ten­kräf­te ihrer grö­ße­ren Nach­bar­ga­la­xie ver­for­men die­se Schei­be, so dass sie auf Fotos deut­lich gekrümmt erscheint. Mit Hil­fe des Chandra-Rönt­gen­ob­ser­va­to­ri­um wur­den auch zwei ultra­hel­le Rönt­gen­quel­len ent­deckt. M82-X1 befin­det sich nur 600 Licht­jah­re vom Kern ent­fernt und ist ein mit­tel­schwe­res Schwar­zes Loch von 415 Son­nen­mas­sen, das von einem sehr mas­se­rei­chen Stern umkreist wird. Die Quel­le für M82-X2 ist dage­gen ein Rönt­gen­pul­sar, der zu den hells­ten bekann­ten Pul­sa­ren über­haupt zählt und 100-Mal kräf­ti­ger als ande­re Pul­sa­re leuch­tet. Des Wei­te­ren ist die Zigar­ren­ga­la­xie ein Ort zahl­rei­cher Super­no­va­ex­plo­sio­nen, die zumeist aber nicht direkt beob­ach­tet wur­den. Der dich­te Staub in der Gala­xien­schei­be ver­hin­dert eine Beob­ach­tung, so dass sie über­wie­gend nur im Radio­be­reich sicht­bar sind. Aller­dings wur­de am 21. Janu­ar 2014, von dem Astro­phy­sik-Dozen­ten Ste­ve Fos­sey und vier sei­ner Stu­den­ten, eine Super­no­va ent­deckt, die eine Hel­lig­keit von 10,9 Magni­tu­den erreich­te. Die Super­no­va SN 2014J vom Typ Ia war auch sehr leicht in klei­ne­ren Ama­teur­te­le­sko­pen beob­acht­bar. Bei die­ser Stern­ex­plo­si­on explo­dier­te ein Wei­ßer Zwerg in einem engen Dop­pel­stern­sys­tem, der über die Zeit Mate­ri­al vom Beglei­ter auf­sam­mel­te, bis eine kri­ti­sche Mas­se erreicht wur­de und eine ther­mo­nu­klea­re Explo­si­on den Wei­ßen Zwerg schließ­lich zer­riss. Sie war die nächst­ge­le­gen Super­no­va vom Typ Ia seit der Super­no­va SN 1972E in der Gala­xie NGC 5253 im Stern­bild Zentaur.

Beobachtung

Die bei­den Gala­xien sind bereits unter nicht ganz so opti­ma­len Bedin­gun­gen, zum Bei­spiel bei Mond­schein, beob­acht­bar. Unter einem sehr dunk­len Alpen­him­mel (Grenz­grö­ße 7,3 mag) gelingt eine Beob­ach­tung von Mes­sier 81 sogar mit dem blo­ßen Auge. Damit gehört M 81 mit Abstand zum ent­fern­tes­ten Objekt, das ohne opti­sche Hilfs­mit­tel beob­ach­tet wer­den kann. Schon mit einem klei­nen Fern­glas von 8x42, spä­tes­tens aber mit einem 10x50 Feld­ste­cher, erschei­nen die bei­den Gala­xien als schwa­che Licht­fle­cken, wobei ihr unter­schied­li­ches Erschei­nungs­bild offen­sicht­lich wird. M 82 befin­det sich nur 38 Bogen­mi­nu­ten süd­lich von M 81 und ist deut­lich dün­ner als ihr grö­ße­rer Beglei­ter. Noch bes­ser wir­ken die bei­den Objek­te in einem astro­no­mi­schen Fern­glas von 16x70 bzw. in einem klei­nen Refrak­tor zusam­men im Gesichts­feld. In Tele­sko­pen von 3 bis 4 Zoll Öff­nung erscheint M 81 nur als unschar­fer, in Nord­west-süd­öst­li­cher Rich­tung aus­ge­rich­te­ter ova­ler Licht­fleck mit hel­lem Zen­trum und nadel­schar­fem Kern. Die Gala­xie bleibt auch in Gerä­ten bis 6 Zoll eher struk­tur­los und prä­sen­tiert sich nur als dif­fu­ser, aber ziem­lich hel­ler Nebel­fleck. Der 1,5 Bogen­mi­nu­ten gro­ße Zen­tral­ge­biet ist sehr hell und sein Kern fast stel­lar. Die Spi­ral­struk­tur ist in Tele­sko­pen von 8 bis 10 Zoll Öff­nung auch mit indi­rek­tem Sehen nur sehr schwer aus­zu­ma­chen und eher in Reich­wei­te grö­ße­rer Tele­sko­pe. Am Süd­ende des Zen­trums erkennt man zwei 11 mag hel­le Ster­ne, die im Gala­xien­kör­per ein­ge­bet­tet sind und am Süd­rand zwei Ster­ne der 9. Grö­ßen­klas­se. Der west­li­che Stern ist ein enger Doppelstern.

Mes­sier 82 ver­trägt höhe­re Ver­grö­ße­run­gen sehr gut und erscheint im 3 bis 4 Zöl­ler bei nied­ri­ger Ver­grö­ße­rung als hel­le, in Süd­ost bis Nord­west ori­en­tier­te Licht­na­del mit gleich­mä­ßi­gem Licht. Ein Stern der 10. Grö­ßen­klas­se befin­det sich direkt unter­halb des süd­west­li­chen Endes der Schei­be. Mit Tele­sko­pen von 6 bis 8 Zoll Öff­nung erkennt man schon ers­te Struk­tu­ren. Hier tau­chen senk­recht zur Schei­be Absorp­ti­ons­bän­der und Fle­cken auf, die zick­zack­för­mig durch das Zen­trum ver­lau­fen. Wei­te­re dunk­le Kno­ten gibt es im süd­li­chen Bereich und in der west­li­chen Hälf­te der Gala­xien­schei­be. Der west­li­che Teil der Gala­xie erscheint deut­lich hel­ler als der öst­li­che. Auch der Kern­be­reich erscheint hel­ler und kan­tig. Die Rän­der der Schei­be lau­fen dif­fus in den Hin­ter­grund über. Grö­ße­re Fern­roh­re von 10 bis 12 Zoll Öff­nung zei­gen noch mehr Details und Struk­tu­ren in der Schei­be. Nur ¾ Grad süd­öst­lich von M 81 befin­det sich die Gala­xie NGC 3077. In klei­nen Tele­sko­pen ist aber nur ein klei­ner, schwa­cher und run­der Nebel­fleck der 10. Grö­ßen­klas­se zu erkennen. 

Mes­sier 81 und Mes­sier 82 befin­det sich unge­fähr 10° nord­west­lich des 1,8 mag hel­len Sterns Dub­he (Alpha Ursae Majo­ris) und sind am bes­ten im Früh­jahr sicht­bar, wenn das Stern­bild Gro­ßer Bär in der Nähe des Zenits kul­mi­niert. Von der süd­li­chen Hemi­sphä­re aus gelingt eine Beob­ach­tung nur in der Nähe des Äqua­tors. Weil das Gebiet, in dem sich die Gala­xien befin­den, kei­ne auf­fäl­li­gen Ster­ne ent­hält, gestal­tet sich das Auf­fin­den ver­gleichs­wei­se schwie­rig. Vom Kas­ten des Gro­ßen Wagen aus­ge­hend ver­län­gern wir die Ver­bin­dungs­li­nie zwi­schen Phecda (Gam­ma UMa) und Dub­he (Alpha UMa) unge­fähr um den glei­chen Abstand in Rich­tung Nord­wes­ten. Dort befin­den sich zwei schwa­che Ster­ne der 5. Grö­ßen­klas­se, wobei es sich bei dem einen Stern um den 4,5 mag hel­len 24 UMa han­delt, den wir in die Sucher­mit­te ein­stel­len. M 81 und M 82 befin­den sich unge­fähr 2° süd­öst­lich die­ser bei­den Ster­ne in Rich­tung des Polarstern.

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Steckbrief für Messier 81 & Messier 82