exotisches am himmel

September / Oktober

Adam Block/Mount Lemmon SkyCenter/University of Arizona

VdB 1 und V633/V376 Cas

RN und zwei YSOs in der Cassiopeia

00 10 46.37 +58 46 10.3 (VdB 1)

Van den Bergh 1 ist nicht nur die Nummer 1 im VdB-Katalog, es ist auch in der Tat eines dessen lohnenderen Ziele. VdB 1 ist ziemlich einfach zu finden SE von beta Cas, dem westlichsten Stern im Cassiopeia-W. Der RN erscheint ziemlich hell um eine Sternengruppe und zeigt eine leicht faserige Struktur.

NE von VdB 1 ist eine Dunkelwolke recht gut erkennbar, an deren NE Rand sich zwei junge Sterne (Young Stellar Objects, YSOs) befinden. V633 Cas (PP2) ist der hellere der beiden und erscheint zunächst stellar. Bei höherer Vergrößerung wird eine diffuse Hülle um den Stern erkennbar, die sich etwas nach SE erstreckt. Die Ringstruktur (linkes Bild) ist nicht erkennbar. V376 Cas (PP3) ist erheblich schwächer und nur mit indirektem Sehen ohne Struktur zu erkennen.

Was man hier sieht, sind übrigens die Reflexionsnebel, die die jungen Sterne umgeben, und nicht die ebenfalls mit ihnen assoziierten Herbig-Haro-Objekte HH161, HH162 und HH164. Diese sind visuell nicht erreichbar.

Die Aufnahme unten links von Adam Block zeigt die faszinierenden strukturellen Details dieser beiden YSOs.

Mehr zu Young Stellar Objects gibt es hier.

HII Regionen in IC 10

Phil Massey, Lowell Observatory

IC 10

Eine Zwerggalaxie mit HII Regionen in der Cassiopeia

00 20 17.34 +59 18 13.6

IC 10 ist nur ein Grad weiter nach E und ist eine der helleren Zwerggalaxien unserer Lokalen Gruppe und wird der Andromedagalaxie zugerechnet. IC 10 ist eine noch junge Starburst-Galaxie mit sehr aktiver Sternentstehung.

Von der Schwierigkeit her ist IC 10 einzuordnen zwischen den recht hellen Andromeda-Begleitern NGC 185 und 147 und den schwächeren Zwerggalaxien IC1613 oder WLM. Im Teleskop erscheint sie unter guten Bedingungen als eine schwache, aber deutliche, elongierte Aufhellung, die sich gut vom Hintergrund abhebt.

Die untere Aufnahme zeigt, dass die Galaxie von HII-Regionen durchzogen ist, von denen einige auch im Teleskop beobachtbar sind. So erscheint die Galaxie im Südteil viel besser definiert als nördlichen Teil, was Anhand der unteren Aufnahme links gut nachvollzogen werden kann. Schon ohne Filter erscheint dieser Teil strukturiert, was auf eine der helleren HII-Regionen zurückzuführen ist.  Mit UHC- oder OIII-Filter können diese dann eindeutiger identifiziert werden, wenn auch die Filterwirkung nicht sehr groß ist.

Interessanterweise kann die hellste dieser HII-Regionen unter suboptimalen Bedingungen leichter zu beobachten sein als die Galaxie selbst. Während einer Beobachtungsnacht mit Grenzgröße etwa bei 5m5 war die HII-Region eindeutig zu identifizieren während der Rest der Galaxie nur extrem vage wahrzunehmen war.

NGC 185 und NGC 147

Zwei Zwerggalaxien in der Cassiopeia

00 38 57.97 +48 20 14.6 und 00 33 12.12 +48 30 31.5

Die beiden Galaxien sind Begleiter der Andromedagalaxie und haben, wie für Zwerggalaxien typisch, eine nur geringe Oberflächenhelligkeit, die jedoch immer noch erheblich höher liegt als die der meisten anderen Begleiter von M31 oder der Milchstraße. Nach den von unseren Breiten nicht beobachtbaren Magellanschen Wolken sind dies die beiden hellsten Zwerggalaxien.

NGC 185 ist hierbei etwas einfacher als NGC 147 und erscheint bei etwa gleicher Größe konzentrierter. Herausforderung bei NGC 185 ist ein schwieriges Staubband knapp NW des Zentrums.

NGC 253 und NGC 247

Zwei große Galaxien tief im Süden in der Sculptor Gruppe

NGC 253 (00h 47, -25° 17') trägt als Sculptor-Galaxie sogar den Namen des Clusters und des Sternbilds im Eigennamen.  Sie bildet die zentrale Galaxie des Clusters. Als Galaxie der 7. Größenklasse erstreckt sie sich über beinahe ein halbes Grad und ist selbst bei mäßiger Horizontsicht noch ein auffälliges Objekt. Bei guten Bedingungen und mit einem großen Teleskop jedoch entfaltet sie sich erst richtig. Sie wird zu einem atemberaubenden Anblick und stiehlt selbst M31 locker die Schau. Im Gegensatz zur Andromeda-Galaxie ist sie sehr stark strukturiert mit Staubbändern und Knoten und erscheint richtiggehend als plastischer Sternenstrudel. Der Anblick im Okular ist dann durchaus vergleichbar zu nebenstehendem DSS Bild. Mit der Klassifizierung SABc ist sie eine weit geöffnete Spirale mit leichtem Balkenansatz.

NGC 247 (00h 47, -20° 46') ist mit 21 Bogenminuten nur unwesentlich kleiner als NGC 253, mit mag 8.9 allerdings mehr als eineinhalb Größenklassen schwächer. Die Strukturiertheit, die NGC 253 auszeichnet und zu einem ganz besonderen Beobachtungsobjekt macht, fehlt bei NGC 247 fast komplett. Selbst mit meinem großen 22-Zoll Dobson erscheint NGC 247 nur als geisterhafte lang gezogene Aufhellung, die außer einer Kondensation zur Mitte hin kaum Details zeigt und an einem Vordergrund Stern der 9. Größenklasse aufgehängt scheint. Bei mäßigen Bedingungen verschwindet sie leicht komplett im Horizontdunst, obwohl sie doch um viereinhalb Grad nördlicher steht als NGC 253. Die Kette von Hintergrundsgalaxien NE von NGC 247 ist bekannt als Burbidge's Chain und eine Herausforderung in größeren Teleskopen.

NGC 383 und Freunde

Eine Galaxiengruppe in den Fischen

01 07 24.94    +32 24 45.2

NGC 383 ist eine Galaxie 12. Größenklasse und steht in der Mitte einer beeindruckenden Kette weiterer Galaxien 12. und 13. Größenklasse, sowie einer ganzen Reihe von schwächeren Mitgliedern. Aufgrund ihrer Helligkeit ist diese Gruppe auch ein lohnendes Ziel für mittlere und kleinere Teleskope.

Die Galaxiengruppe steht in einer Entfernung von etwa 220 Millionen Lichtjahren und gehört zum Pisces-Perseus Superhaufen.

NGC 507 und Freunde

... und noch eine Galaxiengruppe in den Fischen

01 23 40.00 +33 15 20.0

Diese Gruppe steht ganz in der Nähe der NGC 383 Gruppe. NGC 507 ist eine elliptische Riesengalaxie mit einer Helligkeit von 11.2 mag. Um sie herum liegen sieben weitere Galaxien heller als 13.0 mag, und noch viele weitere, die schwächer sind. Die 507er-Gruppe ist somit wie die NGC 383-Gruppe auch für kleinere Öffnungen ein lohnendes Ziel. Mit meinem 14"-Dobson waren 15 der Haufenmitglieder problemlos zu sehen. Im direkten Vergleich erscheint die 507-Gruppe etwas schwieriger als die 383-Gruppe, obwohl die Galaxien ähnliche Helligkeiten haben. Dies liegt vermutlich an den helleren Sternen in der Umgebung, die die Identifikation der Galaxien ein bisschen erschweren.

Diese Galaxiengruppe steht in einer Entfernung von etwa 200 Millionen Lichtjahren und gehört ebenfalls zum Pisces-Perseus Superhaufen.

Größeres Bild hier

Simeis 22

Ein großer alter PN in der Cassiopeia

01 30 40 +58 22 00

Simeis 22 zählt zu den scheinbar größten PN und ist einer der helleren Vertreter der großen PN. Er hat etwa 10 Bogenminuten Durchmesser und erscheint mit OIII-Filter als große sichelförmige Aufhellung, sozusagen eine schwächere Ausgabe des Medusa-Nebels Abell 21. Im Gegensatz zu Abell 21 kann hier jedoch eine geschlossene Form nicht ausgemacht werden, unter guten Bedingungen sind dafür die einzelnen Filamente als faserige Struktur angedeutet.

Mehr zu großen PN gibt es hier.

Herznebel

Eine riesige Nebellandschaft um Melotte 15 in der Cassiopeia

02 32 42    +61 27 00

Der Herznebel ist eine große HII-Region knapp nördlich des h/chi-Doppelclusters, die aus mehreren Regionen besteht. Der Nebel reagiert auf alle Nebelfilter, erscheint mit dem größten Kontrast aber im OIII-Filter.

Die hellste Region ist die nordwestliche, in der NGC 896 und IC 1795 als kleine helle und etwas größere schwächere Nebelfleckchen zu sehen sind mit Dunkelstrukturen. Ein Schwenk nach SE führt zu dem Offenen Sternhaufen Melotte 15, der deutlich von Nebel umgeben ist. Das ist das Zentrum des Herznebels, IC 1805. Dieser Teil erstreckt sich noch ein Stück von Mel 15 nach E. Außer diesem zentralen Teil sind noch mehrere Nebelbögen zu verfolgen: Ein recht deutlicher Nebelbogen zieht nördlich des Sternhaufens vorbei, ein weiterer zieht in größerer Entfernung südlich vorbei, wird jedoch in den SE-Teilen recht schwach, bevor er wieder nach Norden abbiegt und heller wird. Ein dritter Nebelfinger geht vom östlichen Teil des zentralen Bereichs nach NO weg und kann mit Filter recht weit verfolgt werden.

Östlich des Herznebels befindet sich mit IC 1848 ein weiterer zweigeteilter großflächiger Nebel (Embryo- oder Soul-Nebel), der ebenfalls gut mit OIII-Filter beobachtet werden kann.

Maffei 1

Eine nahe elliptische Galaxie im Staub der Milchstraße in Cassiopeia

02 36 35 +59 39 19

Maffei 1 ist eine große elliptische Galaxie knapp außerhalb unserer lokalen Gruppe und wird zur IC 342/Maffei Gruppe gezählt. Maffei 1 wäre für uns eine der hellsten Galaxien am Himmel, wenn sie nicht von uns aus gesehen in der Ebene der Milchstraße stehen würde. Durch den Staub in der Scheibe unserer Galaxis wird ihre Helligkeit extrem abgeschwächt, so dass uns lediglich 1/120 ihres Lichts erreicht, entsprechend einer Abschwächung um 5 Größenklassen. Im Teleskop erscheint Maffei 1 als strukturlose, schwache ovale Aufhellung. Überlagert über die Galaxie ist ein unscheinbarer, lockerer Offener Sternhaufen, Czernik 11. Etwa 1 Grad E befindet sich Maffei 2, eine ähnlich abgeschwächte Spiralgalaxie, die jedoch um einiges schwieriger zu beobachten ist.

Image by Geert Vandenbulcke

Merope-Nebel und Barnard's Nebel

Zwei überlagerte Reflexionsnebel in den Plejaden/Stier

03 46 19.57 +23 56 54.1 (Merope)

Der Merope-Nebel (NGC 1435) ist der hellste der Reflexionsnebel in den Plejaden. Unter guten Bedingungen ist er selbst im großen Fernglas als schwache, fächerförmige Aufhellung zu sehen, die von Merope ausgehend aus den Plejaden hinaus zieht. Der Merope-Nebel ist eines der Objekte, an denen man sich die Zähne ausbeißen kann, wenn man sie zum ersten Mal zu beobachten versucht, die dann aber bei nachfolgenden Beobachtungen relativ leicht fallen.

Die Plejaden-Nebel sind nicht die Überreste der Molekülwolke, aus denen die Plejaden entstanden sind. Vielmehr sind sie von der Bewegung der Plejaden unabhängige interstellare Materie, durch die der offene Haufen der Plejaden gerade hindurch wandert. Die Sichtbarkeit bzw. die Schwierigkeit des Merope-Nebels ist ein guter Prüfstein für die Qualität des Himmels.

Im Merope-Nebel selbst befindet sich Barnard's Nebel (IC 349), der zwar heller, aber ungleich kleiner ist und sich direkt bei Merope im Abstand von etwa 30" befindet. IC 349 ist erheblich schwerer als der Merope-Nebel und erfordert gute Bedingungen und eine Menge Geduld.

Als ich ihn das erste Mal beobachtete, verwendete ich ein 6 mm Okular, in dessen Feldblende ein schwarzer Dia-Streifen eingeklebt war, mit dem ich Merope abdecken konnte. Mit viel Geduld konnte immer wieder ein Anhängsel an Merope ausgemacht werden, dessen Position ich anhand der umgebenden Sterne notierte und die auf Aufnahmen mit der Orientierung von IC 349 übereinstimmte. Barnard's Nebel ist etwa 30" groß und ist auf der Aufnahme von Geert Vandenbulcke (links) schön zu erkennen. Die HST-Aufnahme zeigt darüber hinaus die bizarre Struktur von IC 349 mit vom Strahlungsdruck von Merope erodierten Staub-Filamenten.

Aufsuchkarte als pdf

Uranus und seine Monde Puck, Miranda, Ariel, Umbriel, Titania und Oberon (NASA)

Neptun und Triton (Voyager-Aufnahme, NASA)

Die Satelliten der äußeren Planeten

Beobachtung der Monde von Uranus und Neptun

Während auf den Planetenscheibchen von Uranus und Neptun kaum was zu holen ist, können bei beiden äußeren Planeten jedoch schon mit mittleren Teleskopen Monde beobachtet werden. Die Schwierigkeit liegt hier oft darin, neben einem recht hellen Planeten mit indirektem Sehen die schwachen Pünktchen der Monde sicher halten zu können.

Uranus hat eine maximale Helligkeit von 5m6 und einen maximalen Scheibchendurchmesser von 3.6". Die hellsten Monde sind von innen nach außen mit ihrer jeweiligen Maximalhelligkeit und Durchmesser:

Miranda mit 16m5 (472 km)

Ariel mit 14m4 (1158 km)

Umbriel mit 15m0 (1169 km)

Titania mit 13m9 (1578 km)

Oberon mit 14m1 (1523 km)

Von diesen konnte ich bisher Titania, Oberon, Umbriel und Ariel mehrfach beobachten. Die Uranusmonde sind vergleichsweise klein. Die Gesamtmasse der Uranusmonde ist weniger als die Hälfte der Masse von Triton, dem größten Neptunmond.

Neptun hat eine maximale Helligkeit von 7m8 und einen maximalen Scheibchendurchmesser von 2.5". Der einzige für Amateure beobachtbare Mond Neptuns ist Triton, alle anderen Monde haben Helligkeiten im Bereich der 19. Größenklasse und jenseits davon.

Triton mit 13m4 (2700 km)

Triton umkreist Neptun in knapp 6 Tagen auf einer um 157° gegen die Ekliptik geneigte Bahn und ist aufgrund dieser Neigung immer in genügend Abstand vom Planetenscheibchen sichtbar. Aufgrund seiner Helligkeit, und seines Abstandes zur weniger hellen Neptunscheibe ist Triton somit leichter zu beobachten als die Uranusmonde. Die trotz des größeren Abstandes zur Erde große Helligkeit Tritons im Vergleich zu den Uranusmonden liegt zum einen an der Größe Tritons, der fast den doppelten Durchmesser der größten Uranustrabanten hat. Zum anderen hat Triton eine sehr hohe Albedo von 0.76, was auf seine Eisoberfläche zurückzuführen ist. Die Albedo der Uranusmonde ist dagegen nicht einmal halb so hoch.

Zum Vergleich: Titan, der größte Mond im Saturnsystem, hat einen Durchmesser von 5150 km und eine Helligkeit von maximal 8m4, während Ganymed, der größte Mond im Jupitersystem, sogar 5262 km misst und eine Maximalhelligkeit von 4m6 hat. Der Erdmond hingegen ist nur 3476 km groß.