Objekte des Monats: Die Whirlpoolgalaxie Messier 51

Mes­sier 51 (NGC 5194/5195) im Stern­bild der Jagd­hun­de (Canes Vena­ti­ci) gehört sicher zu den berühm­tes­ten und beein­dru­ckends­ten Spi­ral­ga­la­xien an unse­rem Him­mel und zu den ers­ten „Nebeln“, bei der eine Spi­ral­struk­tur nach­ge­wie­sen wur­de. Die Wel­ten­in­sel ist auch als Whirl­pool- oder Stru­del­ga­la­xie bekannt und befin­det sich nahe der Gren­ze zum Stern­bild Gro­ßer Bär. Sie wur­de am 13. Okto­ber 1773 von dem fran­zö­si­schen Astro­no­men Charles Mes­sier wäh­rend einer Kome­ten­be­ob­ach­tung ent­deckt, der das Objekt als sehr schwa­chen Nebel ohne Ster­ne unter­halb des Schwan­zes des Gro­ßen Bären beschrieb. Ihr Beglei­ter, NGC 5195, wur­de erst am 20. März 1781 von Mes­sier Freund und Kol­le­gen Pierre Méchain auf­ge­fun­den. Mes­sier beschrieb den Dop­pel­kern mit Nebel, die sich gegen­sei­tig berühr­ten, spä­ter in einer Notiz zur 3. Auf­la­ge sei­nes berühm­ten Nebel­ka­ta­logs. Der deut­sche Astro­nom Johann Erlert Bode ent­deck­te die Gala­xie am 5. Janu­ar 1775 unab­hän­gig von Mes­sier und bemerk­te einen klei­nen, schwach leuch­ten­den Nebel von läng­li­cher Form, was auch unge­fähr dem Anblick in einem klei­nen Ama­teur­te­le­skop ent­spricht. Am 26. April 1830 beob­ach­te­te der eng­li­sche Astro­nom John Her­schel – der Sohn Wil­helm Her­schels – M 51 und sah einen hel­len run­den Kern, der von einem neb­li­gen Ring umge­ben war. Die­se Beob­ach­tung Her­schels gilt als ers­ter Hin­weis auf die Spi­ral­struk­tur der Gala­xie und er ver­mu­te­te, dass die Milch­stra­ße von außen ähn­lich aus­se­hen könn­te. Im Früh­jahr des Jah­res 1845 beob­ach­te­te und zeich­ne­te der iri­sche Astro­nom Wil­liam Par­son, der 3. Earl of Ros­se, den Nebel durch sein 72 Zoll Rie­sen­te­le­skop Levia­than in Birr Cast­le und beschrieb eine spi­ral­för­mi­ge Struk­tur sowie eine Art Ver­bin­dung zu NGC 5195. Als der ame­ri­ka­ni­sche Astro­nom Edwin Hub­ble in eini­gen die­ser Spi­ral­ne­bel Cep­hei­den-Ver­än­der­li­che beob­ach­ten konn­te, war der Nach­weis schließ­lich erbracht, dass es sich bei die­ser Art von Objek­ten um eigen­stän­di­ge Gala­xien, ähn­lich der unse­rer Milch­stra­ße, handelte.

Ers­te Zeich­nung eines „Spi­ral­ne­bels“ von Lord Ros­se (1850) – Credit: Wil­liam Par­sons, Public domain, via Wiki­me­dia Commons

Eine Grand-Design-Spirale in Wechselwirkung

Mes­sier 51 ist das domi­nie­ren­de Mit­glied einer klei­nen Grup­pe von Gala­xien in 27 Mil­lio­nen Licht­jah­ren Ent­fer­nung, zu denen auch die berühm­te Son­nen­blu­men­ga­la­xie (Mes­sier 63) im sel­ben Stern­bild sowie die Gala­xien NGC 5023, NGC 5229, UGC 8313, UGC 8331 und UGC 8683 gezählt wer­den. Mit einer Hel­lig­keit von 8,4 mag und einer Aus­deh­nung von 11,2 x 6,9 Bogen­mi­nu­ten am Him­mel, ist die Whirl­pool­ga­la­xie bereits in einem Fern­glas als schwa­cher ova­ler Nebel­fleck erkenn­bar. Die Gala­xie gehört dem Hub­ble-Typ Sbc an, mit deut­lich aus­ge­präg­ter Spi­ral­struk­tur, und zählt zu den Grand-Design-Spi­ralag­a­la­xien, auf des­sen Schei­be wir genau senk­recht von oben bli­cken. Mit einem Durch­mes­ser von 87.000 Licht­jah­re und einer Mas­se von 160 Mil­li­ar­den Son­nen, ist M 51 unge­fähr halb so gro­ße wie unse­re eige­ne Galaxis. 

Weit­win­kel­auf­nah­me von Mes­sier 51 mit einem 200 mm Teleobjektiv

Die Whirl­pool­ga­la­xie besteht eigent­lich aus zwei, mit­ein­an­der in gra­vi­ta­ti­ver Wech­sel­wir­kung ste­hen­der Gala­xien. Mes­sier 51 ist auch als Arp 85, im Atlas of Pecu­li­ar Gala­xies von Hal­ton Arp, bekannt und gehört zu den am bes­ten unter­such­ten Bei­spie­len für ein inter­agie­ren­des Gala­xien­paar. Die klei­ne­re der bei­den (NGC 5195) befin­det sich nörd­lich der Haupt­ga­la­xie. Zunächst als irre­gu­lä­re Gala­xie klas­si­fi­ziert, ist sie nach neus­ten Erkennt­nis­se eine Bal­ken­spi­ra­le vom Typ SB0pec, mit einem Durch­mes­ser von 55.000 Licht­jah­ren, einer schein­ba­ren Hel­lig­keit von 9,6 mag und einer Aus­deh­nung von 5,9 x 4,6 Bogen­mi­nu­ten. Sie umkreist NGC 5194, mit einer Nei­gung von 73 Grad zur galak­ti­schen Ebe­ne der Haupt­ga­la­xie. Einer der staub­rei­chen Spi­ralar­me von NGC 5194, durch den die bei­den Gala­xien durch eine Art Gezei­ten­brü­cke ver­bun­den zu sein schei­nen, schwächt das Licht von NGC 5195 um unge­fähr zwei Grö­ßen­klas­se ab. Vor 500 bis 600 Mil­lio­nen Jah­ren kam es zu einer engen Begeg­nung der bei­den Part­ner, wobei die klei­ne­re Gala­xie durch die Schei­be der grö­ße­ren stieß. Eine wei­te­re Begeg­nung mit der Schei­be fand vor rund 70 Mil­lio­nen Jah­ren statt. 

Die Whirl­pool­ga­la­xie (Mes­sier 51) in den Jagd­hun­den – Auf­nah­me von Mario Richter

Um M 51 her­um sind auf lang belich­te­ten Auf­nah­men schwa­che und dif­fu­se Gezei­ten­ar­me sicht­bar, die aus Ster­nen bestehen, die wäh­rend der Kol­li­si­on auf lang gestreck­ten Bah­nen aus der Gala­xie her­aus und weit in den inter­ga­lak­ti­schen Raum geschleu­dert wur­den. Heut­zu­ta­ge befin­det sich NGC 5195, des­sen eige­ne Schei­be 46 Grad gegen unse­re Sicht­li­nie geneigt ist, rund eine hal­be Mil­lio­nen Licht­jah­re hin­ter dem nörd­li­chen Spi­ralarm von NGC 5194. Man ver­mu­tet, dass durch die engen Begeg­nung der bei­den Gala­xien in der Ver­gan­gen­heit erst die auf­fäl­li­ge Spi­ral­struk­tur in NGC 5194 ent­stan­den ist. Auf­grund die­ser Wech­sel­wir­kung kam es zu mas­si­ven Stern­ent­ste­hungs­pro­zes­sen (Star­burst) in den durch die Gezei­ten­kräf­te teil­wei­se defor­mier­ten Spi­ralar­men, die noch wei­te­re 200 bis 400 Mil­lio­nen Jah­re andau­ern wer­den. Eini­ge der über 1.000 kata­lo­gi­sier­ten HII-Regio­nen und zahl­rei­che jun­ge Stern­hau­fen, die nicht älter als 10 Mil­lio­nen Jah­re alt sind, sind als rote und blaue Kno­ten in den Spi­ralar­men der grö­ße­ren Gala­xie wahr­nehm­bar. Dort fin­det man über­wie­gend jun­ge, blaue und mas­se­rei­che Ster­ne, so dass die Spi­ralar­me von M 51 auf Auf­nah­men in einem bläu­li­chen Licht erscheinen.

Mes­sier 51 (Image data from the Hubble’s Advan­ced Came­ra for Sur­veys) – Credit: S. Beck­with (STScI), Hub­ble Heri­ta­ge Team, (STScI/AURA), ESA, NASA, Addi­tio­nal Pro­ces­sing: Robert Gendler

Auch NGC 5195 wur­de auf­grund der Gezei­ten­kräf­te kom­plett defor­miert. In ihr fand eben­falls ein inten­si­ver Star­burst statt, ähn­lich wie bei Mes­sier 82 im Gro­ßen Bären, wobei sie in der Zwi­schen­zeit eine gro­ße Men­ge ihrer Gas­mas­sen für die Ster­nen­bil­dung auf­ge­braucht hat. Mit Hil­fe des Hub­ble-Welt­raum­te­le­skops (HST) fand man rund 50 Stern­hau­fen, mit einer Mas­se von bis zu 100.000 Son­nen und einem Durch­mes­ser von 46 Licht­jah­ren. Die Stern­hau­fen besit­zen ein Alter von nur 1 Mil­li­ar­de Jah­re, erschei­nen röt­lich und bil­de­ten sich durch die Wech­sel­wir­kung mit der Haupt­ga­la­xie. Sie kon­zen­trie­ren sich auf eine lang­ge­streck­te Regi­on, die fast senk­recht zum nörd­li­chen Spi­ralarm von NGC 5194 ver­läuft. Der Kern von NGC 5195 ist vom LINER-Typ und ent­hält ein super­mas­se­rei­ches Schwar­zes Loch. 

Supernovae, ein aktiver Kern und ein extragalaktischer Planet

Mes­sier 51 ist auch des­halb für die Wis­sen­schaft so inter­es­sant, weil die Gala­xie einen akti­ven galak­ti­schen Kern vom Sey­fert-II-Typ, mit einem super­mas­se­rei­chen Schwar­zen Loch in ihrem Zen­trum, besitzt. Das Kern­ge­biet wird durch Gas und Staub teil­wei­se ver­deckt. Die akti­ve Regi­on im Zen­trum besitzt einen Durch­mes­ser von 120 Licht­jah­ren. Dort wur­de mit dem Hub­ble-Welt­raum­te­le­skop eine dunk­le, X‑förmiger Struk­tur ent­deckt, die auf die Absorp­ti­on durch Staub zurück­zu­füh­ren ist. Am Schnitt­punkt der bei­den Staub­to­rus­se wird die Akkre­ti­ons­schei­be des zen­tra­len Schwar­zen Lochs ver­mu­tet. Der Kern ist seit den 1960er Jah­ren auch als star­ke Radio­quel­le bekannt. Radio­be­ob­ach­tun­gen zei­gen eine bipo­la­re Kern­struk­tur, mit einem nörd­li­chen Bogen und einer süd­li­chen Gas­wol­ke, die wahr­schein­lich durch einen Jet ioni­sier­ten Gases erhitzt wird. Man ver­mu­tet hier einen mas­se­rei­chen Stern­hau­fen, der das inne­ren Kern­ge­biet von 5 Licht­jah­ren Durch­mes­ser, mit dem meh­re­re Mil­lio­nen Son­nen­mas­sen schwe­ren Schwar­zen Loch, umkreist. Die Akkre­ti­ons­schei­be des Schwar­zen Lochs besitzt eine Leucht­kraft von 1 Mil­lio­nen Son­nen. Das gesam­te Kern­ge­biet von M 51 besitzt sogar eine Gesamt­leucht­kraft von über 100 Mil­lio­nen Son­nen, 40 Mil­lio­nen Son­nen­mas­sen und einen Durch­mes­ser von rund 2.000 Licht­jah­ren. Die Kon­zen­tra­ti­on an Ster­nen im Zen­tral­ge­biet ist unge­fähr 5.000 Mal höher als in der Nach­bar­schaft unse­rer Son­ne. Das Kern­ge­biet ent­hält auch zahl­rei­che Rote Rie­sen, die nur 5 bis 8 Mil­lio­nen Jah­re alt sind, sowie zahl­rei­che jun­ge Stern­hau­fen. Das Zen­tral­ge­biet ist umge­ben von einer älte­ren Popu­la­ti­on an Ster­nen, mit einem Alter von min­des­tens 8 Mil­li­ar­den Jahren.

Der Kern von Mes­sier 51 in einer Hub­ble-Auf­nah­me – Credit: NASA & ESA, Ste­phen Conat­ser, Public domain, via Wiki­me­dia Commons

Auf Bil­dern des HST fand man im Jahr 2002, ent­lang der vom Kern aus­ge­hen­den Spi­ralar­me, 30 blaue Punkt­quel­len. Hier­bei han­delt es sich wahr­schein­lich um jun­ge blaue Ster­ne mit bis zu 120 Son­nen­mas­sen. Die­se jun­gen und mas­se­rei­chen blau­en Ster­ne in Mes­sier 51 leben nur sehr kurz und so ist es kein Wun­der, dass in den zurück­lie­gen­den Jah­ren gleich drei Super­no­vae in M 51 ent­deckt wur­den. SN 1994I wur­de am 2. April 1994 durch die Ama­teur­as­tro­no­men Jer­ry Arm­strong und Tim Puckett gefun­den und als Typ Ic klas­si­fi­ziert. Der Vor­läu­fer­stern war sehr mas­se­reich und hat­te vor der Super­no­va bereits einen Groß­teil sei­ner Mas­se ver­lo­ren. Die Super­no­va erreich­te eine Hel­lig­keit von 12,9 Grö­ßen­klas­sen und war in mitt­le­ren Ama­teur­te­le­sko­pen beob­acht­bar. SN 2005cs war vom Typ II und wur­de von dem deut­schen Ama­teur­as­tro­no­men Wolf­gang Klo­ehr am 28. Juni 2005 ent­deckt. Hier­bei han­del­te es sich um eine Kern­kol­laps-Super­no­vae eines mas­se­rei­chen Sterns, des­sen Über­rest zu einem Neu­tro­nen­stern oder Schwar­zen Loch kol­la­bier­te. Mit einer Hel­lig­keit von 14 Grö­ßen­klas­sen, war die­se Super­no­va deut­lich licht­schwä­cher. Die letz­te Super­no­va in M 51 wur­de am 31. Mai 2011 gefun­den und war eben­falls vom Typ II. SN 2011dh war mit einer maxi­ma­len Hel­lig­keit von 12,1 mag eben­falls in Ama­teur­te­le­sko­pen meh­re­re Wochen lang sehr leicht zu beob­ach­ten. Die­se Super­no­va zeig­te ein blau­es Kon­ti­nu­um in der Was­ser­stoff-Bal­mer-Linie, das auf schnell expan­die­ren­des Mate­ri­al hin­wies. Der Vor­läu­fer­stern war ver­mut­lich ein gel­ber Über­rie­se. Auch in der Begleit­ga­la­xie NGC 5195 wur­de am 6. April 1945 eine Super­no­va vom Typ I nach­ge­wie­sen. SN 1945A wur­de von dem ame­ri­ka­ni­schen Astro­no­men Mil­ton Huma­son nord­west­lich des Kern­ge­biets von NGC 5195 gefun­den. Sie erreich­te eine schein­ba­re Hel­lig­keit von 14,0 mag.

Mes­sier 51 und die Super­no­va SN 2005cs – Auf­nah­me von Franz Klau­ser & Man­fred Was­s­hu­ber, Quel­le: CCD-Gui­de, Astro­no­mi­scher Arbeits­kreis Salzkammergut

Im Sep­tem­ber 2020 gab es die ers­ten Bele­ge für einen extra­ga­lak­ti­schen Pla­ne­ten in der Whirl­pool­ga­la­xie mit der Bezeich­nung M51-ULS-1b, der einen Rönt­gen­dop­pel­stern in M 51 umrun­det und durch den Vor­über­gang und anschlie­ßen­der Bede­ckung der Rönt­gen­quel­le nach­ge­wie­sen wur­de. Bei der Rönt­gen­quel­le han­delt es sich ent­we­der um einen Neu­tro­nen­stern oder ein Schwar­zes Loch, der einen blau­en Über­rie­sen vom Spek­tral­typ B umkreist. Der Pla­net ist etwas klei­ner als der Saturn und umrun­det sei­ne Zen­tral­mas­se in einer Ent­fer­nung von eini­gen zehn Astro­no­mi­schen Ein­hei­ten. Wenn sich der Fund bestä­tigt, wäre M51-ULS-1b das 1. Exem­plar eines Pla­ne­ten außer­halb unse­res Milchstraßensystems!

Beobachtung

Für Ama­teur­as­tro­no­men ist Mes­sier 51 ein Para­de­stück des Him­mels. Mit Hil­fe eines 8x42 Feld­ste­chers ist nur die grö­ße­re und hel­le­re der bei­den Gala­xien als ova­ler Licht­fleck sicht­bar. In einem 10x50 Feld­ste­cher sieht man bereits bei­de Wel­ten­in­seln als unter­schied­lich gro­ße mat­te Nebel­chen, die sich ein­an­der berüh­ren. Am bes­ten gelingt eine Sich­tung von M 51 in einem höher ver­grö­ßern­den 16x70 Fern­glas. In einem 3 bis 4 Zoll Tele­skop ist NGC 5194 als nahe­zu kreis­run­der dif­fu­ser Fleck erkenn­bar, die ein hel­les und nahe­zu stel­la­res Zen­trum besitzt. Nur 6 Bogen­mi­nu­ten nörd­lich des Zen­trums zeigt sich NGC 5195 als deut­lich klei­ne­rer, ova­ler Nebel von einer Bogen­mi­nu­te Aus­deh­nung, mit nahe­zu glei­cher Flä­chen­hel­lig­keit und stel­la­rem Zen­trum. Am bes­ten erschei­nen die bei­den Gala­xien mit klei­nen Ver­grö­ße­run­gen bis 60-fach. Die Außen­be­rei­che der grö­ße­ren Gala­xie erschei­nen dif­fus und licht­schwach, mit einer leich­ten Hel­lig­keits­zu­nah­me zur Mit­te. Die Schei­be sel­ber erscheint bereits gemot­telt, mit hel­le­ren und dunk­le­ren Flä­chen. Um Ansät­ze der berühm­te Spi­ral­struk­tur zu erha­schen, sind Öff­nun­gen von 6 bis 8 Zoll sowie ein dunk­ler un dkla­rer Land­him­mel erfor­der­lich. Am bes­ten beob­ach­tet man hier mit einer Aus­tritts­pu­pil­le zwi­schen 2 und 3 mm. Der hel­le­re der bei­den Spi­ralar­me beginnt süd­lich des Kerns und beschreibt eine Art Halb­kreis um den Kern in Rich­tung Osten. Der hells­te Teil befin­det sich in rund 3 Bogen­mi­nu­ten Abstand zwi­schen Kern und NGC 5195. Die­ser Spi­ralarm ist unter guten Beob­ach­tungs­be­din­gun­gen schon im 8‑Zöller und mitt­le­ren Ver­grö­ße­run­gen über­ra­schend ein­fach wahr­nehm­bar. Ein wei­te­rer Spi­ralarm beginnt im Wes­ten, win­det sich in Rich­tung Nord­os­ten um das Zen­trum her­um und biegt dann in Rich­tung der Begleit­ga­la­xie ab. Mit 10 Zoll Öff­nung erkennt man dann auch eine Art Brü­cke zur Begleit­ga­la­xie. Das Zen­trum von M 51 erscheint mit die­ser Öff­nung deut­lich flä­chen­haft und hel­ler als die umge­be­ne Schei­be. Wich­tig dabei ist die opti­ma­le Ver­grö­ße­rung zu fin­den, bei der sich die Spi­ralar­me am deut­lichs­ten vom Hin­ter­grund abhe­ben. Im Gala­xien­kör­per sel­ber sind auch eini­ge recht auf­fäl­li­ge Vor­der­grund­ster­ne ein­ge­bet­tet, die nicht mit einer Super­no­va ver­wech­selt wer­den soll­ten. Mit Tele­sko­pen von 12 bis 16 Zoll ste­chen unter guten Bedin­gun­gen die Spi­ralar­me regel­recht her­aus. Mit noch grö­ße­ren Tele­sko­pen kön­nen auch die HII-Regio­nen, inner­halb der Spi­ralar­me, detail­liert beob­ach­tet werden.

Auf­such­kar­te für die Whirl­pool­ga­la­xie (Mes­sier 51) – erstellt mit SkytechX

Die Whirl­pool­ga­la­xie ist von unse­ren Brei­ten aus gese­hen zir­kum­po­lar und am bes­ten in den Früh­lings­mo­na­ten beob­acht­bar. Von Nami­bia aus steht M 51 Mit­te Mai sehr nied­rig über dem nörd­li­chen Hori­zont. Um Mes­sier 51 auf­zu­su­chen, stellt man den 1,9 mag hel­len ers­ten Deich­sels­tern des Gro­ßen Wagens (Alkaid, Eta Ursae Majo­ris) im Sucher ein. Zwei Grad west­lich von die­sem Stern befin­det sich der 4,5 mag hel­le Stern 24 CVn. Von die­sem aus schwenkt man nun 1,5° nach Süden, wo ein Drei­eck aus annä­hernd gleich hel­len Ster­nen der 7. Grö­ßen­klas­se im Gesichts­feld erscheint. M 51 steht vom lin­ken unte­ren Stern aus­ge­hend knapp 20 Bogen­mi­nu­ten west­lich davon. In einem 8x50 Sucher soll­te die Gala­xie schon direkt als ova­ler Licht­fleck erkenn­bar sein. Mit einem Tel­rad ist die Whirl­pool­ga­la­xie sogar noch leich­ter auf­zu­spü­ren: man stellt die Mit­te der Ziel­krei­se etwas west­lich der Ver­bin­dungs­li­nie und in ca. ¼ des Abstan­des zwi­schen Eta UMa und Alpha Cvn ein. 24 UMa muss dabei auf dem äuße­ren Ziel­kreis zu lie­gen kom­men. Nun soll­te das Gala­xien­paar bei gerin­ger Ver­grö­ße­rung im Oku­lar­ge­sichts­feld auftauchen.

  Auf­such­kar­te Whirl­pool­ga­la­xie (Mes­sier 51) (76,3 KiB, 36 hits)

Steckbrief für Messier 51 & NGC 5195

Objekt­na­meMes­sier 51
NGC 5195
Kata­log­be­zeich­nungNGC 5194, UGC 8493, PGC 47404, Arp 85
UGC 8494, PGC 47413, MCG 8–25-14, Arp 85
Eigen­na­meWhirl­pool­ga­la­xie, Stru­del­ga­la­xie, Whirl­pool Galaxy
TypGala­xie, Sbc
Gala­xie, SB0‑a
Stern­bildJagd­hun­de (Canes Venatici)
Rekt­aszen­si­on (J2000.0)13h 29m 52,6s
13h 29m 59,2s
Dekli­na­ti­on (J2000.0)+47° 11′ 44″
+47° 16′ 03″
V Hel­lig­keit8,1 mag
9,6 mag
Flä­chen­hel­lig­keit13,2 mag
12,4 mag
Win­kel­aus­deh­nung11,2′ x 6,9′
5,9′ x 4,6′
Posi­ti­ons­win­kel163°
79°
Abso­lu­te Helligkeit-20,577 mag
Durch­mes­ser87.000 Licht­jah­re
55.000 Lichtjahre
Ent­fer­nung27 Mil­lio­nen Lichtjahre
Beschrei­bung!!!,Gre­at spi­ral nebu­la; Whirl­pool Gal;interacting pair;classic spiral
B,pS,lE,vgbM,inv M51; H I 186;Interacting P w M 51;peculiar
Ent­de­ckerPierre Méchain, 1791
Ster­n­at­lan­tenCam­bridge Star Atlas Chart 4, 5
Inter­stel­lar­um Deep Sky Atlas Chart 20, 21
Mill­en­ni­um Star Atlas: Charts Charts 589–590 (Vol II)
Pocket Sky Atlas Chart 43
Sky Atlas 2000 Chart 7
Ura­no­me­tria 2nd Ed. Chart 37

Andreas

Andreas Schnabel war bis zum Ende der Astronomie-Zeitschrift "Abenteuer Astronomie" im Jahr 2018 als Kolumnist tätig und schrieb dort über die aktuell sichtbaren Kometen. Neben Astronomie, betreibt der Autor des Blogs auch Fotografie und zeige diese Bilder u.a. auf Flickr.

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