Objekte des Monats: Die Galaxie Messier 100

Die Spi­ral­ga­la­xie Mes­sier 100 (NGC 4321), im Stern­bild Haar der Bere­ni­ke (Coma Bere­nices), wur­de am 15. März 1781 vom fran­zö­si­schen Astro­no­men Pierre Méchain zusam­men mit M 98 und M 99 ent­deckt. Nach sei­ner eige­nen Beob­ach­tung am 13. April des­sel­ben Jah­res nahm sein Freund und Kol­le­ge Charles Mes­sier das Objekt schließ­lich in sei­nen berühm­ten Nebel­ka­ta­log auf, kurz bevor er die drit­te und letz­te Aus­ga­be sei­nes Kata­logs fer­tig­stell­te. Er beschrieb M 100 als schwa­chen Nebel ohne Ster­ne in der Ähre der Jung­frau. Der deutsch-bri­ti­sche Astro­nom Fried­rich Wil­helm Her­schel beschrieb M 100 als „Nebel mit einem Durch­mes­ser von etwa 10 Bogen­mi­nu­ten” und füg­te hin­zu, dass sich „in sei­ner Mit­te ein klei­ner, hel­ler Hau­fen ver­meint­li­cher Ster­ne” befin­det. Sein Sohn John kata­lo­gi­sier­te die Gala­xie als h 1211. Er nahm sie spä­ter als GC 2890 in den „Gene­ral Cata­lo­gue” auf. Die Spi­ral­struk­tur in Mes­sier 100 wur­de erst­mals im Jahr 1850 von dem iri­schen Astro­no­men Wil­liam Par­sons, dem 3. Earl of Ros­se, beob­ach­tet. Sie war einer der 14 von ihm ent­deck­ten Spi­ral­ne­bel, die er beob­ach­te­te und beschrieb. Er ver­glich den zen­tra­len Teil mit einem pla­ne­ta­ri­schen Nebel, wäh­rend er die spi­ral­för­mi­ge Struk­tur des Halos deut­lich erken­nen konn­te. Wei­te­re von Wil­liam Par­son auf­ge­führ­te Mes­sier-Gala­xien waren M 58, M 63 (Son­nen­blu­men­ga­la­xie), M 74 (Phan­tom­ga­la­xie), M 77 (Cetus A), M 88 und M 96.

Die hellste Spiralgalaxie des Virgo-Galaxienhaufens

Die Gala­xie ist eine „Grand Design“ Bal­ken-Spi­ral­ga­la­xie vom Typ SAB(s)bc mit einem schein­ba­ren Durch­mes­ser von 7,5 x 6,1 Bogen­mi­nu­ten und einer Hel­lig­keit von 9,3 mag. Somit ist die Gala­xie bereits in klei­nen Tele­sko­pen auf­find­bar. Nur rund 10 % aller Spi­ral­ga­la­xien gehö­ren zu der Grup­pe der „Grand Design Spi­ra­len“. Sie besitzt Merk­ma­le von Mes­sier 51 in den Jagd­hun­den und von Mes­sier 101 im Gro­ßen Bären. Ähn­lich wie M 51 zeich­nen sie sich durch beson­ders pro­mi­nen­te und gut defi­nier­te Spi­ral­ar­me aus. M 100 befin­det sich im süd­li­chen Bereich des Stern­bilds Coma Bere­nices, an der Gren­ze zum Stern­bild Vir­go. Sie ist ein Mit­glied des Vir­go-Gala­xien­hau­fens, der ca. 1.500 bis 2.000 Gala­xien ent­hält und sich in einer Ent­fer­nung von 56 Mil­lio­nen Licht­jah­ren befin­det. Sie steht im äußers­ten Nor­den die­ser gro­ßen Ansamm­lung von Gala­xien und weit vom dicht besie­del­ten Zen­trum des Hau­fens ent­fernt. Gleich­zei­tig ist sie die hells­te Spi­ral­ga­la­xie des Gala­xien­hau­fens. Sie besitzt einen wah­ren Durch­mes­ser von knapp 118.000 Licht­jah­ren, eine Mas­se von ca. 200 Mil­li­ar­den Son­nen­mas­sen und schät­zungs­wei­se 400 Mil­li­ar­den Ster­ne. Damit ist Mes­sier 100 unge­fähr so groß wie unser eige­nes Milch­stra­ßen­sys­tem. Sie besitzt eine ähn­li­che Leucht­kraft wie die Andro­me­da­ga­la­xie (Mes­sier 31). Abso­lut gese­hen ist M 100 aller­dings deut­lich hel­ler als unse­re Milch­stra­ße und zählt somit zu den leucht­kräf­tigs­ten Gala­xien im Virgo-Galaxienhaufen.

Mes­sier 100 ist eine Star­burst­ga­la­xie. Die Ster­nen­ent­ste­hung hat in den letz­ten 500 Mil­lio­nen Jah­ren in meh­re­ren Schü­ben über­wie­gend inner­halb eines Rings eng gewun­de­ner Spi­ral­ar­me nahe des Kerns statt­ge­fun­den. Die­ses Phä­no­men wird ver­mut­lich durch Dich­te­wel­len ver­ur­sacht, die sich durch die Gala­xie bewe­gen. Im Zen­trum von Mes­sier 100 befin­det sich ein super­mas­se­rei­ches Schwar­zes Loch mit einer geschätz­ten Mas­se von 25 Mil­lio­nen Son­nen­mas­sen. In den auf lang belich­te­ten Auf­nah­men kom­plex erschei­nen­den zwei deut­lich sicht­ba­ren Spi­ral­ar­men sehen wir zahl­rei­che auf­fäl­li­ge blaue Kno­ten. Dabei han­delt es sich um rie­si­ge Stern­hau­fen aus jun­gen, sehr hei­ßen, blau­en Über­rie­sen. Es sind akti­ve Stern­ent­ste­hungs­ge­bie­te, in denen auf tie­fe­ren Schmal­band­auf­nah­men rot leuch­ten­de Emis­si­ons­ne­bel sicht­bar wer­den. Außer­dem sind eini­ge schwä­che­re, frag­men­tier­te Spi­ral­ar­me zu erken­nen, die von den bei­den Haupt­ar­men abzweigen.

Die leich­ten Asym­me­trien sowohl in der Spi­ral­struk­tur – die Haupt­ar­me erschei­nen leicht gebo­gen – als auch im Kern­be­reich der Gala­xie wer­den Gezei­ten­kräf­ten zuge­schrie­ben. Die­se wer­den durch die räum­li­che Nähe ande­rer Gala­xien des Vir­go-Gala­xien­hau­fens ver­ur­sacht. Die Asym­me­trie wird auch dadurch geprägt, dass die süd­li­che Sei­te der Gala­xien­schei­be mehr jun­ge Ster­ne ent­hält. Im Zen­trum ist eine schwach aus­ge­präg­te, bal­ken­ar­ti­ge Struk­tur mit einer Län­ge von einem Kilo­par­sec sicht­bar, die anhand von Beob­ach­tun­gen in ande­ren Wel­len­län­gen bestä­tigt wer­den konn­te. M 100 weist auch Merk­ma­le einer LINER-Gala­xie auf. In ihrem Kern ist ein Emis­si­ons­spek­trum vor­han­den, das durch brei­te Lini­en schwach ioni­sier­ter Ato­me gekenn­zeich­net ist. Mes­sier 100 ist deut­lich grö­ßer als auf her­kömm­li­chen Foto­gra­fien zu sehen. Tie­fen­auf­nah­men haben gezeigt, dass sich der Groß­teil ihrer Mas­se in den schwä­che­ren äuße­ren Berei­chen kon­zen­triert, die einen Durch­mes­ser von 167.000 Licht­jah­ren auf­wei­sen. Wie die meis­ten Spi­ral­ga­la­xien im Vir­go-Clus­ter weist auch M 100 im Ver­gleich zu ähn­li­chen, iso­lier­ten Gala­xien einen Man­gel an neu­tra­lem Was­ser­stoff­gas auf. Daher zeigt die Gala­xie im rest­li­chen Teil der Schei­be kei­ne Anzei­chen von Stern­ent­ste­hung. Beim Durch­que­ren des Vir­go-Gala­xien­hau­fens erfährt Mes­sier 100 einen Stau­druck, der ihr Gas entzieht.

Die galak­ti­sche Ebe­ne von Mes­sier 100 ist um mehr als 60° zu unse­rer Sicht­li­nie geneigt. So haben wir eine sehr gute Sicht auf die Schei­be die­ser gro­ßen Spi­ral­ga­la­xie. Aus die­sem Grund wur­de sie im Rah­men des „H0 Key Pro­jects“ zur Mes­sung der Hub­ble-Kon­stan­te aus­ge­wählt. Mit­hil­fe des Hub­ble-Welt­raum­te­le­skops konn­ten 20 Cep­hei­den in der Gala­xien­schei­be auf­ge­löst und somit auf­grund der Peri­oden-Leucht­kraft-Bezie­hung die Ent­fer­nung sehr gut bestimmt wer­den. M 100 steht uns wahr­schein­lich etwas näher als der zen­tra­le Bereich des Vir­go-Gala­xien­hau­fens mit den bei­den ellip­ti­schen Rie­sen­ga­la­xien M 86 und M 87. Mit Hil­fe der Peri­oden-Leucht­kraft-Bezie­hung der Cep­hei­den wur­de ihre Ent­fer­nung auf 52,5 Mil­lio­nen Licht­jah­re bestimmt. Dies steht jedoch im Wider­spruch zu der durch Neu­ka­li­brie­rung des Hub­ble-Para­me­ters berech­ne­ten Ent­fer­nung von 66,5 Mil­lio­nen Licht­jah­ren. Mes­sier 100 gilt fer­ner als Haupt­ga­la­xie einer klei­ne­ren Ansamm­lung von Wel­ten­in­seln, die über­wie­gend aus Zwerg­ga­la­xien besteht. Die Gala­xien­grup­pe wird als Holm 387 bezeich­net. Zwei Satel­li­ten­ga­la­xien von Mes­sier 100 sind bekannt: Zum einen ist dies NGC 4323, die durch eine Mate­rieb­rü­cke mit M 100 ver­bun­den ist. Zum ande­ren ist dies die SA0-Spi­ra­le NGC 4328, die bereits ab einer Öff­nung von 8‑Zoll indi­rekt zu sehen ist. Auf­grund der deut­lich gerin­ge­ren Rot­ver­schie­bung muss die­se Gala­xie aller­dings ein Vor­der­grund­ob­jekt sein.

Sieben Supernovae in 120 Jahren

Im Jahr 1979 wur­de die Super­no­va SN 1979C in Mes­sier 100 auf­ge­fun­den. Sie erreich­te eine maxi­ma­le Hel­lig­keit von 11,6 Grö­ßen­klas­sen. Mit­hil­fe des Rönt­gen­te­le­skops XMM-New­ton konn­te fest­ge­stellt wer­den, dass die Super­no­va vom Typ II (Kern­kol­laps-Super­no­va) nach wie vor so hell im Rönt­gen­licht leuch­tet wie zum Zeit­punkt der Explo­si­on. Ver­mut­lich hat der Ursprungs­stern mit 18 Son­nen­mas­sen vor 16.000 Jah­ren einen star­ken Ster­nen­wind abge­strahlt. Auf­grund der Super­no­va­ex­plo­si­on ver­ur­sacht das dem Stern umge­be­ne Gas ein Nach­leuch­ten im Rönt­gen­licht. Dies ist an sich schon unge­wöhn­lich, da die meis­ten Super­no­va-Ereig­nis­se inner­halb weni­ger Mona­te recht schnell ver­blas­sen. Ver­mut­lich ist der Rest des Sterns zu einem Schwar­zen Loch kollabiert.

Neben SN 1979C wur­den sechs wei­te­re Super­no­vae in M 100 nach­ge­wie­sen. Die ers­te wur­de im März 1901 ent­deckt und trägt die Bezeich­nung SN 1901B. Dabei han­del­te es sich um eine Super­no­va vom Typ I, die eine Hel­lig­keit von 15,6 mag erreich­te. Im Febru­ar und März 1914 wur­de die Super­no­va SN 1914A ent­deckt, die bei ihrem Maxi­mum eine Hel­lig­keit von 15,7 mag erreich­te. Ihre Art konn­te jedoch nicht bestimmt wer­den. Die Super­no­va SN 1959E erreich­te im August 1959 ihre maxi­ma­le Hel­lig­keit von 17,5 mag, bevor sie im Febru­ar 1960 tat­säch­lich ent­deckt wur­de. Auch sie war vom Typ I. Am 7. Febru­ar 2006 wur­de die Super­no­va SN 2006X regis­triert, die im Maxi­mum eine Hel­lig­keit von 14,1 mag auf­wies. Die Super­no­va SN 2019ehk wur­de am 29. April 2019 ent­deckt und erreich­te eine Hel­lig­keit von 15,8 Grö­ßen­klas­sen. Sie war vom Typ Ib. Am 7. Janu­ar 2020 wur­de die aktu­ell letz­te Super­no­va in Mes­sier 100 gefun­den. SN 2020oi erreich­te eine schein­ba­re Hel­lig­keit von 13,2 mag und war vom Typ Ic.

Beobachtung

Mit einem 7×50 oder 10×50 Feld­ste­cher ist Mes­sier 100 nur schwer zu erken­nen, da sie fron­tal betrach­tet nur eine gerin­ge Flä­chen­hel­lig­keit besitzt. Deut­lich leich­ter kann sie mit einem 16x70-Fuji­non-Feld­ste­cher gese­hen wer­den. Sie erscheint dort als run­der, nebel­haf­ter Fleck. Mit einem Tele­skop mit 3 bis 4‑Zoll Öff­nung und mitt­le­rer Ver­grö­ße­rung ist nur der inne­re Bereich der Gala­xie als leicht ova­ler Licht­fleck mit zen­tra­ler Ver­dich­tung erkenn­bar. Selbst bei hoher Ver­grö­ße­rung erscheint die Gala­xie nur als blas­se Kugel mit wei­chem Kern und fast stern­för­mi­gem Zen­trum. M 100 bil­det mit zwei hel­len Ster­nen ein fla­ches, gleich­schenk­li­ges Drei­eck. Mit einer Öff­nung von 6 bis 8‑Zoll und Ver­grö­ße­run­gen von 100 bis 200-fach sind bereits die hells­ten Tei­le der Spi­ral­ar­me als schat­ti­ge Nebel­struk­tu­ren in der Gala­xien­schei­be zu erah­nen. Das Kern­ge­biet erscheint stern­för­mig. Der Kern erscheint recht hell und ist eben­falls von einem neb­li­gen Halo umge­ben. West­lich des Kerns ist eine hel­le Stel­le sicht­bar, an der die Spi­ral­ar­me anset­zen. Die Gala­xien­schei­be selbst ist rela­tiv hell mit einem nach außen hin ver­lau­fen­den Halo.

Bei sehr guten Bedin­gun­gen sind ab einer Öff­nung von 10 bis 12-Zoll ein­zel­ne Staub­struk­tu­ren in der Gala­xien­schei­be nach­weis­bar, die die Spi­ral­ar­me nach­zeich­nen. Die­se erschei­nen als hel­le­re Berei­che öst­lich und west­lich des Kerns. Bei einer Öff­nung von 16 bis 20-Zoll schä­len sich die zwei schwa­chen und eng gewun­de­nen Spi­ral­ar­me regel­recht aus dem Gala­xien­ha­lo her­aus. Sie voll­zie­hen eine voll­stän­di­ge Umdre­hung um das Zen­trum. Der nörd­li­che Arm ist schwä­cher, der süd­li­che deut­lich bes­ser defi­niert. Der Zen­tral­be­reich der Gala­xie wird von einem nahe­zu kreis­för­mi­gen, hel­len Halo geprägt. Der Zen­tral­be­reich ent­hält einen stern­ar­ti­gen Kern und erscheint eben­falls leicht gemot­telt. Am west­li­chen Rand von Mes­sier 100 befin­den sich meh­re­re Ster­ne, die von einer Rei­he schwa­cher Gala­xien umge­ben sind. Dies sind NGC 4322 (13,9 mag), NGC 4328 (13,3 mag), NGC 4312 (11,8 mag) und IC 783 (13,5 mag).

Die bes­te Zeit, um Mes­sier 100 zu beob­ach­ten, sind die Früh­lings­mo­na­te. Die Gala­xie befin­det sich in der Nähe des galak­ti­schen Nord­pols, rund 2° süd­öst­lich des 4,7 mag hel­len Sterns 11 Comae Bere­nices sowie nord­öst­lich der Ver­bin­dungs­li­nie zwi­schen Denebo­la (Beta Leo, 2,1 mag) und Vin­dem­ia­trix (Epsi­lon Vir, 2,8 mag). Denebo­la befin­det sich rund 8,4° west­lich von M 100. Wir star­ten bei Beta Leo­nis, den wir im Sucher ein­stel­len. Anschlie­ßend schwen­ken wir zu 6 Comae Bere­nices (5,1 mag). Ein hal­bes Grad nord­öst­lich die­ses Sterns erken­nen wir einen Stern der 6. Grö­ßen­klas­se. Ver­län­gern wir die­se Linie um ein Grad wei­ter in Rich­tung Nord­os­ten, sto­ßen wir auf einen wei­te­ren Stern der 6. Grö­ßen­klas­se. Wenn wir die Linie nun wei­ter nach Nord­os­ten ver­län­gern, soll­te M 100 schon im Sucher auftauchen.

Auf­such­kar­te Mes­sier 100 (61,0 KiB, 34 hits)

Steckbrief für Messier 100