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Die langgezogenen Filamente sind Ränder von Blasen, die ganze Sterngenerationen gemeinsam aufgeblasen haben.\n\nDer Größenvergleich lohnt sich: der Sichelnebel ist innerhalb dieser Landschaft nur eine kleine, sehr junge Struktur — das Werk eines einzelnen Sterns in einer Region, die von Dutzenden geformt wird.", "id": "f52b06fc-ef6c-45df-b218-4e19c1e11f63", "image": { "hdr": [ { "bytes": 52067, "src": "media/c27-crescent/crop-f52b06fc-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 83318, "src": "media/c27-crescent/crop-f52b06fc-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Cygnus X: der Stoff, aus dem hier Sterne werden", "pixels": { "height": 1147, "width": 1366 }, "rect": { "height": 0.4139118457300276, "width": 0.32883061540731995, "x": 0.5743248229043684, "y": 0.0003856031910009182 }, "short_title": "Cygnus X", "sky": { "dec_text": "+38° 50′ 39.3″", "height_arcmin": 42.455387945442176, "precision": "exact", "ra_text": "20h 09m 04.28s", "width_arcmin": 50.561516942871854 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Offener Haufen westlich von P Cygni, ~4 kpc", "id": "gulliver23", "kind": "cluster", "label": "Gulliver 23", "radius": 0.062292, "radius_arcmin": 2.75, "x": 0.361546, "y": 0.60105 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "PN G75.5+1.7 (PN Ju 1), erst 2008 entdeckt, fast nur O III", "id": "soap-bubble", "kind": "nebula", "label": "Seifenblasennebel", "radius": 0.056629, "radius_arcmin": 2.5, "x": 0.803121, "y": 0.605695 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Haufen in der Blickrichtung von P Cygni — nach Gaia-Parallaxe (0,26 mas) mehr als doppelt so weit wie der Stern, also kein Geburtshaufen", "id": "feibelman1", "kind": "cluster", "label": "Feibelman 1", "radius": 0.046436, "radius_arcmin": 2.05, "x": 0.188012, "y": 0.622877 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher; Namensgeber des P-Cygni-Linienprofils", "id": "p-cyg", "kind": "star", "label": "P Cygni", "radius": 0.045303, "radius_arcmin": 2.0, "x": 0.156244, "y": 0.620227 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Junger offener Haufen in Cyg OB1, ~2 kpc", "id": "ic4996", "kind": "cluster", "label": "IC 4996", "radius": 0.038508, "radius_arcmin": 1.7, "x": 0.489989, "y": 0.959414 } ], "description_md": "Etwa 56 × 99 Lichtjahre. 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Ausschnittbreite etwa 12 Lichtjahre.\n\nIm Spektrum dominieren breite Emissionslinien von Helium und Stickstoff: der Wasserstoffmantel ist längst weggeblasen, wir schauen direkt auf CNO-verarbeitetes Material aus dem Inneren des Sterns. Beachtenswert ist, dass er nicht exakt im geometrischen Zentrum der Schale sitzt — ein Hinweis darauf, dass das umgebende Medium ungleich dicht ist oder der Stern sich relativ dazu bewegt.", "id": "0e166e1a-b4d7-4517-b308-ba7584888607", "image": { "hdr": [ { "bytes": 10370, "src": "media/c27-crescent/crop-0e166e1a-hdr-358.avif", "width": 358 } ], "sdr": [ { "bytes": 19201, "src": "media/c27-crescent/crop-0e166e1a-358.avif", "width": 358 } ] }, "name": "WR 136: der Motor im Zentrum", "pixels": { "height": 228, "width": 358 }, "rect": { "height": 0.082466558851502, "width": 0.08627416617473427, "x": 0.47001365112160565, "y": 0.44622283098845605 }, "short_title": "WR 136", "sky": { "dec_text": "+38° 22′ 30.1″", "height_arcmin": 8.439257586365141, "precision": "exact", "ra_text": "20h 12m 04.21s", "width_arcmin": 13.251114982099649 } } ], "description_md": "Knapp drei Grad südwestlich von Sadr hängt im Schwan eine Struktur, die zugleich wie Sichel, Qualle und zerknitterte Hirnwindung aussieht. Sie ist kein ruhiger Nebel, sondern der eingefrorene Zusammenstoß zweier Sternwinde aus zwei Lebensphasen **eines einzigen Sterns**: WR 136, sichtbar im Inneren der Schale. Der poetische Name „Crescent“ beschreibt nur die hellste Kante; physikalisch sehen wir eine ganze, bereits aufreißende Blase.\n\n**Der Stern fegt seine eigene Vergangenheit zusammen.** WR 136 begann mit mehr als 25 Sonnenmassen. In einer früheren roten Überriesenphase verlor er seine äußeren Hüllen langsam, mit ungefähr 10 bis 20 km/s. Heute liegt der heiße Kern als [Wolf-Rayet-Stern](#/wissen/wolf-rayet-sterne) vom Typ WN6 frei und treibt einen Wind von rund 1.700 km/s. Dieser schnelle Wind holt das ältere, langsamere Material ein und schiebt es zu der sichtbaren Schale zusammen. Die leuchtende Sichel ist also nicht der aktuelle Wind selbst, sondern verdichtete Vergangenheit.\n\n**Warum sie wie ein zerrissenes Netz aussieht.** Eine beschleunigte dichte Schale über dünnerem Gas ist instabil. Rayleigh-Taylor- und verwandte hydrodynamische Instabilitäten zerlegen die Front in Knoten, Bögen und Filamente. Die vielen feinen Fäden im Inneren sind daher kein Schärfungsartefakt, sondern genau die Struktur, die ein aufbrechender Windstoß erzeugen soll. Dass eine Seite heller ist als die andere, verrät zusätzlich ein ungleich dichtes Umfeld.\n\n**Die unsichtbare Blase.** Zwischen WR 136 und der optischen Haut liegt millionengrad heißes Gas, im Röntgenlicht mit XMM-Newton und Chandra nachgewiesen. Das sichtbare Bild zeigt nur die kühlere Hülle. In einigen zehntausend Jahren hat der Stern eine Schale von gut 20 Lichtjahren Größe aufgebaut; in astronomischen Maßstäben ist das ein sehr kurzer Zwischenzustand vor seiner späteren [Kernkollaps-Supernova](#/wissen/supernovae).\n\n**Die bläuliche Außenhaut ist schwach, aber real.** Knapp außerhalb der roten Filamente liegt eine kühle O-III-Haut — die zweite Stoßfront der Blase, die zwei Fenster des [Duo-Band-Filters](#/wissen/farben) machen sie sichtbar. Form und räumlicher Versatz der Hülle stecken im Datensatz; ihre genaue Farbe und Intensität sind bei 70 Minuten Belichtung eine vorsichtige Rekonstruktion, keine Messung.\n\nEin Bonus im Feld: Rund 35 Bogenminuten südöstlich liegt der [Seifenblasennebel](#/wissen/leben-der-sterne) PN G75.5+1.7, erst 2008 auf Amateuraufnahmen entdeckt. 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August 2026 mit **ZWO ASI2600MC Air am William Optics RedCat 71** (349 mm Brennweite), Duo-Band-Filter, Gain 100, Bin 1 und Sensortemperatur um −10 °C. Alle 35 ausgewählten Lights wurden in den Master integriert.\n\nWBPP kalibrierte mit dem temperatur- und belichtungszeitpassenden 120-s-MasterDark sowie aktuellem MasterFlat und MasterBias. LocalNormalization und PSF-Signalgewichtung blieben aktiv. Der lineare Master erhielt zunächst eine multiplikative Grünkorrektur, anschließend die mit dem DBE-Atlas geführte subtraktive Hintergrundkorrektur.\n\nBlurXTerminator und NoiseXTerminator wurden bereits am linearen beziehungsweise gestreckten Ausgang kontrolliert eingesetzt. Für die schwache O-III-Hülle entstand danach eine signalerhaltende Farbtrennung aus dem Duo-Band-RGB: keine erfundene zweite Linie, sondern eine vorsichtige Verstärkung des in Grün/Blau relativ stärker vorhandenen Hüllensignals. Sterne und Nebel wurden getrennt bearbeitet. Die beobachtete Gaia-DR3-BP−RP-Chrominanz von 30.020 Quellen wurde auf die Duo-Band-Sternebene übertragen; deren Luminanz blieb bis auf die 16-Bit-Quantisierung erhalten. Der Dusty-Rose-Look und die kühle Außenhülle wurden abschließend in Photoshop abgestimmt.\n\n**Astrometrie der veröffentlichten AVIF-Fassung:** 3.698 Referenzsterne, Restfehler **0,472″**, Maßstab **2,2208″/Pixel**, Feld **2,568 × 1,712°** und Drehung **−0,67°**. Ausschnitte und Overlays werden aus dieser RedCat-Lösung projiziert.", "rating": 4, "science_links": [ { "title": "NGC 6888 bei SIMBAD (Objektdaten, Querverweise)", "url": "https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-basic?Ident=NGC+6888" }, { "title": "WR 136 / HD 192163 bei SIMBAD (Zentralstern)", "url": "https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-basic?Ident=WR+136" }, { "title": "Fachliteratur zu NGC 6888 bei NASA ADS", "url": "https://ui.adsabs.harvard.edu/search/q=NGC%206888" }, { "title": "Sichelnebel — Übersichtsartikel (Wikipedia)", "url": "https://de.wikipedia.org/wiki/Sichelnebel" } ], "slug": "c27-crescent", "source_file": "Starless_NGC6888_RGB-1_32_crop.avif", "target": "C27_Crescent", "translation": { "complete": true, "fell_back": [], "lang": "de", "primary": true, "stale": [] } }, { "acquisition": { "date_end": "2026-09-10", "date_source": "embedded-xmp", "date_start": "2026-09-09", "filter": "Breitband", "frame_count": 48, "instrument": "ZWO ASI585MC Air", "location": "Friedrichsdorf · DE", "pixel_scale_arcsec": 0.3552562561311597, "session_count": null, "target_name": "NGC 7331", "telescope": "Askar 120APO, 840 mm", "total_exposure_seconds": 7380.0 }, "annotations": [ { "catalogue": "target-library", "detail": null, "id": "ngc7331", "kind": "galaxy", "label": "NGC 7331", "radius": 0.210095, "radius_arcmin": 4.635, "x": 0.412953, "y": 0.6124 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Hintergrundgalaxie der scheinbaren Deer Lick Group; weit hinter NGC 7331.", "id": "ngc7335", "kind": "galaxy", "label": "NGC 7335", "radius": 0.015865, "radius_arcmin": 0.35, "x": 0.538322, "y": 0.44304 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Hintergrundgalaxie der scheinbaren Deer Lick Group; weit hinter NGC 7331.", "id": "ngc7336", "kind": "galaxy", "label": "NGC 7336", "radius": 0.015865, "radius_arcmin": 0.35, "x": 0.633379, "y": 0.44901 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Hintergrundgalaxie der scheinbaren Deer Lick Group; weit hinter NGC 7331.", "id": "ngc7337", "kind": "galaxy", "label": "NGC 7337", "radius": 0.015865, "radius_arcmin": 0.35, "x": 0.365764, "y": 0.260394 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Hintergrundgalaxie der scheinbaren Deer Lick Group; weit hinter NGC 7331.", "id": "ngc7340", "kind": "galaxy", "label": "NGC 7340", "radius": 0.015865, "radius_arcmin": 0.35, "x": 0.505873, "y": 0.065911 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Typ-Ia-Supernova in NGC 7331; ATLAS-Entdeckung am 1. 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September 2026. Der Ring markiert die Katalogposition, nicht die Größe der Explosion.", "id": "sn2026aaiv", "kind": "star", "label": "SN 2026aaiv", "radius": 0.066652, "radius_arcmin": 0.09, "x": 0.480449, "y": 0.508056 } ], "description_md": "Der enge Ausschnitt misst rund **1,35 × 1,44 Bogenminuten**. Die Supernova steht an der TNS-Position **22h 37m 05,618s / +34° 24′ 35,37″ (J2000/ICRS)**, in Projektion etwa **20″ östlich und 21″ südlich** des Galaxienzentrums.\n\nDer zuschaltbare Ring zeigt den Lichtpunkt der Supernova. Sichtbar ist das unaufgelöste Licht der Explosion; ihre expandierende Hülle ist auf dieser Aufnahme nicht als Struktur erkennbar.", "id": "32efecdf-8936-4479-8444-335b268a9b40", "image": { "hdr": [ { "bytes": 2353, "src": "media/ngc-7331/crop-32efecdf-hdr-228.avif", "width": 228 } ], "sdr": [ { "bytes": 5637, "src": "media/ngc-7331/crop-32efecdf-228.avif", "width": 228 } ] }, "name": "SN 2026aaiv – eine Explosion als Lichtpunkt", "pixels": { "height": 244, "width": 228 }, "rect": { "height": 0.09803410485295228, "width": 0.06120603961966348, "x": 0.3730352547558577, "y": 0.534360122936245 }, "short_title": "SN 2026aaiv", "sky": { "dec_text": "+34° 24′ 36.7″", "height_arcmin": 1.4447087749333827, "precision": "exact", "ra_text": "22h 37m 05.71s", "width_arcmin": 1.3499737732984067 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Hintergrundgalaxie der scheinbaren Deer Lick Group; weit hinter NGC 7331.", "id": "ngc7335", "kind": "galaxy", "label": "NGC 7335", "radius": 0.042677, "radius_arcmin": 0.35, "x": 0.582233, "y": 0.828601 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Hintergrundgalaxie der scheinbaren Deer Lick Group; weit hinter NGC 7331.", "id": "ngc7336", "kind": "galaxy", "label": "NGC 7336", "radius": 0.042677, "radius_arcmin": 0.35, "x": 0.837938, "y": 0.84938 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Hintergrundgalaxie der scheinbaren Deer Lick Group; weit hinter NGC 7331.", "id": "ngc7337", "kind": "galaxy", "label": "NGC 7337", "radius": 0.042677, "radius_arcmin": 0.35, "x": 0.118045, "y": 0.192923 } ], "description_md": "Etwa **8,2 × 4,2 Bogenminuten**. Links oben steht **NGC 7337**, rechts unten die auffällige längliche **NGC 7335** und daneben die kleinere **NGC 7336**. Ihre Positionen wurden über die Bildastrometrie mit SIMBAD abgeglichen. **NGC 7340** liegt außerhalb dieses Ausschnitts am oberen Rand des Gesamtbilds und ist dort ebenfalls im Overlay markiert.\n\nDiese Galaxien wirken wie kleine Begleiter von NGC 7331. Tatsächlich liegen sie ungefähr eine Größenordnung weiter entfernt: Der vertraute Gruppenname „Deer Lick Group“ beschreibt hier vor allem die Anordnung am Himmel.", "id": "9936656a-dade-4265-b371-fcb4d99c23ca", "image": { "hdr": [ { "bytes": 60268, "src": "media/ngc-7331/crop-9936656a-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 91783, "src": "media/ngc-7331/crop-9936656a-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Die scheinbaren Begleiter – Galaxien weit dahinter", "pixels": { "height": 714, "width": 1385 }, "rect": { "height": 0.28732513924576847, "width": 0.37174289884240863, "x": 0.32188114486904984, "y": 0.20496218689795703 }, "short_title": "Hintergrundgalaxien", "sky": { "dec_text": "+34° 25′ 49.7″", "height_arcmin": 4.227549447960801, "precision": "exact", "ra_text": "22h 37m 24.93s", "width_arcmin": 8.200498579027602 } } ], "description_md": "Ein kleiner, bläulich weißer Lichtpunkt neben dem hellen Zentrum macht diese Aufnahme zu einem Zeitdokument: **SN 2026aaiv**, eine neue Supernova in NGC 7331. Die markierte Quelle ist Teil der fernen Galaxie. Ihr Licht erreicht uns nach einer Reise von ungefähr **45 Millionen Jahren** aus dem Sternbild Pegasus.\n\n**Ein neuer Lichtpunkt im September.** Die Himmelsüberwachung ATLAS entdeckte das Ereignis am **1. September 2026** unter dem Namen ATLAS26krw, bei **17,33 ± 0,19 mag im orangefarbenen ATLAS-Band**. Am Vortag war dort noch keine Quelle nachgewiesen worden. Der Transient Name Server führt die Supernova inzwischen als **Typ Ia**: eine thermonukleare Explosion eines Weißen Zwergs. Welches Doppelsternsystem sie ausgelöst hat, ist damit noch nicht entschieden.\n\n**Was ihr Spektrum verrät.** Nico Montigiani und Massimiliano Mannucci beobachteten sie am 4. September am Observatorium „Margherita Hack“ bei Florenz. Die blauverschobene Siliziumlinie Si II bei 6355 Å ergab **13.500 ± 500 km/s** für das expandierende Material – rund 4,5 Prozent der Lichtgeschwindigkeit. Der Spektralvergleich deutete damals auf eine frühe Phase, ungefähr zehn Tage vor dem Helligkeitsmaximum. Das ist eine Einordnung des Spektrums, keine Messung des Maximums in diesem Bild. Forschungsstand: **11. September 2026**.\n\n**Die Bühne der Explosion.** NGC 7331, auch Caldwell 30, zeigt ihre Scheibe stark geneigt: Dunkle Staubbänder zeichnen sich vor dem warmen Zentralbereich ab, außen verlaufen bläuliche Spiralarme. William Herschel entdeckte die Galaxie 1784. Ihre Größe und Masse ähneln denen der Milchstraße. Die kleineren Galaxien ringsum gehören zur scheinbaren „Deer Lick Group“, liegen aber weit hinter NGC 7331. 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im Kern [AMB2011] HII 2575, dazu die Molekülwolke [KGF2015] HELGA 191", "id": "ba1-577", "kind": "nebula", "label": "BA 1-577", "radius": 0.002512, "radius_arcmin": 0.42, "x": 0.715508, "y": 0.416485 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Supernova-Überrest im selben Komplex, auch [LL2014] 83 und RX J0044.0+4149", "id": "ba1-578", "kind": "nebula", "label": "BA 1-578", "radius": 0.001794, "radius_arcmin": 0.3, "x": 0.715125, "y": 0.412316 } ], "crops": [ { "annotations": [ { "catalogue": "target-library", "detail": "Andromedagalaxie", "id": "m31", "kind": "galaxy", "label": "M 31", "radius": 1.394733, "radius_arcmin": 88.915, "x": 0.51161, "y": 0.510206 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Kompakter Begleiter, entkernte Scheibengalaxie", "id": "m32", "kind": "galaxy", "label": "M 32", "radius": 0.026666, "radius_arcmin": 1.7, "x": 0.134847, "y": 0.448489 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Hellster Hα-Komplex des Nordostrings: Baade-Arp-Emissionsnebel BA 1-117 mit den Nachbarn BA 1-112, 1-115 und 1-119, nahe der OB-Assoziation OB 42; 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47″ weiter der auch im Röntgenlicht nachgewiesene Supernovaüberrest BA 1-160 (DDB 1-19)", "id": "ba1-163", "kind": "nebula", "label": "BA 1-163", "radius": 0.015686, "radius_arcmin": 1.0, "x": 0.903099, "y": 0.053959 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "H-II-Region im Nordostring; 18″ daneben der Supernovaüberrest [LL2014] 89", "id": "ba1-40", "kind": "nebula", "label": "BA 1-40", "radius": 0.014118, "radius_arcmin": 0.9, "x": 0.581554, "y": 0.183302 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "H-II-Knoten im inneren Ring südlich des Kerns, 15′ (rund 11.000 Lichtjahre) entfernt", "id": "ba1-406", "kind": "nebula", "label": "BA 1-406", "radius": 0.011765, "radius_arcmin": 0.75, "x": 0.421118, "y": 0.771027 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Kompakter H-II-Knoten im inneren Ring, nur 11,7′ (rund 8.500 Lichtjahre) vom Kern", "id": "ba1-4", "kind": "nebula", "label": "BA 1-4", "radius": 0.009412, "radius_arcmin": 0.6, "x": 0.443426, "y": 0.30516 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "H-II-Knoten am Innenrand des Südwestarms, nahe der OB-Assoziation OB 137", "id": "ba1-457", "kind": "nebula", "label": "BA 1-457", "radius": 0.009412, "radius_arcmin": 0.6, "x": 0.082404, "y": 0.944809 } ], "description_md": "Bildfeld ungefähr **46.400 × 38.500 Lichtjahre** (63,8′ × 52,9′) in der aktuellen Galeriefassung.\n\nDer helle Fleck in der Mitte enthält den kompletten Dreifachkern: das Schwarze Loch mit 140 Millionen Sonnenmassen, die blaue Sternscheibe von einem Lichtjahr Durchmesser und den fünf Lichtjahre weiten roten Ring. Bei 1,57″ pro Pixel liegt das alles weit unter einem einzigen Bildpunkt.\n\nWas man dagegen gut sieht, ist die **Geometrie der Scheibe**: Durch die Neigung von 77° werden die Spiralarme zu geschachtelten Ellipsen, und die Staubbahnen stehen als scharfe dunkle Bögen davor. Oben zieht der große Sternentstehungsring mit seinen Hα-Komplexen vorbei — BA 1-40 und BA 1-67 sind markiert —, und näher am Kern zeigt die Hα-Ebene den **inneren Ring**: BA 1-4 in 11,7′ und BA 1-406 in 15′ Abstand, also 8.500 bis 11.000 Lichtjahre vom Zentrum. Unten links, am Innenrand des Südwestarms, sitzt der Komplex BA 1-292 mit den jungen Sternhaufen KWE 45 bis 48.", "id": "1e2712f9-3aef-4e52-84b0-30be9fa9adf2", "image": { "hdr": [ { "bytes": 86881, "src": "media/m-31/crop-1e2712f9-hdr-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 222422, "src": "media/m-31/crop-1e2712f9-hdr-1800.avif", "width": 1800 } ], "sdr": [ { "bytes": 155652, "src": "media/m-31/crop-1e2712f9-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 433223, "src": "media/m-31/crop-1e2712f9-1800.avif", "width": 1800 } ] }, "name": "Kern und Scheibe — 77° Neigung, ein Dreifachkern unter der Auflösungsgrenze und der innere Ring", "pixels": { "height": 2026, "width": 2440 }, "rect": { "height": 0.4748261841235119, "width": 0.38126223518219454, "x": 0.3132150504648599, "y": 0.25688183231749745 }, "short_title": "Kern & Scheibe", "sky": { "dec_text": "+41° 15′ 19.9″", "height_arcmin": 52.932171856241574, "precision": "exact", "ra_text": "00h 42m 46.58s", "width_arcmin": 63.748518918671984 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Zwerg-Elliptische, der zweite Begleiter", "id": "m110", "kind": "galaxy", "label": "M 110", "radius": 0.051129, "radius_arcmin": 1.7, "x": 0.492521, "y": 0.492287 } ], "description_md": "Bildfeld ungefähr **24.200 × 18.500 Lichtjahre** (33,2′ × 25,4′) in der aktuellen Galeriefassung.\n\nM110 ist eine zwergelliptische Begleitgalaxie — und damit eigentlich ein Objekt, das aus alten Sternen bestehen und kein Gas mehr enthalten sollte. Genau das trifft nicht zu: Im Zentrum von NGC 205 stecken **Staubwolken und junge, blaue Sterne**, die auf Sternentstehung innerhalb der letzten paar hundert Millionen Jahre hinweisen. Für eine Zwergelliptische ist das die Ausnahme, nicht die Regel. In der Hα-Ebene bleibt M110 trotzdem dunkel: Was dort an jungen Sternen existiert, ionisiert keine nennenswerte Gasmenge mehr.\n\nDie plausible Erklärung für den Staub liegt in der Nachbarschaft selbst: Die Gezeitenwechselwirkung mit M31 kann Gas nach innen treiben, statt es nur wegzureißen. Der diffuse, weiche Lichtabfall nach außen ist typisch für diesen Galaxientyp — hier ist keine Struktur verlorengegangen, es gibt einfach keine.", "id": "15eaee0b-37a3-426e-8da6-c1558ca6bb66", "image": { "hdr": [ { "bytes": 83209, "src": "media/m-31/crop-15eaee0b-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 92235, "src": "media/m-31/crop-15eaee0b-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "NGC 205 (M110) — eine Zwergelliptische mit Staub, den sie nicht haben dürfte", "pixels": { "height": 972, "width": 1273 }, "rect": { "height": 0.2277493017249005, "width": 0.1988492398358076, "x": 0.5339542762366238, "y": 0.6571874233633781 }, "short_title": "M110", "sky": { "dec_text": "+41° 41′ 24.0″", "height_arcmin": 25.39490179874966, "precision": "exact", "ra_text": "00h 40m 21.22s", "width_arcmin": 33.25896089486452 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Kompakter Begleiter, entkernte Scheibengalaxie", "id": "m32", "kind": "galaxy", "label": "M 32", "radius": 0.090274, "radius_arcmin": 1.7, "x": 0.4969, "y": 0.5342 } ], "description_md": "Bildfeld ungefähr **13.700 × 14.000 Lichtjahre** (18,8′ × 19,2′) in der aktuellen Galeriefassung.\n\nM32 ist der Prototyp der **kompakten Elliptischen**: winzig verglichen mit M31, aber mit einer zentralen Sterndichte, die die Umgebung unserer Sonne um viele Größenordnungen übertrifft. Im Kern sitzt ein Schwarzes Loch von einigen Millionen Sonnenmassen.\n\nWoher so ein Objekt kommt, ist offen. Die stärkste Vermutung: M32 ist der **übriggebliebene Kern** einer größeren Galaxie, deren äußere Sterne M31 im Vorbeiflug abgestreift hat. Eine verwandte Hypothese macht M32 zum Rest jener massiven Galaxie, die vor etwa zwei Milliarden Jahren mit M31 verschmolzen ist. Diskutiert wird außerdem, ob ein Durchflug von M32 durch die Scheibe von M31 den auffälligen Sternentstehungsring mitverursacht hat. Im Bild bleibt M32 unauffällig — ein glatter, sehr konzentrierter Lichtball ohne innere Struktur und ohne jede Hα-Emission.", "id": "402593b0-f1d9-456e-9a55-84ab75daa1b4", "image": { "hdr": [ { "bytes": 33461, "src": "media/m-31/crop-402593b0-hdr-721.avif", "width": 721 } ], "sdr": [ { "bytes": 75479, "src": "media/m-31/crop-402593b0-721.avif", "width": 721 } ] }, "name": "M32 — die kompakteste Galaxie der Nachbarschaft", "pixels": { "height": 736, "width": 721 }, "rect": { "height": 0.17243242821866406, "width": 0.1126222644437509, "x": 0.3086651519203718, "y": 0.37772262131374873 }, "short_title": "M32", "sky": { "dec_text": "+40° 51′ 52.0″", "height_arcmin": 19.22906144432073, "precision": "exact", "ra_text": "00h 42m 45.31s", "width_arcmin": 18.837164811623975 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Groesste OB-Assoziation in M31", "id": "ngc206", "kind": "cluster", "label": "NGC 206", "radius": 0.078202, "radius_arcmin": 4.0, "x": 0.621881, "y": 0.364987 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "H-II-Komplex am Innenrand des Südwestarms mit den jungen Sternhaufen KWE 45 bis 48", "id": "ba1-292", "kind": "nebula", "label": "BA 1-292", "radius": 0.025416, "radius_arcmin": 1.3, "x": 0.763417, "y": 0.113762 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Hellster H-II-Komplex des Südwestarms (BA 1-358 bis 1-367) um die OB-Assoziation OB 139", "id": "ba1-363", "kind": "nebula", "label": "BA 1-363", "radius": 0.023461, "radius_arcmin": 1.2, "x": 0.135176, "y": 0.556245 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "H-II-Komplex ([PAV78] 162, [AMB2011] HII 1081–1097) nordwestlich von NGC 206 im Südwestarm", "id": "pellet162", "kind": "nebula", "label": "Pellet 162", "radius": 0.021506, "radius_arcmin": 1.1, "x": 0.503064, "y": 0.165731 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "H-II-Region neben NGC 206 mit dem jungen Sternhaufen KWE 17 und der Molekülwolke HELGA 57", "id": "ba1-318", "kind": "nebula", "label": "BA 1-318", "radius": 0.01173, "radius_arcmin": 0.6, "x": 0.526204, "y": 0.350717 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "H-II-Knoten am Innenrand des Südwestarms, nahe der OB-Assoziation OB 137", "id": "ba1-457", "kind": "nebula", "label": "BA 1-457", "radius": 0.01173, "radius_arcmin": 0.6, "x": 0.773981, "y": 0.470669 } ], "description_md": "Bildfeld ungefähr **37.200 × 23.800 Lichtjahre** (51,1′ × 32,7′) in der aktuellen Galeriefassung.\n\nNGC 206 ist keine eigene Galaxie und kein Sternhaufen, sondern eine [OB-Assoziation](#/wissen/sternhaufen): eine lose Ansammlung von mehreren hundert sehr heißen, blauen, kurzlebigen Sternen mit rund 4.000 Lichtjahren Ausdehnung — die hellste und größte Sternentstehungsregion in ganz M31. Ihre hellsten Mitglieder sind erst wenige zehn Millionen Jahre alt. Auffällig ist, wo sie sitzt: in einer **Lücke zwischen zwei Staubarmen**. Die Assoziation hat das Gas ihrer Umgebung zum großen Teil aufgebraucht und den Rest durch Strahlung und Sternwinde weggeräumt — deshalb leuchtet sie selbst kaum in Hα.\n\nDas Gas, das ihr fehlt, liegt ringsum: Direkt oberhalb der Komplex **Pellet 162**, daneben **BA 1-318** mit dem jungen Sternhaufen KWE 17, weiter innen **BA 1-457** — und links unten, wo der Arm schon dünn wird, der hellste H-II-Komplex des ganzen Südwestarms, **BA 1-363**, um die OB-Assoziation OB 139. Die Hα-Ebene macht aus dem Arm eine Abfolge: verbrauchtes Gas bei NGC 206, aktive Sternentstehung ein paar tausend Lichtjahre weiter.", "id": "d425ada5-b37e-4de8-ba51-357f10d29543", "image": { "hdr": [ { "bytes": 70570, "src": "media/m-31/crop-d425ada5-hdr-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 174329, "src": "media/m-31/crop-d425ada5-hdr-1800.avif", "width": 1800 } ], "sdr": [ { "bytes": 127923, "src": "media/m-31/crop-d425ada5-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 348095, "src": "media/m-31/crop-d425ada5-1800.avif", "width": 1800 } ] }, "name": "NGC 206 und der Südwestarm — eine Sternenwerkstatt und ihre Nachbarschaft", "pixels": { "height": 1253, "width": 1958 }, "rect": { "height": 0.29370214148338913, "width": 0.3059008165236013, "x": 0.10787123421972751, "y": 0.5672655856177995 }, "short_title": "NGC 206", "sky": { "dec_text": "+40° 38′ 51.0″", "height_arcmin": 32.73643205126885, "precision": "exact", "ra_text": "00h 40m 05.88s", "width_arcmin": 51.15557378801629 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "H-II-Region im Nordostarm ([PAV78] 930, [B90] 430) mit der OB-Assoziation [MBL93] 168", "id": "pellet930", "kind": "nebula", "label": "Pellet 930", "radius": 0.013267, "radius_arcmin": 0.7, "x": 0.561721, "y": 0.500191 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "H-II-Region im Nordostarm mit der OB-Assoziation OB 51 und dem jungen Sternhaufen BA 1-210; 27″ entfernt der Supernovaüberrest [LL2014] 144", "id": "ba1-212", "kind": "nebula", "label": "BA 1-212", "radius": 0.01232, "radius_arcmin": 0.65, "x": 0.277664, "y": 0.491245 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Äußerster markierter Hα-Knoten des Nordostarms, 71′ (rund 52.000 Lichtjahre) vom Kern", "id": "ba1-245", "kind": "nebula", "label": "BA 1-245", "radius": 0.009477, "radius_arcmin": 0.5, "x": 0.617284, "y": 0.347608 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Kleiner H-II-Knoten am Außenrand des Nordostarms", "id": "ba1-642", "kind": "nebula", "label": "BA 1-642", "radius": 0.008529, "radius_arcmin": 0.45, "x": 0.484928, "y": 0.559322 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "H-II-Komplex im Nordostarm von M 31; im Kern [AMB2011] HII 2575, dazu die Molekülwolke [KGF2015] HELGA 191", "id": "ba1-577", "kind": "nebula", "label": "BA 1-577", "radius": 0.00796, "radius_arcmin": 0.42, "x": 0.098392, "y": 0.799484 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Supernova-Überrest im selben Komplex, auch [LL2014] 83 und RX J0044.0+4149", "id": "ba1-578", "kind": "nebula", "label": "BA 1-578", "radius": 0.005686, "radius_arcmin": 0.3, "x": 0.097177, "y": 0.791252 } ], "description_md": "Bildfeld ungefähr **38.400 × 41.100 Lichtjahre** (52,8′ × 56,5′) in der aktuellen Galeriefassung.\n\nWas hier vor der Hα-Ebene ein blasser blauer Arm war, ist jetzt eine Kette: Unten **BA 1-577** und **BA 1-578**, dann **BA 1-212** mit der OB-Assoziation OB 51 und dem jungen Haufen BA 1-210 — 27″ daneben liegt der Supernovaüberrest [LL2014] 144, in einer Region, in der also gerade Sterne entstehen *und* vergehen. Weiter außen folgen **BA 1-642**, **Pellet 930** und am äußersten Rand **BA 1-245**, 71′ oder rund 52.000 Lichtjahre vom Kern entfernt. Der Arm bildet Sterne bis dorthin, wo das Sternlicht selbst kaum noch vom Himmelsgrund zu trennen ist.\n\nDer Außenarm ist zugleich der ehrlichste Teil jeder Galaxienaufnahme: Sein Signal liegt nur wenig über dem Himmelsgrund — jede zusätzliche Belichtungsstunde zahlt zuerst hier ein.", "id": "ceff0318-402e-4d3d-b70c-85b6f8dcbf9e", "image": { "hdr": [ { "bytes": 144890, "src": "media/m-31/crop-ceff0318-hdr-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 381881, "src": "media/m-31/crop-ceff0318-hdr-1800.avif", "width": 1800 } ], "sdr": [ { "bytes": 198150, "src": "media/m-31/crop-ceff0318-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 573363, "src": "media/m-31/crop-ceff0318-1800.avif", "width": 1800 } ] }, "name": "Der Nordostarm — wo die Scheibe ausläuft, mit einer Kette aus Sternfabriken und einem Überrest", "pixels": { "height": 2161, "width": 2019 }, "rect": { "height": 0.5063962348601249, "width": 0.31553817052975375, "x": 0.6844618294702463, "y": 0.011629416279367005 }, "short_title": "Nordostarm", "sky": { "dec_text": "+42° 07′ 07.7″", "height_arcmin": 56.45924155051236, "precision": "exact", "ra_text": "00h 45m 49.96s", "width_arcmin": 52.74928676098309 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "target-library", "detail": "Andromedagalaxie", "id": "m31", "kind": "galaxy", "label": "M 31", "radius": 1.398725, "radius_arcmin": 88.915, "x": 0.199937, "y": 0.819386 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Hellster Hα-Komplex des Nordostrings: Baade-Arp-Emissionsnebel BA 1-117 mit den Nachbarn BA 1-112, 1-115 und 1-119, nahe der OB-Assoziation OB 42; mehrere Supernovaüberreste in unter 1,5′ Abstand", "id": "ba1-117", "kind": "nebula", "label": "BA 1-117", "radius": 0.02517, "radius_arcmin": 1.6, "x": 0.443181, "y": 0.385234 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Großer H-II-Komplex auf der Nordwestseite des Rings (BA 1-546 bis 1-553) mit der Riesenmolekülwolke [BLR2008] M31 13", "id": "ba1-548", "kind": "nebula", "label": "BA 1-548", "radius": 0.02045, "radius_arcmin": 1.3, "x": 0.543626, "y": 0.817603 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "H-II-Komplex im Nordostring (mit BA 1-56, 1-63 und 1-65); im Zentrum der Supernovaüberrest-Kandidat BW-61", "id": "ba1-67", "kind": "nebula", "label": "BA 1-67", "radius": 0.015731, "radius_arcmin": 1.0, "x": 0.321577, "y": 0.444637 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "H-II-Komplex am Ostrand des Rings (BA 1-161 bis 1-167); 47″ weiter der auch im Röntgenlicht nachgewiesene Supernovaüberrest BA 1-160 (DDB 1-19)", "id": "ba1-163", "kind": "nebula", "label": "BA 1-163", "radius": 0.015731, "radius_arcmin": 1.0, "x": 0.592547, "y": 0.316188 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "H-II-Region im Nordostring; 18″ daneben der Supernovaüberrest [LL2014] 89", "id": "ba1-40", "kind": "nebula", "label": "BA 1-40", "radius": 0.014158, "radius_arcmin": 0.9, "x": 0.270081, "y": 0.458841 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "H-II-Region im Nordostarm mit der OB-Assoziation OB 51 und dem jungen Sternhaufen BA 1-210; 27″ entfernt der Supernovaüberrest [LL2014] 144", "id": "ba1-212", "kind": "nebula", "label": "BA 1-212", "radius": 0.010225, "radius_arcmin": 0.65, "x": 0.893837, "y": 0.264834 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Kompakter H-II-Knoten im inneren Ring, nur 11,7′ (rund 8.500 Lichtjahre) vom Kern", "id": "ba1-4", "kind": "nebula", "label": "BA 1-4", "radius": 0.009439, "radius_arcmin": 0.6, "x": 0.131558, "y": 0.593239 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "H-II-Komplex im Nordostarm von M 31; im Kern [AMB2011] HII 2575, dazu die Molekülwolke [KGF2015] HELGA 191", "id": "ba1-577", "kind": "nebula", "label": "BA 1-577", "radius": 0.006607, "radius_arcmin": 0.42, "x": 0.745044, "y": 0.627396 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Supernova-Überrest im selben Komplex, auch [LL2014] 83 und RX J0044.0+4149", "id": "ba1-578", "kind": "nebula", "label": "BA 1-578", "radius": 0.004719, "radius_arcmin": 0.3, "x": 0.744036, "y": 0.617713 } ], "description_md": "Bildfeld ungefähr **46.200 × 34.900 Lichtjahre** (63,6′ × 48,0′) in der aktuellen Galeriefassung.\n\nDer Bogen, der von links unten nach rechts oben durch das Feld zieht, ist der **Sternentstehungsring bei rund 10 Kiloparsec** — in der Projektion die vordere Hälfte einer Ellipse. Ohne Schmalband ist er ein rosafarbener Saum. Mit Hα zerfällt er in einzelne Komplexe, und die Katalognamen von Baade und Arp bekommen ein Gesicht: **BA 1-117**, der hellste Hα-Komplex des ganzen Bildes, gut 2′ oder 1.500 Lichtjahre groß, mit der OB-Assoziation OB 42 daneben; **BA 1-67**, in dessen Zentrum der Supernovaüberrest-Kandidat BW-61 sitzt; **BA 1-40** mit dem Überrest [LL2014] 89 nur 18″ entfernt; **BA 1-163** am Ostende des Bogens, 47″ vom auch im Röntgenlicht nachgewiesenen Überrest BA 1-160. Rechts unten, auf der Nordwestseite der Scheibe, liegt **BA 1-548** über einer Riesenmolekülwolke — der Ring läuft dort hinter dem Staub weiter.\n\nDass Supernovaüberreste so dicht bei den H-II-Regionen stehen, ist kein Zufall, sondern das Prinzip: Die Sterne, die den Wasserstoff ionisieren, leben nur wenige Millionen Jahre. Wo eine Region lange genug aktiv war, explodieren die ersten bereits, während die nächsten noch leuchten. Näher am Kern markieren **BA 1-4** und **BA 1-577/578** den inneren Ring beziehungsweise den Ansatz des Nordostarms.", "id": "b12fad12-7017-47f7-9ae0-5d18aeb6ebfe", "image": { "hdr": [ { "bytes": 81881, "src": "media/m-31/crop-b12fad12-hdr-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 212662, "src": "media/m-31/crop-b12fad12-hdr-1800.avif", "width": 1800 } ], "sdr": [ { "bytes": 142246, "src": "media/m-31/crop-b12fad12-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 402908, "src": "media/m-31/crop-b12fad12-1800.avif", "width": 1800 } ] }, "name": "Der Sternentstehungsring — die Hα-Kette des Nordostbogens", "pixels": { "height": 1837, "width": 2433 }, "rect": { "height": 0.43052164402527493, "width": 0.38017405361245493, "x": 0.4322616399288708, "y": 0.1463774774120602 }, "short_title": "Hα-Ring", "sky": { "dec_text": "+41° 32′ 35.1″", "height_arcmin": 47.994274284262474, "precision": "exact", "ra_text": "00h 44m 21.02s", "width_arcmin": 63.5656338234135 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "A0, V 6,84 — Vordergrundstern der Milchstraße in rund 640 Lichtjahren (Parallaxe 5,12 mas), etwa 4000-mal näher als M 31", "id": "hd3431", "kind": "star", "label": "HD 3431", "radius": 0.024511, "radius_arcmin": 1.0, "x": 0.503708, "y": 0.8269 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "H-II-Komplex am Südwestende der Scheibe (BA 1-487 bis 1-492); BA 1-490 ist zugleich DDB 1-1, ein optisch ausgewählter Supernovaüberrest-Kandidat", "id": "ba1-490", "kind": "nebula", "label": "BA 1-490", "radius": 0.02206, "radius_arcmin": 0.9, "x": 0.614142, "y": 0.707253 } ], "description_md": "Bildfeld ungefähr **29.700 × 19.100 Lichtjahre** (40,8′ × 26,3′) in der aktuellen Galeriefassung.\n\nDer rote Doppelknoten ist **BA 1-490** mit seinen Nachbarn BA 1-487 bis 1-492: der äußerste H-II-Komplex am Südwestende, 77′ vom Kern. BA 1-490 ist zugleich **DDB 1-1**, ein Eintrag aus dem ersten optischen Katalog von Supernovaüberrest-Kandidaten in M31. Dass so weit draußen überhaupt noch Sterne entstehen, zeigt, wie weit das Gas der Scheibe über ihr sichtbares Sternlicht hinausreicht.\n\nDer helle blau-weiße Stern darunter gehört nicht dazu: **HD 3431** ist ein A0-Stern der Milchstraße in rund 640 Lichtjahren Entfernung — etwa 4.000-mal näher als die Galaxie, vor der er steht. Sein Licht war rund **640 Jahre** zu uns unterwegs, das der Galaxie rund **2,5 Millionen Jahre**. Im selben Bild überlagern sich damit zwei sehr unterschiedliche Entfernungen und Lichtlaufzeiten.", "id": "c8abbd4d-e4b0-43de-a24b-dda34fb2c48c", "image": { "hdr": [ { "bytes": 69274, "src": "media/m-31/crop-c8abbd4d-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 94154, "src": "media/m-31/crop-c8abbd4d-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Das Südwestende — wo die Scheibe im Dunkeln ausläuft, ein letzter Knoten und ein Stern davor", "pixels": { "height": 1008, "width": 1562 }, "rect": { "height": 0.23612615159477446, "width": 0.24399810300596037, "x": 0.0, "y": 0.7638738484052255 }, "short_title": "Südwestende", "sky": { "dec_text": "+40° 18′ 35.0″", "height_arcmin": 26.33545371722187, "precision": "exact", "ra_text": "00h 38m 10.97s", "width_arcmin": 40.80950268482198 } } ], "description_md": "Andromeda ist unsere nächste große Nachbargalaxie und eines der auffälligsten mit bloßem Auge sichtbaren Deep-Sky-Objekte am nördlichen Himmel. Rund **2,5 Millionen Lichtjahre** liegen zwischen uns und M 31. Das Licht dieser Aufnahme war schon unterwegs, lange bevor Homo sapiens entstand. Und trotzdem ist die Galaxie kein fernes Pünktchen: Am Himmel ist ihre schwache Scheibe ungefähr sechsmal so lang wie der Vollmond – das Auge sieht davon meist nur den hellen Kern.\n\nEin kleiner Kontrapunkt zum berühmten Superlativ: M 31 ist nicht sicher das fernste regelmäßig ohne Optik sichtbare Objekt. **M 33** steht mit rund 2,76 Millionen Lichtjahren weiter draußen und kann unter außergewöhnlich dunklem Himmel ebenfalls mit bloßem Auge auftauchen. Bei beiden Galaxien ist nicht die Gesamtmenge des Lichts das Problem, sondern seine Verteilung über eine riesige Fläche.\n\n**Breitband und separat integrierter Wasserstoff.** Die neue Fassung vereint **122 Breitbandaufnahmen mit 4 h 31 min Belichtungszeit** und zusätzlich **rund 75 Minuten Hα**. Insgesamt kommen damit ungefähr **5 h 46 min** zusammen. Die Breitbanddaten liefern Sternfarben, Staubbahnen und das warme Licht des zentralen Sternkörpers; die gesondert integrierte [Hα](#/wissen/wasserstoff)-Aufnahme hebt die Emissionsgebiete hervor. Der große Sternentstehungsring wird zu einer Kette aus H-II-Komplexen, und auch in den äußeren Armen liegen noch leuchtende Knoten. Die auffälligsten sind im Overlay mit ihren Katalognamen markiert – unter anderem nach Walter Baade und Halton Arp (**BA 1-…**). Ein Katalogmarker bedeutet dabei nicht, dass sich jedes darin enthaltene Objekt, etwa ein Supernovaüberrest, auch einzeln auflösen lässt.\n\n**Das Bildfeld.** Die veröffentlichte Fassung umfasst **2,787 × 1,858°** bei **1,568 Bogensekunden pro Pixel** und 6400 × 4267 Pixeln. In der Entfernung von M 31 entspricht das ungefähr **122.000 × 81.000 Lichtjahren**; ein Bildpunkt überspannt rund **19 Lichtjahre**. Das ist der Abbildungsmaßstab, keine Aussage darüber, dass sich einzelne 19 Lichtjahre große Strukturen tatsächlich trennen lassen.\n\n**Warum die Spiralarme Ellipsen sind.** Wir sehen die Scheibe unter etwa **77° Neigung**, also fast von der Kante. Deshalb erscheint die Spirale nicht als offenes Muster, sondern als schmale, ineinandergeschachtelte Ellipsen. Und deshalb sind die Staubbahnen so kontrastreich: Der Blick läuft schräg durch die Scheibe und summiert viel Staub auf derselben Sichtlinie. Die kräftigste Ellipse ist nicht einfach ein einzelner Arm, sondern der **Sternentstehungsring bei rund 10 Kiloparsec** beziehungsweise 33.000 Lichtjahren Radius – die aktivste Zone der Galaxie. Dort konzentrieren sich viele der jungen Sternassoziationen und Emissionsgebiete.\n\n**Der Kern besteht aus drei Teilen.** Im Zentrum sitzt ein Schwarzes Loch von etwa **140 Millionen Sonnenmassen**, rund dreißigmal so massiv wie Sagittarius A* in der Milchstraße. Hubble löste seine Umgebung in die Komponenten P1, P2 und P3 auf:\n\n- **P3** ist eine Scheibe aus mehr als 400 blauen Sternen unmittelbar um das Schwarze Loch, nur etwa ein Lichtjahr groß.\n- **P1 und P2** sind nicht zwei Haufen, sondern die beiden sichtbaren Verdichtungen eines einzigen exzentrischen Rings aus alten roten Sternen.\n\nDas offene Problem daran: Sternentstehung so dicht am Schwarzen Loch sollte durch Gezeitenkräfte erschwert werden. Dass dort trotzdem eine junge blaue Sternscheibe existiert, ist bis heute nicht vollständig erklärt. In diesem Foto bleibt der gesamte Aufbau natürlich unter der Auflösungsgrenze. Ein Lichtjahr in M 31 misst nur ungefähr 0,08 Bogensekunden; auch hundert Stunden Belichtung würden aus dem hellen Kernpunkt keine aufgelöste P1/P2/P3-Struktur machen.\n\n**Zwei Begleiter, zwei sehr verschiedene Rätsel.** M32 und M110 stehen beide im Feld. M32 ist ungewöhnlich kompakt und dicht; möglicherweise ist sie der freigelegte Kern einer früher größeren Galaxie. M110 ist viel diffuser und enthält ausgerechnet Staub und junge Sterne, die man in einer klassischen Zwergelliptischen kaum erwartet. Beide sind wahrscheinlich von der Wechselwirkung mit M 31 geprägt, aber auf gegensätzliche Weise. Ihr glattes Sternlicht unterscheidet sie deutlich von den strukturierten Spiralarmen der großen Nachbarin.\n\n**NGC 206 und die äußere Scheibe.** Südwestlich des Kerns liegt mit NGC 206 eine der größten OB-Assoziationen der Lokalen Gruppe. Ihre blauen Sterne stehen in einer freigeräumten Lücke; die H-II-Komplexe des Südwestarms — Pellet 162, BA 1-318, BA 1-457 und der große Komplex BA 1-363 — liegen ringsum. Im Nordostarm markiert das Overlay die Kette von BA 1-577 bis BA 1-245 und den [Supernovaüberrest](#/wissen/supernovae) neben BA 1-212: Geburtsstätten und Überreste derselben kurzen Lebenszyklen massereicher Sterne.\n\n**Kommt die Kollision überhaupt?** M 31 bewegt sich auf uns zu, und die Verschmelzung mit der Milchstraße galt lange als fast sicher. Eine 2025 veröffentlichte Simulationsstudie mit Gaia-Daten und revidierten Galaxienmassen kommt dagegen nur auf ungefähr **50 % Wahrscheinlichkeit** innerhalb der kommenden zehn Milliarden Jahre. M 33 erhöht in den Modellen die Kollisionschance, die Große Magellansche Wolke lenkt das System eher seitlich ab. 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Aufgenommen wurde zwischen dem **20. August und 6. September 2026** in Friedrichsdorf mit **ZWO ASI2600MC Air am William Optics RedCat 71**, 349 mm Brennweite und Gain 100. Diese Zahlen stammen aus den im neuen Bild eingebetteten Aufnahmemetadaten.\n\n**Separat integriertes Hα ergänzt das Breitbandbild.** Dafür kamen zusätzlich rund **75 Minuten** zusammen; die gesamte Belichtungszeit liegt damit bei ungefähr **5 h 46 min**. Der Hα-Anteil ist als Näherungswert angegeben. Die im Bild eingebettete Liste mit 122 Lights beschreibt den Breitbandanteil, nicht die zusätzliche Hα-Integration. Die Kombination betont Emissionsgebiete; sie ist keine photometrisch kalibrierte Hα-Karte.\n\nDie Bildquelle ist ein neu bearbeitetes AVIF mit HDR-Gain-Map; der Webexport erzeugt daraus getrennte SDR- und HDR-Varianten.\n\n**Astrometrie der aktuellen Galeriequelle:** 6400 × 4267 Pixel, **1,5676″/Pixel**, Bildfeld **2,7868 × 1,8580°**, Drehung **+98,87°**. 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Die hellste Kante des Nordamerikanebels ist keine feste Wolkenoberfläche, sondern eine dünne Übergangszone: UV-Licht ionisiert das Gas an der Vorderseite einer Molekülwolke; bei der Rekombination leuchtet vor allem Hα.\n\nDie eingebuchteten Finger sind dichter als ihre Umgebung und halten der Photoevaporation länger stand. Deshalb bleibt keine glatte Wand, sondern eine Folge aus Säulen, Spitzen und abgerissenen Klumpen. In und hinter dieser Kante entstehen junge Sterne – die Wall ist zugleich Abbruchkante und Baustelle.", "id": "14628f94-5305-4441-93ca-cef449eaedda", "image": { "hdr": [ { "bytes": 66796, "src": "media/ngc7000/crop-14628f94-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 139735, "src": "media/ngc7000/crop-14628f94-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Cygnus Wall — eine Ionisationsfront bei der Arbeit", "pixels": { "height": 1775, "width": 1574 }, "rect": { "height": 0.518939393939394, "width": 0.30673516824085006, "x": 0.1998136806375443, "y": 0.47140335989767806 }, "short_title": "Cygnus Wall", "sky": { "dec_text": "+43° 43′ 02.2″", "height_arcmin": 65.66537360695162, "precision": "exact", "ra_text": "20h 59m 24.58s", "width_arcmin": 58.2294636942771 } }, { "annotations": [], "description_md": "Bildfeld ungefähr **14 × 15 Lichtjahre**. Der interessante Teil liegt direkt hinter den hellen Spitzen: Dichte Klumpen fangen ionisierende Strahlung ab, sodass das Gas in ihrem Windschatten neutraler und dunkler bleibt.\n\nSolche Schatten sind geometrische Pfeile. Verlängert man mehrere Achsen entgegen ihrer Öffnungsrichtung, landet man nicht bei HD 199579 im Norden, sondern in der verdeckten Zone um den Bajamar-Stern. Das Bild allein beweist keine Photonenzahl; die gemeinsame Richtung ist aber genau die Art von Hinweis, die zur Suche hinter LDN 935 führte.", "id": "b013f658-acbd-4307-8918-a5fa6ffb827f", "image": { "hdr": [ { "bytes": 51327, "src": "media/ngc7000/crop-b013f658-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 160632, "src": "media/ngc7000/crop-b013f658-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Ionisationsschatten — wo dichter Staub das UV-Licht abfängt", "pixels": { "height": 576, "width": 652 }, "rect": { "height": 0.16836050234487732, "width": 0.12713068181818182, "x": 0.23448568476977566, "y": 0.5843809954250295 }, "short_title": "Ionisationsschatten", "sky": { "dec_text": "+43° 51′ 01.2″", "height_arcmin": 21.3088761676643, "precision": "exact", "ra_text": "21h 00m 22.15s", "width_arcmin": 24.12046399534223 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Golf von Mexiko — Silhouette, die die Ostkueste zeichnet", "id": "ldn935", "kind": "dark", "label": "LDN 935", "radius": 2.106996, "radius_arcmin": 45.0, "x": 0.105389, "y": 0.559382 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "1RXS J205549.4+435216, O3.5 III(f*)+O8 — der ionisierende Stern, im Staub verborgen", "id": "bajamar", "kind": "star", "label": "Bajamar-Stern", "radius": 0.08428, "radius_arcmin": 1.8, "x": 0.583079, "y": 0.541456 } ], "description_md": "Bildfeld ungefähr **15 × 15 Lichtjahre**. Der Ausschnitt liegt über die astrometrische Lösung auf **2MASS J20555125+4352246**, dem Bajamar-Stern. Optisch wirkt er unspektakulär, weil LDN 935 sein sichtbares Licht um ungefähr neun Größenklassen schwächt. Ohne diesen Staub wäre er einer der auffälligsten Sterne des Feldes.\n\nSpektroskopisch ist er ein sehr frühes O-System mit einer O3.5-Komponente – heiß genug, den überwiegenden Ionisationsbedarf von W80 zu liefern. Dass der wichtigste Stern auf der sichtbaren Landkarte gerade in der dunkelsten Küstenzone steckt, ist der zentrale Witz dieses Nebels: Die Wolke zeichnet nicht nur den Kontinent, sie versteckte auch dessen Lampe.", "id": "df8fe9d1-7bfd-4eca-b458-676e6ccf75c1", "image": { "hdr": [ { "bytes": 18546, "src": "media/ngc7000/crop-df8fe9d1-hdr-577.avif", "width": 577 } ], "sdr": [ { "bytes": 31054, "src": "media/ngc7000/crop-df8fe9d1-577.avif", "width": 577 } ] }, "name": "Der Bajamar-Stern — der Hauptmotor hinter neun Größenklassen Staub", "pixels": { "height": 583, "width": 577 }, "rect": { "height": 0.1703151646333465, "width": 0.11249262101534829, "x": 0.4894236015282802, "y": 0.5598824963087291 }, "short_title": "Bajamar-Stern", "sky": { "dec_text": "+43° 53′ 18.7″", "height_arcmin": 21.56783820442411, "precision": "exact", "ra_text": "20h 56m 01.10s", "width_arcmin": 21.345870744344275 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Radiobezeichnung der gesamten HII-Region", "id": "w80", "kind": "nebula", "label": "W 80", "radius": 1.663057, "radius_arcmin": 111.0, "x": 0.730164, "y": 0.454799 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Golf von Mexiko — Silhouette, die die Ostkueste zeichnet", "id": "ldn935", "kind": "dark", "label": "LDN 935", "radius": 0.674212, "radius_arcmin": 45.0, "x": 0.406876, "y": 0.484776 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Supernova-Ueberrest im Feld", "id": "snr-g084", "kind": "nebula", "label": "SNR G084.2-00.8", "radius": 0.149825, "radius_arcmin": 10.0, "x": 0.988187, "y": 0.805151 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "1RXS J205549.4+435216, O3.5 III(f*)+O8 — der ionisierende Stern, im Staub verborgen", "id": "bajamar", "kind": "star", "label": "Bajamar-Stern", "radius": 0.026968, "radius_arcmin": 1.8, "x": 0.559731, "y": 0.479677 } ], "description_md": "Bildfeld ungefähr **45 × 51 Lichtjahre**. Der Golf von Mexiko und der dunkle Streifen zum Pelikan sind kein Loch im ionisierten Gas, sondern kalter Staub und Molekülgas davor: **LDN 935**.\n\nDas erkennt man an der Sternverteilung. Zur Wolkenmitte hin verschwinden schwächere Hintergrundsterne, die übrigen werden [gerötet](#/wissen/staub). An den Rändern franst der Staub in Filamente aus; dort greifen UV-Strahlung und Sternwinde die Wolke an. Im Infraroten kehrt sich die Lesart teilweise um: Bereiche, die hier schwarz erscheinen, enthalten leuchtende junge Sterne und warme Staubhüllen.", "id": "d5882623-5008-40b9-bb65-44fc1571e35a", "image": { "hdr": [ { "bytes": 70470, "src": "media/ngc7000/crop-d5882623-hdr-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 186511, "src": "media/ngc7000/crop-d5882623-hdr-1800.avif", "width": 1800 } ], "sdr": [ { "bytes": 128884, "src": "media/ngc7000/crop-d5882623-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 373706, "src": "media/ngc7000/crop-d5882623-1800.avif", "width": 1800 } ] }, "name": "LDN 935 — die Wolke, die den Kontinent zeichnet", "pixels": { "height": 2048, "width": 1804 }, "rect": { "height": 0.5987062180243998, "width": 0.35155327626918537, "x": 0.3582404811097993, "y": 0.36491538764266035 }, "short_title": "LDN 935", "sky": { "dec_text": "+43° 50′ 55.5″", "height_arcmin": 75.76489304058418, "precision": "exact", "ra_text": "20h 56m 13.65s", "width_arcmin": 66.73821633067084 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Pelikannebel — dieselbe HII-Region wie NGC 7000", "id": "ic5070", "kind": "nebula", "label": "IC 5070", "radius": 0.785514, "radius_arcmin": 30.0, "x": 0.363871, "y": 0.656249 } ], "description_md": "Bildfeld ungefähr **26 × 26 Lichtjahre**. Am Kopf des Pelikans arbeitet sich eine [Ionisationsfront](#/wissen/ionisationsfronten) in geripptes Molekülgas. Dichte Finger bleiben stehen, ihre Oberflächen leuchten, das abgelöste Material strömt in die H-II-Region.\n\nHier liegt auch **HH 555**, ein bipolarer Jet eines jungen Sterns an der Spitze einer Säule. Bei 2,22″ pro Pixel ist seine Feinstruktur nicht sauber aufgelöst; seine Existenz ist aber wichtig für die Interpretation: Die Säulen sind nicht nur erodierende Reste, sondern beherbergen weiterhin Sternentstehung.", "id": "5988e9cb-c540-4fe4-9c6d-2b636a0a7511", "image": { "hdr": [ { "bytes": 86924, "src": "media/ngc7000/crop-5988e9cb-hdr-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 272023, "src": "media/ngc7000/crop-5988e9cb-hdr-1800.avif", "width": 1800 } ], "sdr": [ { "bytes": 172350, "src": "media/ngc7000/crop-5988e9cb-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 576932, "src": "media/ngc7000/crop-5988e9cb-1800.avif", "width": 1800 } ] }, "name": "Pelikanfront — Photoevaporation, Säulen und junge Sterne", "pixels": { "height": 1022, "width": 1032 }, "rect": { "height": 0.29873665633608815, "width": 0.20116034533648164, "x": 0.7525780327626919, "y": 0.20851678309064672 }, "short_title": "Pelikanfront", "sky": { "dec_text": "+44° 27′ 54.5″", "height_arcmin": 37.80845736693215, "precision": "exact", "ra_text": "20h 50m 29.68s", "width_arcmin": 38.17840313373188 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Radiobezeichnung der gesamten HII-Region", "id": "w80", "kind": "nebula", "label": "W 80", "radius": 1.767116, "radius_arcmin": 111.0, "x": 0.011307, "y": 0.604003 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Pelikannebel — dieselbe HII-Region wie NGC 7000", "id": "ic5070", "kind": "nebula", "label": "IC 5070", "radius": 0.477599, "radius_arcmin": 30.0, "x": 0.648578, "y": 0.295009 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Dunkelwolke noerdlich des Golfs", "id": "ldn933", "kind": "dark", "label": "LDN 933", "radius": 0.17512, "radius_arcmin": 11.0, "x": 0.347046, "y": 0.421437 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Supernova-Ueberrest im Feld", "id": "snr-g084", "kind": "nebula", "label": "SNR G084.2-00.8", "radius": 0.1592, "radius_arcmin": 10.0, "x": 0.285474, "y": 0.882601 } ], "description_md": "Bildfeld ungefähr **51 × 72 Lichtjahre**. Der Pelikan wirkt wie ein eigener Nebel, ist aber die westliche sichtbare Hälfte desselben W80-Komplexes. Seine Kontur entsteht wie beim Nordamerika-Teil aus leuchtenden Fronten und davorliegendem Staub.\n\nDie feine streifige Textur ist keine gleichmäßige Nebelfüllung, sondern ein Gemisch aus Dichteschwankungen, Vordergrundabsorption und projizierten Schalen. Infrarotstudien finden am Pelikankopf Konzentrationen sehr junger Sterne. Die hübsche Vogelform ist damit bloß die zweidimensionale Oberfläche einer aktiven Molekülwolke.", "id": "2e279c4e-87b1-432c-b76f-3c150d2921da", "image": { "hdr": [ { "bytes": 179873, "src": "media/ngc7000/crop-2e279c4e-hdr-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 538835, "src": "media/ngc7000/crop-2e279c4e-hdr-1800.avif", "width": 1800 } ], "sdr": [ { "bytes": 328828, "src": "media/ngc7000/crop-2e279c4e-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 1081376, "src": "media/ngc7000/crop-2e279c4e-1800.avif", "width": 1800 } ] }, "name": "IC 5070 — der Pelikan als zweite Hälfte derselben Blase", "pixels": { "height": 2576, "width": 1698 }, "rect": { "height": 0.7529075735179523, "width": 0.33085149442156225, "x": 0.6111912318577685, "y": 0.182447652852899 }, "short_title": "Pelikan IC 5070", "sky": { "dec_text": "+44° 03′ 00.5″", "height_arcmin": 95.29802952760978, "precision": "exact", "ra_text": "20h 51m 55.86s", "width_arcmin": 62.81679120259373 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Der helle Grat an der 'mexikanischen' Kueste, eine Ionisationsfront", "id": "cygnus-wall", "kind": "nebula", "label": "Cygnus Wall", "radius": 0.558181, "radius_arcmin": 26.3, "x": 0.392354, "y": 0.594414 } ], "description_md": "Bildfeld ungefähr **30 × 31 Lichtjahre**, südlich der Cygnus Wall. Auf engem Raum stehen hier drei verschiedene Ursachen für Dunkelheit.\n\n**Absorption:** Wo zugleich Sterne fehlen, liegt Staub vor dem Hintergrund. **Ionisationsschatten:** Wo Sterne sichtbar bleiben, aber das Gas dunkel wird, kann UV-Licht abgeschirmt sein. **Echte Dichtestruktur:** Helle Filamente markieren die abgetragene Oberfläche der Molekülwolke.\n\nGerade das Nebeneinander schützt vor der einfachen, aber falschen Lesart „dunkel gleich leer“. Das Bild ist eine Überlagerung aus Materie, Beleuchtung und Blickrichtung.", "id": "5fe2d8ee-f6ce-412c-8baf-c87d2687bae9", "image": { "hdr": [ { "bytes": 124044, "src": "media/ngc7000/crop-5fe2d8ee-hdr-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 407483, "src": "media/ngc7000/crop-5fe2d8ee-hdr-1800.avif", "width": 1800 } ], "sdr": [ { "bytes": 213397, "src": "media/ngc7000/crop-5fe2d8ee-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 754125, "src": "media/ngc7000/crop-5fe2d8ee-1800.avif", "width": 1800 } ] }, "name": "Am Wolkenrand — Filamente, Durchblicke und Schatten nebeneinander", "pixels": { "height": 1187, "width": 1274 }, "rect": { "height": 0.3469516594516595, "width": 0.2481737012987013, "x": 0.23747417355371908, "y": 0.5777388843795093 }, "short_title": "Wolkenrand", "sky": { "dec_text": "+43° 40′ 26.7″", "height_arcmin": 43.91256251912765, "precision": "exact", "ra_text": "20h 59m 15.94s", "width_arcmin": 47.13109069028528 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Offener Haufen im Nebelfeld", "id": "ngc6996", "kind": "cluster", "label": "NGC 6996", "radius": 0.113423, "radius_arcmin": 8.0, "x": 0.576691, "y": 0.936407 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Offener Haufen, oft mit NGC 6996 verwechselt", "id": "ngc6997", "kind": "cluster", "label": "NGC 6997", "radius": 0.085776, "radius_arcmin": 6.05, "x": 0.577179, "y": 0.909878 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "O6.5 V — sichtbare zweite UV-Quelle im W80-Komplex; lokal bedeutsam, aber nicht der dominante Ionisationsmotor", "id": "hd199579", "kind": "star", "label": "HD 199579", "radius": 0.02552, "radius_arcmin": 1.8, "x": 0.562159, "y": 0.486311 } ], "description_md": "Bildfeld ungefähr **48 × 27 Lichtjahre**. Der helle blaue Stern nahe der Mitte ist **HD 199579**, astrometrisch ein O6.5-V-Stern bei RA 20h 56m 34,8s und Dec +44° 55′ 29″. Er ist physisch mit dem jungen NAP-System verbunden und liefert zweifellos ionisierende UV-Strahlung in seiner Umgebung.\n\n1952 galt er deshalb als Lösung des großen Rätsels: Vielleicht beleuchtet dieser sichtbare O-Stern den gesamten Nordamerika-/Pelikan-Komplex. Die Frontengeometrie widersprach jedoch. Mehrere helle Ränder sind nicht auf HD 199579 ausgerichtet, und für das Gesamtspektrum wurde eine frühere O-Klasse benötigt.\n\nDie naheliegende Lesart „weitere Ionisationsfront, anderer Stern“ trifft den lokalen Befund. Wissenschaftlich sauberer ist die Einschränkung: **eine zweite UV-Quelle innerhalb desselben Komplexes**, nicht nachgewiesen ein unabhängiger zweiter H-II-Nebel. Der dominante Motor von W80 bleibt der stärker verdeckte Bajamar-Stern.", "id": "cc0177d6-d35a-4be9-9d2b-04cc395670ea", "image": { "hdr": [ { "bytes": 36842, "src": "media/ngc7000/crop-cc0177d6-hdr-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 101534, "src": "media/ngc7000/crop-cc0177d6-hdr-1800.avif", "width": 1800 } ], "sdr": [ { "bytes": 88783, "src": "media/ngc7000/crop-cc0177d6-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 264262, "src": "media/ngc7000/crop-cc0177d6-1800.avif", "width": 1800 } ] }, "name": "HD 199579 und die Nordfront — zweite UV-Quelle, aber nicht zweiter Hauptmotor", "pixels": { "height": 1089, "width": 1907 }, "rect": { "height": 0.3183847402597403, "width": 0.37150420602125156, "x": 0.29847992916174737, "y": 0.0 }, "short_title": "HD 199579 & Nordfront", "sky": { "dec_text": "+44° 55′ 00.8″", "height_arcmin": 40.28709400449032, "precision": "exact", "ra_text": "20h 56m 59.60s", "width_arcmin": 70.54865772870804 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Radiobezeichnung der gesamten HII-Region", "id": "w80", "kind": "nebula", "label": "W 80", "radius": 0.851364, "radius_arcmin": 111.0, "x": 0.577889, "y": 0.587761 }, { "catalogue": "target-library", "detail": "Nordamerikanebel", "id": "ngc7000", "kind": "emission_nebula", "label": "NGC 7000", "radius": 0.460197, "radius_arcmin": 60.0, "x": 0.20283, "y": 0.19096 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Golf von Mexiko — Silhouette, die die Ostkueste zeichnet", "id": "ldn935", "kind": "dark", "label": "LDN 935", "radius": 0.345148, "radius_arcmin": 45.0, "x": 0.412389, "y": 0.612219 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Pelikannebel — dieselbe HII-Region wie NGC 7000", "id": "ic5070", "kind": "nebula", "label": "IC 5070", "radius": 0.230098, "radius_arcmin": 30.0, "x": 0.884915, "y": 0.270736 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Der helle Grat an der 'mexikanischen' Kueste, eine Ionisationsfront", "id": "cygnus-wall", "kind": "nebula", "label": "Cygnus Wall", "radius": 0.20172, "radius_arcmin": 26.3, "x": 0.170031, "y": 0.78776 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Dunkelwolke noerdlich des Golfs", "id": "ldn933", "kind": "dark", "label": "LDN 933", "radius": 0.084369, "radius_arcmin": 11.0, "x": 0.739642, "y": 0.40045 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Supernova-Ueberrest im Feld", "id": "snr-g084", "kind": "nebula", "label": "SNR G084.2-00.8", "radius": 0.076699, "radius_arcmin": 10.0, "x": 0.709978, "y": 0.8736 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Offener Haufen im Nebelfeld", "id": "ngc6996", "kind": "cluster", "label": "NGC 6996", "radius": 0.06136, "radius_arcmin": 8.0, "x": 0.429053, "y": 0.12571 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Offener Haufen, oft mit NGC 6996 verwechselt", "id": "ngc6997", "kind": "cluster", "label": "NGC 6997", "radius": 0.046403, "radius_arcmin": 6.05, "x": 0.429318, "y": 0.1142 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "1RXS J205549.4+435216, O3.5 III(f*)+O8 — der ionisierende Stern, im Staub verborgen", "id": "bajamar", "kind": "star", "label": "Bajamar-Stern", "radius": 0.013806, "radius_arcmin": 1.8, "x": 0.490639, "y": 0.608058 } ], "description_md": "Bildfeld ungefähr **88 × 62 Lichtjahre**. Dieser Überblick enthält die beiden O-Sterne und macht verständlich, warum die historische Suche so schwierig war. **HD 199579** steht hell und offen im nördlichen Feld; der energiereichere **Bajamar-Stern** sitzt weiter südlich hinter der dunklen LDN-935-Zone.\n\nDie Versuchung liegt nahe, jeder hellen Front ihre eigene Lampe zuzuordnen. In einer dreidimensionalen Blase ist das aber nicht eindeutig: Vorder- und Rückseiten überlagern sich, Staub schneidet Sichtlinien ab, und beide O-Sterne können lokal beitragen. Entscheidend ist die Gesamtheit aus Spektralklasse, benötigtem Ionisationsfluss und Ausrichtung vieler Ränder. Sie macht Bajamar zum Hauptmotor, ohne HD 199579 physikalisch bedeutungslos zu machen.\n\nDer Ausschnitt ist deshalb weniger ein „schönes Gesamtbild“ als eine kleine Argumentkarte: zwei Quellen, zwei auffällige Frontenzonen, eine gemeinsame W80-Blase und die Dunkelwolke als Formgeberin dazwischen.", "id": "3e620f38-f7bf-4323-8519-887164344330", "image": { "hdr": [ { "bytes": 62381, "src": "media/ngc7000/crop-3e620f38-hdr-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 164040, "src": "media/ngc7000/crop-3e620f38-hdr-1800.avif", "width": 1800 } ], "sdr": [ { "bytes": 117891, "src": "media/ngc7000/crop-3e620f38-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 347992, "src": "media/ngc7000/crop-3e620f38-1800.avif", "width": 1800 } ] }, "name": "W80 im Zusammenhang — Bajamar, HD 199579 und beide Frontensysteme", "pixels": { "height": 2510, "width": 3524 }, "rect": { "height": 0.73383310581464, "width": 0.6867252066115703, "x": 0.2180812795159386, "y": 0.20588750737898462 }, "short_title": "Gesamtübersicht W80", "sky": { "dec_text": "+44° 02′ 23.2″", "height_arcmin": 92.85638746673159, "precision": "exact", "ra_text": "20h 55m 43.36s", "width_arcmin": 130.36888822022397 } } ], "description_md": "Man braucht nicht viel Fantasie, um in diesem Nebel eine Landkarte zu sehen: links Nordamerika mit Golfküste und Mittelamerika, rechts ein Pelikan mit Schnabel und Nacken. Die schönste Pointe daran ist, dass fast keine dieser Küsten aus einem wirklichen Rand besteht. **Dunkler Staub liegt vor leuchtendem Gas und zeichnet die Kontinente als Silhouette.** Das Weltall liefert den roten Hintergrund; LDN 935 spielt den Kartografen.\n\nWilliam Herschel entdeckte die ausgedehnte Nebulosität 1786, sah im Teleskop aber noch keinen Kontinent. Erst Max Wolfs lang belichtete Fotoplatte von 1890 machte die Form deutlich genug, dass er sie „America Nebula“ nannte. Die Fotografie erfand den Nebel nicht, aber sie erfand seinen bis heute gebräuchlichen Anblick. Ein passender Funfact: Der moderne Name **Bajamar-Stern** bedeutet sinngemäß Niedrigwasser. Der Stern liegt auf der Himmelskarte ausgerechnet vor der vermeintlichen Küste Floridas beziehungsweise bei den „Bahamas“.\n\n**Ein Nebel mit mehreren Etiketten.** NGC 7000 bezeichnet den hellen Nordamerika-Teil, IC 5070 den Pelikan. Physikalisch gehören beide zur ausgedehnten [H-II-Region](#/wissen/wasserstoff) **Sh2-117 / W80**. Die dunkle Trennung ist kein leerer Zwischenraum, sondern der Vordergrundkomplex **LDN 935** aus kaltem Staub und Molekülgas. Bei einer heutigen Gaia-basierten Entfernung von grob 700 bis 800 pc spannt das astrometrisch gelöste Bildfeld von **3,164 × 2,109°** ungefähr **130 × 86 Lichtjahre**. Das Panorama ist also keine Ansammlung kleiner Einzelnebel, sondern ein Querschnitt durch eine Sternentstehungslandschaft.\n\n**115 Jahre lang suchte man die falsche Lampe.** Deneb war der erste prominente Verdächtige, ist als A-Überriese aber nicht heiß genug. 1952 rückte **HD 199579** in den Mittelpunkt: ein heller O6.5-V-Stern im nördlichen Bildteil, energiereich genug, seine Umgebung zu ionisieren. Nur passten die Richtungen der hellen Ränder nicht zu ihm, und das Spektrum des Gesamtnebels verlangte eine noch frühere O-Klasse. George Herbig folgerte 1958 deshalb, der wahre Motor müsse hinter LDN 935 verborgen sein.\n\n2005 fanden Comerón und Pasquali dort **2MASS J20555125+4352246**, heute Bajamar-Stern: ein extrem heißes, stark gerötetes O-System. Neuere Spektroskopie beschreibt es als Doppelstern mit einer sehr frühen O3.5-Komponente. Der Staub schwächt sein sichtbares Licht um ungefähr neun Größenklassen – mehrere tausendfach. Ein unscheinbarer Punkt im Bild liefert trotzdem den größten Anteil der ionisierenden Photonen für einen Komplex von über hundert Lichtjahren. Gaia zeigt außerdem, dass Bajamar und HD 199579 beide zum jungen System gehören und sich relativ zu ihren Geburtsgruppen bewegen. Die korrekte Kurzfassung lautet daher: **zwei reale O-Sterne im Feld, aber Bajamar als Hauptmotor von W80**.\n\n**Die Nebelkanten sind ein physikalisches Diagramm.** An der Cygnus Wall trifft UV-Strahlung auf dichtes Molekülgas. Die dünne Grenzschicht leuchtet hell in Hα, während dichtere Klumpen langsamer abgetragen werden und als Säulen, Finger und kometenartige Globulen stehen bleiben. Hinter ihnen entstehen Ionisationsschatten. Ihre Achsen zeigen – wie Schlagschatten – von der dominanten Lichtquelle weg. Genau diese Geometrie war ein entscheidender Hinweis darauf, dass HD 199579 allein nicht die ganze Szene erklären kann.\n\nDie Dunkelwolke ist dabei keineswegs nur Bühnenvorhang. In ihrem „Golf von Mexiko“ sitzen hunderte junge Sterne, Jets und [Herbig-Haro-Objekte](#/wissen/sternentstehung). Molekülgasbeobachtungen zeigen Wolkengruppen auf Vorder- und Rückseite der W80-Blase; manche werden von der Expansion weggeschoben, andere bewegen sich auf die Blase zu. Das flache Foto zeigt davon nur die Projektion, aber die zerfransten Ränder und hellen Fronten sind die sichtbare Haut dieser dreidimensionalen Wechselwirkung.\n\n**Was die Farben bedeuten.** Rot ist Hα, das kühle Blau O III — die zwei Fenster des [Duo-Band-Filters](#/wissen/farben). 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Die 27- und 20-Frame-Master bleiben damit eigenständige, nachvollziehbare Eingangswahrheiten.\n\nDas Rendering trennt Sterne und Nebel, reduziert den Grünüberschuss multiplikativ und übernimmt Farbcharakter sowie Tonwert aus der aktualisierten Photoshop-Referenz. Die Sternfarben wurden aus Gaia-DR3-BP−RP auf die exakt neu gelöste Sternebene übertragen; dabei blieb ihre Luminanz bis auf maximal 1,19 × 10⁻⁷ unverändert. Sternlose Ebene und Gaia-Sterne wurden zum 32-Bit-HDR-Final kombiniert und auf 5132 × 3421 Pixel beschnitten. Die Webfassung ist ein 10-Bit-AVIF mit HDR-Gain-Map; die Duo-Band-Farbbalance bleibt gestalterisch und ist kein photometrisches Hα/O-III-Verhältnis.\n\nDie Galeriequelle wurde separat gelöst: Bildmitte RA **20h 56m 47,6s**, Dec **+44° 10′ 02,5″**, Maßstab **2,2197″/Pixel**, Feld **3,164 × 2,109°**, Drehung **−1,08°**, 2.649 Referenzsterne und 0,540″ RMS-Restfehler. Die Rahmen der neun Ausschnitte und die Katalogmarkierungen beziehen sich auf diese Gesamtansicht.\n\n**Neue Detailquelle:** Die Ausschnitte „Ionisationsschatten“ und „Am Wolkenrand“ verwenden eine gesonderte Aufnahme vom **20. September 2026** mit **ZWO ASI2600MC Air am Askar 120 APO mit 1×-Flattener**, rund **841 mm Brennweite**, Duo-Band-Filter und Gain 100. Dafür wurden **24 × 300 s**, insgesamt **2 Stunden**, integriert. Die Detaildatei misst **4094 × 6181 Pixel** bei astrometrisch **0,9219″/Pixel**; die Lösung verwendet 1.748 Referenzsterne bei 0,329″ RMS. Sie wird in die auf der Gesamtansicht festgelegten Ausschnitte projiziert. Nicht von dieser Aufnahme abgedeckte Bereiche bleiben schwarz. 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Ihre warmen Farbtöne kontrastieren mit dem bläulichen Licht der umgebenden Sternassoziationen. Die Markierungen unterscheiden die katalogisierten Nebel von Sternen und weiteren Objekten auf derselben Sichtlinie.", "id": "eb837525-c9af-43b3-aaa3-5328668d8bc2", "image": { "hdr": [ { "bytes": 175040, "src": "media/m-33/crop-eb837525-hdr-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 594720, "src": "media/m-33/crop-eb837525-hdr-1800.avif", "width": 1800 } ], "sdr": [ { "bytes": 317749, "src": "media/m-33/crop-eb837525-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 1104441, "src": "media/m-33/crop-eb837525-1800.avif", "width": 1800 } ] }, "name": "NGC 604 und NGC 595", "pixels": { "height": 2010, "width": 1884 }, "rect": { "height": 0.6042878927383477, "width": 0.34423184233886767, "x": 0.4017044259938896, "y": 0.22313135615164306 }, "short_title": "NGC 604 und NGC 595", "sky": { "dec_text": "+30° 46′ 14.6″", "height_arcmin": 23.796103946035714, "precision": "exact", "ra_text": "01h 33m 52.33s", "width_arcmin": 22.30440787777676 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Zweitleuchtkraeftigste HII-Region der Lokalen Gruppe, rund 1500 Lichtjahre Durchmesser, ueber 200 O- und WR-Sterne", "id": "ngc604", "kind": "nebula", "label": "NGC 604", "radius": 0.03506, "radius_arcmin": 0.95, "x": 0.083731, "y": 0.180052 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "HII-Region noerdlich des Kerns, dicht bei NGC 604", "id": "ic143", "kind": "nebula", "label": "IC 143", "radius": 0.023989, "radius_arcmin": 0.65, "x": 0.028228, "y": 0.331533 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "HII-Region im noerdlichen Aussenarm", "id": "ic133", "kind": "nebula", "label": "IC 133", "radius": 0.022143, "radius_arcmin": 0.6, "x": 0.156358, "y": 0.789851 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "H-II-Region am oberen Rand des Nordarm-Ausschnitts", "id": "bclmp657", "kind": "nebula", "label": "BCLMP 657", "radius": 0.016607, "radius_arcmin": 0.45, "x": 0.397726, "y": 0.114403 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Leuchtender H-II-Knoten im oberen Teil des nördlichen Außenarms", "id": "lhk2017-369", "kind": "nebula", "label": "[LHK2017] 369", "radius": 0.016607, "radius_arcmin": 0.45, "x": 0.560424, "y": 0.285121 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Kompakte H-II-Region im nördlichen Außenarm von M 33", "id": "bclmp652", "kind": "nebula", "label": "BCLMP 652", "radius": 0.014762, "radius_arcmin": 0.4, "x": 0.448536, "y": 0.266291 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Knoten im noerdlichen Aussenarm; historisch als Nebelfleck katalogisiert, SIMBAD fuehrt ihn heute als Stern", "id": "ic134", "kind": "star", "label": "IC 134", "radius": 0.012917, "radius_arcmin": 0.35, "x": 0.209458, "y": 0.731391 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Aeusserste der hellen HII-Regionen, 18,7' noerdlich des Kerns", "id": "ic132", "kind": "nebula", "label": "IC 132", "radius": 0.012548, "radius_arcmin": 0.34, "x": 0.289477, "y": 0.821433 } ], "description_md": "Der Ausschnitt verfolgt den Übergang zu schwächeren Teilen der Scheibe. Neben IC 132 und IC 133 liegen die katalogisierten Komplexe BCLMP 652 und BCLMP 657 im Feld. Abnehmende Flächenhelligkeit ist kein scharfer physischer Rand der Galaxie.", "id": "53c32f74-fd0e-4405-9fda-7e45b0a51f2d", "image": { "hdr": [ { "bytes": 167056, "src": "media/m-33/crop-53c32f74-hdr-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 665887, "src": "media/m-33/crop-53c32f74-hdr-1800.avif", "width": 1800 } ], "sdr": [ { "bytes": 235424, "src": "media/m-33/crop-53c32f74-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 978685, "src": "media/m-33/crop-53c32f74-1800.avif", "width": 1800 } ] }, "name": "Nordarm und äußere Emissionsgebiete", "pixels": { "height": 2399, "width": 2289 }, "rect": { "height": 0.7209959989961535, "width": 0.4182666370953033, "x": 0.5817333629046967, "y": 0.1894705082876638 }, "short_title": "Nordarm und äußere Emissionsgebiete", "sky": { "dec_text": "+31° 00′ 08.0″", "height_arcmin": 28.401419585343127, "precision": "exact", "ra_text": "01h 34m 03.47s", "width_arcmin": 27.099145240037686 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "A3, 8,09 mag, Mehrfachsystem — Vordergrundstern der Milchstrasse, 792 Lichtjahre und damit rund 3500-mal naeher als M 33", "id": "hd9483", "kind": "star", "label": "HD 9483", "radius": 0.062665, "radius_arcmin": 1.0, "x": 0.64607, "y": 0.51051 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "H-II-Komplex im südlichen Außenarm; deckt VGHC 2-46/2-52 und BCLMP 249 ab, enthält den Wolf-Rayet-Stern LGGS J013339.70+302102.1 (WNE) und die Infrarotquelle IRAS 01308+3005", "id": "bclmp250", "kind": "nebula", "label": "BCLMP 250", "radius": 0.053265, "radius_arcmin": 0.85, "x": 0.500054, "y": 0.444997 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "H-II-Region am Rand des südlichen Arms, auch [LHK2017] 91", "id": "bclmp257", "kind": "nebula", "label": "BCLMP 257", "radius": 0.031332, "radius_arcmin": 0.5, "x": 0.569018, "y": 0.819037 } ], "description_md": "Die Markierungen identifizieren die Emissionskomplexe BCLMP 250 und BCLMP 257 sowie den Vordergrundstern HD 9483. Der Stern gehört zur Milchstraße; seine scheinbare Nähe zu den Gaswolken von M 33 ist eine Überlagerung entlang unserer Sichtlinie.", "id": "d645a1bf-94ad-4810-9b85-cefd3fce090d", "image": { "hdr": [ { "bytes": 198991, "src": "media/m-33/crop-d645a1bf-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 339388, "src": "media/m-33/crop-d645a1bf-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "BCLMP 250 und HD 9483", "pixels": { "height": 1457, "width": 1348 }, "rect": { "height": 0.4378877175471554, "width": 0.24633261771433487, "x": 0.05935060158225527, "y": 0.24514403795391726 }, "short_title": "BCLMP 250 und HD 9483", "sky": { "dec_text": "+30° 21′ 02.7″", "height_arcmin": 17.249215646454743, "precision": "exact", "ra_text": "01h 33m 35.33s", "width_arcmin": 15.958780158833902 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "HII-Region im westlichen Arm; SIMBAD fuehrt sie als VGHC 2-22", "id": "ngc592", "kind": "nebula", "label": "NGC 592", "radius": 0.027785, "radius_arcmin": 0.63, "x": 0.953986, "y": 0.080044 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "HII-Region am westlichen Rand der Scheibe, 14' vom Kern", "id": "ngc588", "kind": "nebula", "label": "NGC 588", "radius": 0.022052, "radius_arcmin": 0.5, "x": 0.898713, "y": 0.559585 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "H-II-Region am Westrand der Scheibe; 15″ und 25″ daneben zwei Wolf-Rayet-Sterne (WN3, WN2), in 26″ der Überrest [DGG95] 48", "id": "bclmp274", "kind": "nebula", "label": "BCLMP 274", "radius": 0.017641, "radius_arcmin": 0.4, "x": 0.693917, "y": 0.737477 } ], "description_md": "Die breitere Ansicht verbindet mehrere Emissionsgebiete im äußeren Scheibenbereich. NGC 588, NGC 592 und BCLMP 274 sind im Overlay bezeichnet. Die rötlichen Knoten und das umgebende Sternlicht erzählen unterschiedliche Teile derselben galaktischen Struktur.", "id": "0bb91aed-d44f-481d-94b8-e5c4430ce8c5", "image": { "hdr": [ { "bytes": 85838, "src": "media/m-33/crop-0bb91aed-hdr-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 349017, "src": "media/m-33/crop-0bb91aed-hdr-1800.avif", "width": 1800 } ], "sdr": [ { "bytes": 131447, "src": "media/m-33/crop-0bb91aed-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 518063, "src": "media/m-33/crop-0bb91aed-1800.avif", "width": 1800 } ] }, "name": "NGC 588, NGC 592 und BCLMP 274", "pixels": { "height": 999, "width": 1915 }, "rect": { "height": 0.30012391181318776, "width": 0.35000164463188244, "x": 0.09659118082653373, "y": 0.669365624417889 }, "short_title": "NGC 588, NGC 592 und BCLMP 274", "sky": { "dec_text": "+30° 29′ 56.8″", "height_arcmin": 11.827018826910288, "precision": "exact", "ra_text": "01h 32m 38.53s", "width_arcmin": 22.6714124659992 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "HII-Region im westlichen Arm; SIMBAD fuehrt sie als VGHC 2-22", "id": "ngc592", "kind": "nebula", "label": "NGC 592", "radius": 0.043169, "radius_arcmin": 0.63, "x": 0.905283, "y": 0.394685 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "HII-Region am westlichen Rand der Scheibe, 14' vom Kern", "id": "ngc588", "kind": "nebula", "label": "NGC 588", "radius": 0.034261, "radius_arcmin": 0.5, "x": 0.819408, "y": 0.903982 } ], "description_md": "Zwei katalogisierte Sternentstehungsgebiete in ihrem Umfeld: NGC 592 und NGC 588. Ihre Helligkeit und Form unterscheiden sich, obwohl beide zur Scheibe von M 33 gehören. Die Kreise helfen beim Auffinden und sind keine gemessenen Nebelgrenzen.", "id": "c34621a6-db0d-40ae-8871-7dbf03ab5da8", "image": { "hdr": [ { "bytes": 123340, "src": "media/m-33/crop-c34621a6-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 228502, "src": "media/m-33/crop-c34621a6-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "NGC 592 und NGC 588", "pixels": { "height": 940, "width": 1233 }, "rect": { "height": 0.28258972861675613, "width": 0.22527533704007363, "x": 0.22654994548501445, "y": 0.5818546449705161 }, "short_title": "NGC 592 und NGC 588", "sky": { "dec_text": "+30° 33′ 18.8″", "height_arcmin": 11.128526223519192, "precision": "exact", "ra_text": "01h 33m 00.42s", "width_arcmin": 14.597311525105491 } } ], "description_md": "**M 33, die Dreiecksgalaxie**, liegt außerhalb unserer Milchstraße und gehört mit ihr und M 31 zur Lokalen Gruppe. Ihr vergleichsweise offener Anblick macht die Scheibe zu einem anschaulichen Gegenstück zur stark geneigten Andromedagalaxie. Ein ausgeprägter klassischer Bulge fehlt; das helle Zentrum geht in eine ausgedehnte, fein strukturierte Sternscheibe über.\n\n**Blaue Arme, dunkler Staub und rosa Gaswolken.** Die Aufnahme zeigt helle Sternassoziationen und unregelmäßige Staubbahnen zwischen den Armen. Rötliche Knoten markieren leuchtende H-II-Gebiete. Besonders auffällig ist NGC 604; NGC 595, NGC 592 und NGC 588 gehören zu weiteren katalogisierten Sternentstehungsgebieten. Das Bild zeigt deren Licht und Struktur, keine quantitative Messung ihrer Gasmasse oder Sternentstehungsrate.\n\n**Eine neue Aufnahmefassung mit gemischter Herkunft.** Das aktuelle Mosaik entstand überwiegend mit der **ASI585MC Air am Askar 120APO bei 840 mm Brennweite**. Im linken Bildbereich ist weiterhin **ein Panel des GSO-Newtons mit 800 mm** enthalten. Die Teleskopzuordnung wurde vom Fotografen bestätigt.\n\nSechs Ausschnitte erschließen die innere Scheibe, die großen Emissionsgebiete und schwächere Außenbereiche. Die Objektmarkierungen werden mit der astrometrischen Lösung der aktuellen Datei berechnet. Mehr zum Aufbau solcher Sternsysteme findest du unter [Galaxientypen](#/wissen/galaxientypen) und [Galaxienentwicklung](#/wissen/galaxienentwicklung).", "focus": { "x": 0.5547, "y": 0.4047 }, "geometry": { "dec_deg": 30.68932725741078, "dec_text": "+30° 41′ 21.6″", "field_height_deg": 0.6564646586107863, "field_width_deg": 1.0797038208350533, "orientation": "Norden rechts", "pixel_scale_arcsec": 0.710331461075693, "precision": "exact", "ra_deg": 23.464835933155598, "ra_text": "01h 33m 51.56s", "rms_arcsec": 0.2740933746326212, "rotation_deg": 103.70712103239632, "solver": "PixInsight ImageSolver 6.4.2", "source": "plate-solve", "star_count": 176, "wcs": { "cd": [ [ 4.676117004602372e-05, 0.00019169747615385734 ], [ 0.00019169081729848825, -4.675428353071367e-05 ] ], "crpix": [ 2736.8417404698753, 1663.612957695982 ], "crval": [ 23.46483620622656, 30.6893267937348 ], "height": 3327, "width": 5472 } }, "hdr": true, "hdr_detail": { "dtype": "float32 (HdrDecode)", "fraction_above_white": 0.028734, "peak_vs_sdr_white": 3.699, "profile": "AVIF, Gain-Map angewandt (Quelle unbekannt)", "transfer": "linear" }, "headline": "M 33 — Spiralarme und Sternfabriken im Askar-Mosaik", "image": { "hdr": [ { "bytes": 211495, "src": "media/m-33/full-hdr-1280.avif", "width": 1280 }, { "bytes": 466513, "src": "media/m-33/full-hdr-2048.avif", "width": 2048 }, { "bytes": 1617090, "src": "media/m-33/full-hdr-3840.avif", "width": 3840 } ], "height": 3327, "navigator": { "bytes": 105939, "src": "media/m-33/navigator-720.avif", "width": 720 }, "navigator_gain": { "bytes": 20860, "src": "media/m-33/navigator-gain-1024.webp", "stops": 4.0, "width": 1024 }, "poster_hdr": [ { "bytes": 81299, "src": "media/m-33/poster-hdr-720.avif", "width": 720 } ], "poster_sdr": [ { "bytes": 105939, "src": "media/m-33/poster-720.avif", "width": 720 } ], "sdr": [ { "bytes": 291059, "src": "media/m-33/full-1280.avif", "width": 1280 }, { "bytes": 683538, "src": "media/m-33/full-2048.avif", "width": 2048 }, { "bytes": 2494543, "src": "media/m-33/full-3840.avif", "width": 3840 } ], "width": 5472 }, "lunar": null, "object_kind": "galaxy", "processing_md": "**Optik und Kamera.** Überwiegend Askar 120APO, **840 mm**, mit **ZWO ASI585MC Air**. Eine Newton-Kachel mit **800 mm** bleibt im linken Mosaikbereich erhalten.\n\n**Aufnahmebilanz.** Die eingebetteten Quelldaten dokumentieren 249 Lights mit 42.540 s aus dem September 2026. Eine vollständige, getrennt abgeglichene Belichtungsbilanz aller Mosaikpanels liegt hier nicht vor; deshalb wird keine Gesamtbelichtungszeit für das Mosaik angegeben.\n\n**Aktuelle Ausgabe.** Die veröffentlichungsfertige AVIF-Fassung misst **5472 × 3327 Pixel**. Ihr eigener Plate-Solve liefert **0,7103″/Pixel**, ein Bildfeld von **1,080° × 0,656°** und 176 Referenzsterne bei **0,274″ RMS**. Die 0,355″/Pixel aus den übernommenen Quelldaten beschreiben nicht das Raster dieser verkleinerten Endfassung. Ausschnitte und Overlays verwenden die Lösung der aktuellen Datei. Die HDR-Gain-Map und die SDR-Darstellung bleiben erhalten.", "rating": null, "science_links": [ { "title": "NASA/Hubble: Messier 33", "url": "https://science.nasa.gov/mission/hubble/science/explore-the-night-sky/hubble-messier-catalog/messier-33/" } ], "slug": "m-33", "source_file": "PiMagic-M_33-2026-09-18-01-25-51_rop_2_resize.avif", "target": "M 33", "translation": { "complete": true, "fell_back": [], "lang": "de", "primary": true, "stale": [] } }, { "acquisition": { "date_end": "2026-09-10", "date_source": "embedded-xmp", "date_start": "2026-08-31", "filter": "Duo-Band", "frame_count": 69, "instrument": "ZWO ASI2600MC Air", "location": "Friedrichsdorf · DE", "pixel_scale_arcsec": 2.222, "session_count": 4, "target_name": "IC1396A", "telescope": "William Optics RedCat 71", "total_exposure_seconds": 18180.0 }, "annotations": [ { "catalogue": "target-library", "detail": "Elefantenrüsselnebel (Region)", "id": "ic1396", "kind": "emission_nebula", "label": "IC 1396", "radius": 0.390299, "radius_arcmin": 85.0, "x": 0.489342, "y": 0.540937 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Elefantenrüssel — kometarische Globule und Ionisationsfront in IC 1396", "id": "ic1396a", "kind": "nebula", "label": "IC 1396A", "radius": 0.025255, "radius_arcmin": 5.5, "x": 0.502649, "y": 0.650878 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Teil der südlichen Dunkelwand von IC 1396", "id": "ldn1087", "kind": "nebula", "label": "LDN 1087", "radius": 0.022959, "radius_arcmin": 5.0, "x": 0.242778, "y": 0.750735 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Teil der südlichen Dunkelwand von IC 1396", "id": "ldn1088", "kind": "nebula", "label": "LDN 1088", "radius": 0.022959, "radius_arcmin": 5.0, "x": 0.14692, "y": 0.62232 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Dunkelwolke am Südostrand von IC 1396 — die drachenförmige schwarze Silhouette dieses Feldes", "id": "b163", "kind": "nebula", "label": "Barnard 163", "radius": 0.020663, "radius_arcmin": 4.5, "x": 0.271064, "y": 0.38987 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Dunkelwolke, auch LDN 1111 — die kompakteste Staubinsel im Nordosten des Feldes", "id": "b161", "kind": "nebula", "label": "Barnard 161", "radius": 0.018367, "radius_arcmin": 4.0, "x": 0.575976, "y": 0.455914 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Dunkelwolke in der südlichen Dunkelwand von IC 1396", "id": "b162", "kind": "nebula", "label": "Barnard 162", "radius": 0.018367, "radius_arcmin": 4.0, "x": 0.160671, "y": 0.458093 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Dunkelwolke am Südwestrand des Feldes", "id": "b365", "kind": "nebula", "label": "Barnard 365", "radius": 0.018367, "radius_arcmin": 4.0, "x": 0.291053, "y": 0.781797 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Lynds-Dunkelwolke im Südwesten von IC 1396", "id": "ldn1085", "kind": "nebula", "label": "LDN 1085", "radius": 0.018367, "radius_arcmin": 4.0, "x": 0.306946, "y": 0.851991 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Dunkelwolke am Nordostrand von IC 1396", "id": "ldn1130", "kind": "nebula", "label": "LDN 1130", "radius": 0.018367, "radius_arcmin": 4.0, "x": 0.701865, "y": 0.226756 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Dunkelwolke am Nordrand des Bildfelds, 7' (Dutra & Bica 2002)", "id": "ldn1112", "kind": "nebula", "label": "LDN 1112", "radius": 0.016071, "radius_arcmin": 3.5, "x": 0.650304, "y": 0.546903 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Globule C aus Pottaschs Katalog derselben Region — der Rüssel ist IC 1396 A", "id": "ic1396c", "kind": "nebula", "label": "IC 1396 C", "radius": 0.013775, "radius_arcmin": 3.0, "x": 0.670883, "y": 0.805251 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Dunkelwolke nördlich des Haufenzentrums", "id": "ldn1110", "kind": "nebula", "label": "LDN 1110", "radius": 0.013775, "radius_arcmin": 3.0, "x": 0.600611, "y": 0.500941 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Südwestlicher Ausläufer des Barnard-163-Komplexes", "id": "b163sw", "kind": "nebula", "label": "Barnard 163SW", "radius": 0.013775, "radius_arcmin": 3.0, "x": 0.24581, "y": 0.437932 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Hell berandete Globule mit dem Herbig-Haro-Ausflusskomplex HH 588 — aktive Sternentstehung in der Südwand", "id": "sfo37", "kind": "nebula", "label": "SFO 37 · HH 588", "radius": 0.013775, "radius_arcmin": 3.0, "x": 0.238508, "y": 0.487963 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Dunkelwolke am Nordrand des Rüssels, 5,5' (Dutra & Bica 2002)", "id": "ldn1105", "kind": "nebula", "label": "LDN 1105", "radius": 0.012627, "radius_arcmin": 2.75, "x": 0.517529, "y": 0.636119 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Kompakte Dunkelwolke im östlichen IC-1396-Feld; 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Die dem Zentralstern zugewandte Kante glimmt als schmaler heller Saum: Dort frisst sich die Ionisationsfront ins Gas, und der Abstrom der verdampfenden Oberfläche leuchtet selbst.\n\nDahinter bleibt der Kern schwarz. Genau diese Arbeitsteilung — außen brennen, innen abschirmen — ist der Grund, warum die Säule überhaupt existiert: Sie ist der Schatten ihres eigenen dichten Kopfes, in dem das Gas vor dem Sternwind in Deckung liegt.", "id": "17146eb7-8b9c-4cb4-a8a7-043a3fb2df9d", "image": { "hdr": [ { "bytes": 78986, "src": "media/ic1396a/crop-17146eb7-hdr-829.avif", "width": 829 } ], "sdr": [ { "bytes": 191616, "src": "media/ic1396a/crop-17146eb7-829.avif", "width": 829 } ] }, "name": "Der Rüssel in ganzer Länge — eine Säule von zwanzig Lichtjahren", "pixels": { "height": 1474, "width": 829 }, "rect": { "height": 0.3538354730070602, "width": 0.14089710573536274, "x": 0.4280321805704629, "y": 0.5944510891734401 }, "short_title": "Rüssel komplett", "sky": { "dec_text": "+57° 28′ 06.5″", "height_arcmin": 54.52870376160225, "precision": "exact", "ra_text": "21h 34m 33.15s", "width_arcmin": 30.667771654252554 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Elefantenrüssel — kometarische Globule und Ionisationsfront in IC 1396", "id": "ic1396a", "kind": "nebula", "label": "IC 1396A", "radius": 0.409443, "radius_arcmin": 5.5, "x": 0.551623, "y": 0.379073 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Dunkelwolke am Nordrand des Rüssels, 5,5' (Dutra & Bica 2002)", "id": "ldn1105", "kind": "nebula", "label": "LDN 1105", "radius": 0.204721, "radius_arcmin": 2.75, "x": 0.792875, "y": 0.248124 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Reflexionsnebel um HD 239710 (B3V, V = 12,74) im Kopf des Rüssels", "id": "vdb142", "kind": "star", "label": "vdB 142", "radius": 0.119111, "radius_arcmin": 1.6, "x": 0.513081, "y": 0.452042 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Junges Doppelsystem im Kopf des Rüssels: LkHα 349 (F9e, Orion-Variable) und LkHα 349C (T-Tauri-Stern, K6), 10\" auseinander und bei 2,76\"/px zu einem roten Punkt verschmolzen", "id": "lkha349", "kind": "star", "label": "LkHα 349", "radius": 0.044666, "radius_arcmin": 0.6, "x": 0.581467, "y": 0.372034 } ], "description_md": "Im Kopf der Globule ist die Sternentstehung schon im Gang: Der bläuliche Schimmer ist der Reflexionsnebel **vdB 142** um HD 239710 — ein Stern, der laut Gaia-Parallaxe wirklich in der Wolke steckt und nicht zufällig davorsteht. Daneben öffnet sich das dunkle »Auge«, eine ausgeblasene Höhle, in der das junge System **LkHα 349** sitzt.\n\nWas optisch wie zwei, drei Sterne aussieht, ist im Infraroten ein ganzes Kinderzimmer: Spitzer fand im Kopf weitere tief eingebettete Protosterne — darunter die Quelle eines Wassermasers, der bei so geringer Leuchtkraft damals eine Premiere war.", "id": "a16bfd79-d592-4180-b520-4d86067dda9f", "image": { "hdr": [ { "bytes": 11426, "src": "media/ic1396a/crop-a16bfd79-hdr-363.avif", "width": 363 } ], "sdr": [ { "bytes": 23445, "src": "media/ic1396a/crop-a16bfd79-363.avif", "width": 363 } ] }, "name": "Der Kopf mit vdB 142 und LkHα 349 — Sterne in der Geburtswolke", "pixels": { "height": 470, "width": 363 }, "rect": { "height": 0.11271159203874537, "width": 0.06168046513743819, "x": 0.46862442465614706, "y": 0.6081525808773754 }, "short_title": "Rüsselkopf", "sky": { "dec_text": "+57° 29′ 53.2″", "height_arcmin": 17.38703579915404, "precision": "exact", "ra_text": "21h 36m 34.98s", "width_arcmin": 13.42871062785727 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Dunkelwolke, auch LDN 1111 — die kompakteste Staubinsel im Nordosten des Feldes", "id": "b161", "kind": "nebula", "label": "Barnard 161", "radius": 0.04804, "radius_arcmin": 4.0, "x": 0.126616, "y": 0.448428 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Dunkelwolke am Nordrand des Bildfelds, 7' (Dutra & Bica 2002)", "id": "ldn1112", "kind": "nebula", "label": "LDN 1112", "radius": 0.042035, "radius_arcmin": 3.5, "x": 0.321026, "y": 0.702887 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Dunkelwolke nördlich des Haufenzentrums", "id": "ldn1110", "kind": "nebula", "label": "LDN 1110", "radius": 0.03603, "radius_arcmin": 3.0, "x": 0.19105, "y": 0.57435 } ], "description_md": "Nördlich des Zentrums schwimmen mehrere kompakte Staubinseln im Hα-Meer: **Barnard 161**, die schärfste von ihnen, dazu die weicheren Flecken **LDN 1110** und **LDN 1112**. Anders als der Rüssel zeigen sie kaum helle Ränder — sie liegen weiter von der ionisierenden Quelle entfernt und werden entsprechend sanfter angenagt.\n\nSolche Wolken sind die Zukunft im Zeitraffer rückwärts: kleine Reste derselben Molekülwolke, aus der auch Trumpler 37 entstand, noch nicht zerstrahlt, noch nicht zu Sternen geworden — Rohmaterial in der Warteschleife.", "id": "09e39d81-b9c2-4510-9b15-8cc51e5dbcba", "image": { "hdr": [ { "bytes": 85087, "src": "media/ic1396a/crop-09e39d81-hdr-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 254083, "src": "media/ic1396a/crop-09e39d81-hdr-1800.avif", "width": 1800 } ], "sdr": [ { "bytes": 162450, "src": "media/ic1396a/crop-09e39d81-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 508915, "src": "media/ic1396a/crop-09e39d81-1800.avif", "width": 1800 } ] }, "name": "Barnard 161, LDN 1110 und LDN 1112 — die Staubinseln im Norden", "pixels": { "height": 1490, "width": 2251 }, "rect": { "height": 0.357578896437917, "width": 0.38232494377926485, "x": 0.5275675873929434, "y": 0.295565731112947 }, "short_title": "Nördliche Dunkelwolken", "sky": { "dec_text": "+58° 19′ 58.0″", "height_arcmin": 55.12060285263728, "precision": "exact", "ra_text": "21h 39m 44.10s", "width_arcmin": 83.27280336999095 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "target-library", "detail": "Elefantenrüsselnebel (Region)", "id": "ic1396", "kind": "emission_nebula", "label": "IC 1396", "radius": 1.560625, "radius_arcmin": 85.0, "x": 0.659989, "y": 0.651234 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Elefantenrüssel — kometarische Globule und Ionisationsfront in IC 1396", "id": "ic1396a", "kind": "nebula", "label": "IC 1396A", "radius": 0.100982, "radius_arcmin": 5.5, "x": 0.713198, "y": 0.973609 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Dunkelwolke am Nordrand des Rüssels, 5,5' (Dutra & Bica 2002)", "id": "ldn1105", "kind": "nebula", "label": "LDN 1105", "radius": 0.050491, "radius_arcmin": 2.75, "x": 0.772699, "y": 0.930331 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "O6.0V((f)) + O9:V, V = 5,62 — die ionisierende Quelle von IC 1396 und das Zentrum von Trumpler 37", "id": "hd206267", "kind": "star", "label": "HD 206267", "radius": 0.036721, "radius_arcmin": 2.0, "x": 0.659927, "y": 0.651251 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Reflexionsnebel um HD 239710 (B3V, V = 12,74) im Kopf des Rüssels", "id": "vdb142", "kind": "star", "label": "vdB 142", "radius": 0.029376, "radius_arcmin": 1.6, "x": 0.703693, "y": 0.997725 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Junges Doppelsystem im Kopf des Rüssels: LkHα 349 (F9e, Orion-Variable) und LkHα 349C (T-Tauri-Stern, K6), 10\" auseinander und bei 2,76\"/px zu einem roten Punkt verschmolzen", "id": "lkha349", "kind": "star", "label": "LkHα 349", "radius": 0.011016, "radius_arcmin": 0.6, "x": 0.720559, "y": 0.971283 } ], "description_md": "Der unscheinbarste Ausschnitt enthält die Hauptperson: **HD 206267**, ein enges Mehrfachsystem mit einer O6-Komponente, deren UV-Strahlung den kompletten Nebel — über hundert Lichtjahre Durchmesser — ionisiert und zum Leuchten bringt. Jede helle Globulenkante dieses Bildes zeigt auf diesen einen Punkt.\n\nDrumherum verteilt sich der offene Haufen **Trumpler 37**, so weiträumig, dass er kaum als Haufen auffällt. Die dunkle Delle in der Nebelmitte ist kein Materialmangel, sondern das Werk des Sterns selbst: Sein Wind und seine Strahlung haben die eigene Umgebung leergeräumt.", "id": "20383ee8-5d3c-498e-8b62-89886c649318", "image": { "hdr": [ { "bytes": 93606, "src": "media/ic1396a/crop-20383ee8-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 207362, "src": "media/ic1396a/crop-20383ee8-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "HD 206267 und Trumpler 37 — der Motor des Nebels", "pixels": { "height": 1421, "width": 1472 }, "rect": { "height": 0.3410367697919015, "width": 0.25009130521835965, "x": 0.32428411468521856, "y": 0.3188421015545532 }, "short_title": "HD 206267 & Tr 37", "sky": { "dec_text": "+57° 21′ 18.1″", "height_arcmin": 52.56803802254871, "precision": "exact", "ra_text": "21h 40m 01.70s", "width_arcmin": 54.45471637522287 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Globule C aus Pottaschs Katalog derselben Region — der Rüssel ist IC 1396 A", "id": "ic1396c", "kind": "nebula", "label": "IC 1396 C", "radius": 0.085029, "radius_arcmin": 3.0, "x": 0.562934, "y": 0.370842 } ], "description_md": "Der Rüssel hat ein Alphabet an Geschwistern: Stuart Pottasch nummerierte 1956 die hell berandeten Globulen der Region mit Buchstaben durch, und **IC 1396C** ist eine der stattlicheren. Auch sie trägt die typische Kometenform — heller Kopf zur ionisierenden Quelle, dunkler Schweif davon weg.\n\nDer Vergleich mit dem großen A ist der eigentliche Reiz: gleiche Physik, kleineres Format. Wie lange eine solche Globule dem Zentralstern noch standhält, entscheiden ihre Masse und ihr Abstand — die kleineren Buchstaben des Katalogs sind längst verdampft.", "id": "ce3b28da-1d84-49c6-8fd8-ab44d9879249", "image": { "hdr": [ { "bytes": 64759, "src": "media/ic1396a/crop-ce3b28da-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 135665, "src": "media/ic1396a/crop-ce3b28da-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "IC 1396C — Pottaschs weniger berühmte Globule", "pixels": { "height": 715, "width": 954 }, "rect": { "height": 0.17158077522475312, "width": 0.16200590460143627, "x": 0.5796838095808845, "y": 0.7416217679626077 }, "short_title": "Globule IC 1396C", "sky": { "dec_text": "+58° 02′ 22.2″", "height_arcmin": 26.450490630627957, "precision": "exact", "ra_text": "21h 33m 01.86s", "width_arcmin": 35.291983302963736 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Kompakte Dunkelwolke im östlichen IC-1396-Feld; eine der kleinen Staubinseln neben den Pottasch-Globulen", "id": "b367", "kind": "nebula", "label": "Barnard 367 / LDN 1113", "radius": 0.041718, "radius_arcmin": 2.5, "x": 0.495574, "y": 0.718151 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Kleine Dunkelwolke am Ostrand von IC 1396", "id": "ldn1115", "kind": "nebula", "label": "LDN 1115", "radius": 0.033374, "radius_arcmin": 2.0, "x": 0.263079, "y": 0.300962 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Kleine Dunkelwolke am Ostrand von IC 1396", "id": "ldn1118", "kind": "nebula", "label": "LDN 1118", "radius": 0.025031, "radius_arcmin": 1.5, "x": 0.486664, "y": 0.27823 } ], "description_md": "Ein Ausschnitt des östlichen Nebelrands — und ein ganzer Schwarm kleiner Globulen: Hier reihen sich dunkle Tropfen und Finger auf, darunter die katalogisierten Wölkchen **LDN 1115** und **LDN 1118**, alle nach demselben Muster geformt wie der große Rüssel, nur eine Nummer kleiner.\n\nDer kompakte dunkle Fleck ist **Barnard 367**, heute auch **LDN 1113** — dicht genug, das Hα-Leuchten dahinter vollständig zu schlucken. Historisch schließt sich hier ein Kreis: Barnard entdeckte 1893 die leuchtende Großregion auf seinen Fotoplatten und katalogisierte Jahrzehnte später auch die einzelnen Dunkelwolken darin. Licht und Schatten desselben Feldes tragen beide seinen Namen.", "id": "a7b9598d-87b6-4acf-b817-fa117560289d", "image": { "hdr": [ { "bytes": 51850, "src": "media/ic1396a/crop-a7b9598d-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 120537, "src": "media/ic1396a/crop-a7b9598d-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Der Ostrand — ein Schwarm kleiner Globulen um Barnard 367", "pixels": { "height": 1005, "width": 1620 }, "rect": { "height": 0.24135017169983164, "width": 0.275167529989705, "x": 0.25839331711305574, "y": 0.08033321110803689 }, "short_title": "B 367 & Ostrand", "sky": { "dec_text": "+57° 12′ 45.1″", "height_arcmin": 37.1786616556379, "precision": "exact", "ra_text": "21h 45m 35.69s", "width_arcmin": 59.92978296729691 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Dunkelwolke am Südostrand von IC 1396 — die drachenförmige schwarze Silhouette dieses Feldes", "id": "b163", "kind": "nebula", "label": "Barnard 163", "radius": 0.216162, "radius_arcmin": 4.5, "x": 0.490634, "y": 0.441703 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Südwestlicher Ausläufer des Barnard-163-Komplexes", "id": "b163sw", "kind": "nebula", "label": "Barnard 163SW", "radius": 0.144108, "radius_arcmin": 3.0, "x": 0.22645, "y": 0.78834 } ], "description_md": "Die auffälligste neue Silhouette dieser Fassung: **Barnard 163**, eine Dunkelwolke, die sich wie ein Drache mit aufgerissenem Maul vor das Hα-Leuchten schiebt — die Kataloge führen das Gebiet auch als LDN 1103 und 1104. Daneben liegt der abgesetzte Ausläufer **Barnard 163SW**.\n\nAnders als der Rüssel zeigt der Drache fast keine leuchtende Kante: Er steht weiter von HD 206267 entfernt und wird kaum noch angenagt. Was man sieht, ist reine Silhouette — Staub, der genau zwischen uns und dem Nebel liegt und einfach alles schluckt.", "id": "5a16f86c-3e58-4352-8877-24565dd95cd9", "image": { "hdr": [ { "bytes": 36340, "src": "media/ic1396a/crop-5a16f86c-hdr-563.avif", "width": 563 } ], "sdr": [ { "bytes": 79067, "src": "media/ic1396a/crop-5a16f86c-563.avif", "width": 563 } ] }, "name": "Barnard 163 — der Drache im Südosten", "pixels": { "height": 578, "width": 563 }, "rect": { "height": 0.13865218245299588, "width": 0.09558988482860237, "x": 0.22416411384352575, "y": 0.3286265830620361 }, "short_title": "Barnard 163", "sky": { "dec_text": "+56° 43′ 50.4″", "height_arcmin": 21.382354663640502, "precision": "exact", "ra_text": "21h 42m 06.25s", "width_arcmin": 20.82744926579516 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Dunkelwolke am Nordostrand von IC 1396", "id": "ldn1130", "kind": "nebula", "label": "LDN 1130", "radius": 0.095359, "radius_arcmin": 4.0, "x": 0.596079, "y": 0.599452 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Hell berandete Globule aus Pottaschs Katalog von 1956, kometenförmig zum Zentralstern ausgerichtet", "id": "ic1396f", "kind": "nebula", "label": "IC 1396F", "radius": 0.0596, "radius_arcmin": 2.5, "x": 0.483778, "y": 0.724961 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Hell berandete Globule aus Pottaschs Katalog von 1956 am Ostrand", "id": "ic1396g", "kind": "nebula", "label": "IC 1396G", "radius": 0.0596, "radius_arcmin": 2.5, "x": 0.149885, "y": 0.2511 } ], "description_md": "Pottaschs Alphabet endet nicht beim berühmten A: Am Nordostrand stehen die Globulen **IC 1396F** (mit hellem Saum und Schweif) und **IC 1396G** — kleinere Ausgaben derselben kometenförmigen Bauart, Kopf zur ionisierenden Quelle, Schweif davon weg. Dazwischen liegt die Dunkelwolke **LDN 1130**.\n\nDass ausgerechnet die unscheinbaren Buchstaben die Regel bestätigen, ist der Witz dieses Ausschnitts: Die Physik des Elefantenrüssels ist keine Besonderheit, sondern ein Serienprodukt — sie läuft an jedem dichten Klumpen ab, der der Front im Weg steht.", "id": "2757c8fa-b373-4009-b080-2fd12bf31947", "image": { "hdr": [ { "bytes": 74915, "src": "media/ic1396a/crop-2757c8fa-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 180081, "src": "media/ic1396a/crop-2757c8fa-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "IC 1396F und G — die Buchstaben gehen weiter", "pixels": { "height": 1083, "width": 1134 }, "rect": { "height": 0.25991091578862763, "width": 0.19260818506112443, "x": 0.58705508817094, "y": 0.07095156616052449 }, "short_title": "Globulen F & G", "sky": { "dec_text": "+58° 15′ 13.3″", "height_arcmin": 40.064169724433675, "precision": "exact", "ra_text": "21h 45m 08.12s", "width_arcmin": 41.950848077107835 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Dunkelwolke am Südwestrand des Feldes", "id": "b365", "kind": "nebula", "label": "Barnard 365", "radius": 0.110224, "radius_arcmin": 4.0, "x": 0.087864, "y": 0.20582 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Lynds-Dunkelwolke im Südwesten von IC 1396", "id": "ldn1085", "kind": "nebula", "label": "LDN 1085", "radius": 0.110224, "radius_arcmin": 4.0, "x": 0.18324, "y": 0.461301 } ], "description_md": "Am Südwestrand zerfällt der Nebelring in ein Geflecht aus Staubfingern: **Barnard 365** zieht als langer dunkler Riss durchs Leuchten, daneben liegt die weichere Wolke **LDN 1085**. Hier ist keine scharfe Front mehr am Werk — die Strukturen verzahnen hell und dunkel wie Watte, die auseinandergezupft wird.\n\nSolche Ränder zeigen, was eine H-II-Region wirklich ist: kein Ballon mit Haut, sondern eine leuchtende Blase, die sich durch eine klumpige Molekülwolke frisst — und an manchen Stellen einfach steckenbleibt.", "id": "2abc3d7b-20e0-4168-b4de-4b76292305a7", "image": { "hdr": [ { "bytes": 144287, "src": "media/ic1396a/crop-2abc3d7b-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 269573, "src": "media/ic1396a/crop-2abc3d7b-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Barnard 365 und LDN 1085 — wo der Ring ausfranst", "pixels": { "height": 1145, "width": 981 }, "rect": { "height": 0.274752483194901, "width": 0.16663266860955162, "x": 0.27641219740158557, "y": 0.725247516805099 }, "short_title": "B 365 & LDN 1085", "sky": { "dec_text": "+56° 56′ 37.7″", "height_arcmin": 42.35777870219442, "precision": "exact", "ra_text": "21h 33m 12.42s", "width_arcmin": 36.290813019085356 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Teil der südlichen Dunkelwand von IC 1396", "id": "ldn1087", "kind": "nebula", "label": "LDN 1087", "radius": 0.087082, "radius_arcmin": 5.0, "x": 0.729423, "y": 0.772315 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Teil der südlichen Dunkelwand von IC 1396", "id": "ldn1088", "kind": "nebula", "label": "LDN 1088", "radius": 0.087082, "radius_arcmin": 5.0, "x": 0.365837, "y": 0.515039 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Dunkelwolke am Südostrand von IC 1396 — die drachenförmige schwarze Silhouette dieses Feldes", "id": "b163", "kind": "nebula", "label": "Barnard 163", "radius": 0.078374, "radius_arcmin": 4.5, "x": 0.836709, "y": 0.04933 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Dunkelwolke in der südlichen Dunkelwand von IC 1396", "id": "b162", "kind": "nebula", "label": "Barnard 162", "radius": 0.069665, "radius_arcmin": 4.0, "x": 0.417994, "y": 0.186013 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Dunkelwolke am Südwestrand des Feldes", "id": "b365", "kind": "nebula", "label": "Barnard 365", "radius": 0.069665, "radius_arcmin": 4.0, "x": 0.912528, "y": 0.834547 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Lynds-Dunkelwolke im Südwesten von IC 1396", "id": "ldn1085", "kind": "nebula", "label": "LDN 1085", "radius": 0.069665, "radius_arcmin": 4.0, "x": 0.972808, "y": 0.975179 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Südwestlicher Ausläufer des Barnard-163-Komplexes", "id": "b163sw", "kind": "nebula", "label": "Barnard 163SW", "radius": 0.052249, "radius_arcmin": 3.0, "x": 0.740923, "y": 0.145621 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Hell berandete Globule mit dem Herbig-Haro-Ausflusskomplex HH 588 — aktive Sternentstehung in der Südwand", "id": "sfo37", "kind": "nebula", "label": "SFO 37 · HH 588", "radius": 0.052249, "radius_arcmin": 3.0, "x": 0.713225, "y": 0.245858 } ], "description_md": "Quer über den Süden des Nebels zieht eine regelrechte Wand aus Dunkelwolken: **LDN 1087** und **LDN 1088**, dazu **Barnard 162** am östlichen Ende — der Rand der Molekülwolke, an dem das Hα-Leuchten schlicht endet. Was hier schwarz ist, ist nicht leer, sondern das dichteste Material des ganzen Feldes.\n\nUnd es arbeitet: In der hell berandeten Globule **SFO 37** steckt der Herbig-Haro-Komplex **HH 588** — Jets frisch entstehender Sterne, die ihre Geburtswolke durchstoßen. Die dunkle Wand ist keine Kulisse, sondern die nächste Sterngeneration im Rohzustand.", "id": "593fded4-c318-4565-8432-1b655669bb84", "image": { "hdr": [ { "bytes": 251826, "src": "media/ic1396a/crop-593fded4-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 385118, "src": "media/ic1396a/crop-593fded4-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Die südliche Dunkelwand — LDN 1087, LDN 1088 und eine Sternfabrik", "pixels": { "height": 2079, "width": 1552 }, "rect": { "height": 0.4991324744159818, "width": 0.26364607948984314, "x": 0.05046884176311317, "y": 0.3652474936957046 }, "short_title": "Südliche Dunkelwand", "sky": { "dec_text": "+56° 21′ 46.1″", "height_arcmin": 76.90988814136436, "precision": "exact", "ra_text": "21h 38m 15.57s", "width_arcmin": 57.414211830398024 } } ], "description_md": "Der Elefantenrüssel wird meistens eng porträtiert. Diese Aufnahme tut das Gegenteil: Sie stellt die Globule **IC 1396A** in die Landschaft, die ihre Form überhaupt erst erklärt — im Querformat über **3,63 × 2,57 Grad**, bei rund 3.000 Lichtjahren Entfernung etwa **190 × 135 Lichtjahre**. Der Rüssel ist kein frei schwebendes Tier im All, sondern der dichteste Überrest einer Molekülwolke vor dem roten Leuchten der H-II-Region **IC 1396**. Und er hat, das zeigt erst die Tiefe dieser Fassung, erstaunlich viele Geschwister.\n\nAufgenommen wurde durch einen **Duo-Band-Filter**, der nur die Linien von Hα und [O III] passieren lässt. IC 1396 ist fast reines Hα-Land — daher die tiefrote Bühne, auf der jede Staubsilhouette wie ausgestanzt steht. Warum Emissionsnebel überhaupt in Linien statt in Kontinuum leuchten, erklärt der [Farben-Artikel](#/wissen/farben).\n\n**Die Geschichte begann noch ohne Elefanten.** Edward Emerson Barnard fand die ausgedehnte Nebulosität 1893 auf einer sieben Stunden belichteten Fotoplatte seiner Willard-Linse und nannte sie 1894 einen »magnificent specimen« aus hellen Sternen und Nebel — von einem Rüssel schrieb er nichts. John Louis Emil Dreyer nahm den Fund 1895 als **IC 1396** in den ersten *Index Catalogue* auf; daher das »IC«. Das **A** stammt aus der Buchstaben-Nomenklatur, mit der Stuart Pottasch 1956 die hell berandeten Globulen der Region durchzählte. »Elephant's Trunk« ist der spätere anschauliche Beiname für genau diese dunkle Silhouette, kein historischer Katalogname.\n\n**Der Rüssel ist ein Schatten mit brennender Kante.** Fast in der Bildmitte steht **HD 206267**, ein heißes Mehrfachsystem mit einer O6-Hauptkomponente. Sein ultraviolettes Licht ionisiert den Wasserstoff der ganzen Region. Der Kopf von IC 1396A liegt projiziert nur etwa **21 Bogenminuten beziehungsweise 19 Lichtjahre** entfernt: Die helle, zum Stern gerichtete Kante ist eine [Ionisationsfront](#/wissen/ionisationsfronten) — Gas auf der beleuchteten Seite wird ionisiert und strömt ab, während der dichte Kern dahinter das Licht blockiert und als dunkle Säule unterhalb der Bildmitte stehen bleibt.\n\nIm Kopf sitzt der Reflexionsnebel **vdB 142** um **HD 239710**, dessen Gaia-Parallaxe zur Entfernung des Haufens passt — der Stern steht nicht zufällig davor, er gehört zur Wolke. Unmittelbar daneben liegt **LkHα 349**, ein junges System im dunklen »Auge« des Rüssels; Spitzer hat dort weitere, optisch verborgene Protosterne gefunden. Eine besonders schöne Fußnote: In IC 1396A wurde ein 22-GHz-Wassermaser bei einer Quelle mit weniger als 0,1 Sonnenleuchtkräften entdeckt — damals der erste bei einem so lichtschwachen Objekt.\n\nDer [offene Haufen](#/wissen/sternhaufen) um den ionisierenden Stern heißt **Trumpler 37**; er ist so locker und groß, dass er im Bild kaum als Haufen auffällt. Untersuchungen finden einen Altersgradienten zwischen HD 206267 und der Globule, passend zu teilweise angestoßener [Sternentstehung](#/wissen/sternentstehung) — ein gutes Indiz, aber kein Beweis, dass jeder junge Stern dort erst durch die Front entstanden ist.\n\n**Der berühmte Rüssel ist nur die Hauptfigur eines ganzen Ensembles.** Am Südostrand steht die drachenförmige Dunkelwolke **Barnard 163** mit ihrem Ausläufer B 163SW, im Südwesten fransen **Barnard 365** und **LDN 1085** den Ring aus, und quer über den Süden zieht eine ganze Dunkelwand aus **LDN 1087**, **LDN 1088** und **Barnard 162** — mit der hell berandeten Globule **SFO 37**, in der der Herbig-Haro-Komplex **HH 588** gerade Sterne baut. Am Nordostrand setzen die Pottasch-Globulen **IC 1396F** und **G** die Buchstabenreihe des Rüssels fort, und **Barnard 367** steht als schwarze Insel im Osten. Rechts oben im Bild glüht schließlich **μ Cephei**, Herschels Granatstern: ein roter Überriese, der zu den größten bekannten Sternen überhaupt gehört. Das Feld ist kein Nebel mit einem Kuriosum, sondern ein komplettes Lehrbuchkapitel über [Staub](#/wissen/staub) in allen Auflösungsstufen.", "focus": { "x": 0.4745, "y": 0.5607 }, "geometry": { "dec_deg": 57.5359023390612, "dec_text": "+57° 32′ 09.2″", "field_height_deg": 2.5685954304707708, "field_width_deg": 3.6296978634616965, "orientation": "Norden rechts", "pixel_scale_arcsec": 2.219621591381367, "precision": "exact", "ra_deg": 324.9300406398449, "ra_text": "21h 39m 43.21s", "rms_arcsec": 1.0894967638218904, "rotation_deg": 85.42264370122598, "solver": "PixInsight ImageSolver 6.4.2", "source": "plate-solve", "star_count": 9825, "wcs": { "cd": [ [ -4.919908242606693e-05, 0.000614604535130227 ], [ 0.00061458688635475, 4.919321745397944e-05 ] ], "crpix": [ 2943.9798109295143, 2083.5390159313015 ], "crval": [ 324.9300422495833, 57.53590150866753 ], "height": 4166, "width": 5887 } }, "hdr": true, "hdr_detail": { "dtype": "float32 (HdrDecode)", "fraction_above_white": 0.315985, "peak_vs_sdr_white": 5.231, "profile": "AVIF, Gain-Map angewandt (Quelle unbekannt)", "transfer": "linear" }, "headline": "IC 1396A · Ein Rüssel aus Staub, geformt von Sternlicht", "image": { "hdr": [ { "bytes": 297802, "src": "media/ic1396a/full-hdr-1280.avif", "width": 1280 }, { "bytes": 674420, "src": "media/ic1396a/full-hdr-2048.avif", "width": 2048 }, { "bytes": 1815559, "src": "media/ic1396a/full-hdr-3840.avif", "width": 3840 } ], "height": 4166, "navigator": { "bytes": 151512, "src": "media/ic1396a/navigator-720.avif", "width": 720 }, "navigator_gain": { "bytes": 135460, "src": "media/ic1396a/navigator-gain-1024.webp", "stops": 4.0, "width": 1024 }, "poster_hdr": [ { "bytes": 99686, "src": "media/ic1396a/poster-hdr-720.avif", "width": 720 } ], "poster_sdr": [ { "bytes": 151512, "src": "media/ic1396a/poster-720.avif", "width": 720 } ], "sdr": [ { "bytes": 454857, "src": "media/ic1396a/full-1280.avif", "width": 1280 }, { "bytes": 1067621, "src": "media/ic1396a/full-2048.avif", "width": 2048 }, { "bytes": 3078849, "src": "media/ic1396a/full-3840.avif", "width": 3840 } ], "width": 5887 }, "lunar": null, "object_kind": "deep_sky", "processing_md": "Die aktuelle Fassung verbindet Duo-Band-Aufnahmen aus dem Zeitraum **31. August bis 10. September 2026**, aufgenommen in Friedrichsdorf mit **ZWO ASI2600MC Air am William Optics RedCat 71**. Die in der Bilddatei hinterlegte WBPP-Provenienz weist **69 integrierte Einzelbilder** aus: 1 × 180 s, 40 × 240 s und 28 × 300 s, zusammen **18.180 s beziehungsweise 5 h 3 min**. Die Daten enthalten unterschiedliche Gain-Einstellungen; die frühere Angabe „40 von 40 bei Gain 100“ beschreibt nur den älteren Bildstand.\n\nDie veröffentlichte Bearbeitung ist die kontrastabgestimmte PiMagic-Fassung vom 12. September mit **5.887 × 4.166 Pixeln**. Für die Webseite werden separate SDR- und HDR-Bildgrößen aus der AVIF-Quelle mit Gain-Map erzeugt.\n\nDie astrometrische Lösung gehört nach geprüftem Dateihash genau zu dieser Fassung: **9.825 Referenzsterne**, Restfehler **1,09″**, Maßstab **2,2196″/Pixel**, Feld **3,630 × 2,569°** und Bilddrehung **85,42°**. Norden liegt ungefähr rechts. Objektmarker und Ausschnitte verwenden diese aktuelle Himmelsgeometrie.", "rating": null, "science_links": [ { "title": "Barnard 1894 — Photographic Nebulosities and Star Clusters connected with the Milky Way", "url": "https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1894AstAp..13..177B/abstract" }, { "title": "IC 1396A (Elefantenrüssel) bei SIMBAD", "url": "https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-id?Ident=IC+1396A" }, { "title": "HD 206267 — die ionisierende Quelle bei SIMBAD", "url": "https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-id?Ident=HD+206267" }, { "title": "HI-Tails kometarischer Globulen in IC 1396 — Moriarty-Schieven et al. 1996", "url": "https://arxiv.org/abs/astro-ph/9603120" }, { "title": "Spitzer: Protostars in the Elephant Trunk Nebula — Reach et al. 2004", "url": "https://arxiv.org/abs/astro-ph/0406308" }, { "title": "Protosterne und der ungewöhnlich schwache Wassermaser — Reach et al. 2009", "url": "https://arxiv.org/abs/0808.3013" }, { "title": "Herschel-Blick auf mehrere Folgen der Sternentstehung in IC 1396A", "url": "https://arxiv.org/abs/1312.3867" }, { "title": "Barnard 367 / LDN 1113 bei SIMBAD", "url": "https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-id?Ident=LDN+1113" } ], "slug": "ic1396a", "source_file": "PiMagic-IC1396A-2026-09-12-23-06-32_wrk_crp_contr.avif", "target": "IC1396A", "translation": { "complete": true, "fell_back": [], "lang": "de", "primary": true, "stale": [] } }, { "acquisition": { "date_end": null, "date_source": "filesystem-created", "date_start": "2026-08-24", "filter": "Duo-Band", "frame_count": null, "instrument": null, "location": "Friedrichsdorf · DE", "pixel_scale_arcsec": null, "session_count": 1, "target_name": "IC 1805", "telescope": null, "total_exposure_seconds": null }, "annotations": [ { "catalogue": "target-library", "detail": "Herznebel", "id": "ic1805", "kind": "emission_nebula", "label": "IC 1805", "radius": 0.373566, "radius_arcmin": 75.0, "x": 0.486911, "y": 0.520985 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "IC 1805 / OCL 352 — der junge O-Sternhaufen im Zentrum der W4-Blase", "id": "melotte15", "kind": "cluster", "label": "Melotte 15", "radius": 0.033123, "radius_arcmin": 6.65, "x": 0.490865, "y": 0.512729 }, { "catalogue": "target-library", "detail": "Fischkopfnebel", "id": "ic1795", "kind": "emission_nebula", "label": "IC 1795", "radius": 0.029885, "radius_arcmin": 6.0, "x": 0.675729, "y": 0.829581 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Markarian 6 — junger Vordergrundhaufen; nicht der Motor des Herznebels", "id": "stock7", "kind": "cluster", "label": "Stock 7", "radius": 0.024904, "radius_arcmin": 5.0, "x": 0.245761, "y": 0.704159 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "SFO 5 / IRAS 02252+6120 — der eingebettete IR-/Submillimeterkern im Wolkenkopf; nicht die auffällige helle Hα-Kante an dieser Markerposition", "id": "brc5", "kind": "nebula", "label": "BRC 5", "radius": 0.014943, "radius_arcmin": 3.0, "x": 0.525238, "y": 0.713452 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "O5.5 III(f) + O7 V — massives spektroskopisches Doppelsternsystem im Zentrum von IC 1805", "id": "hd15558", "kind": "star", "label": "HD 15558", "radius": 0.007471, "radius_arcmin": 1.5, "x": 0.486607, "y": 0.520101 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Kalte IR-/CO-Quelle im Nordostfeld: 25,26 Jy bei 100 µm und CO bei −38,84 km/s; keine Bezeichnung der ausgedehnten optischen Front", "id": "iras02341+6200", "kind": "nebula", "label": "IRAS 02341+6200", "radius": 0.007471, "radius_arcmin": 1.5, "x": 0.708375, "y": 0.221692 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "2MASS J02394268+6200458 — Class-I-YSO an der Spitze einer von Panwar et al. im W4-Komplex identifizierten elephant-trunk-like structure", "id": "w4-etls-yso-36", "kind": "star", "label": "ETLS-Quelle 36", "radius": 0.005977, "radius_arcmin": 1.2, "x": 0.642691, "y": 0.138578 } ], "crops": [ { "annotations": [ { "catalogue": "target-library", "detail": "Fischkopfnebel", "id": "ic1795", "kind": "emission_nebula", "label": "IC 1795", "radius": 0.1214, "radius_arcmin": 6.0, "x": 0.438505, "y": 0.422187 } ], "description_md": "Bildfeld **49,4′ × 37,6′**, bei 2,0 kpc ungefähr **94 × 71 Lichtjahre**. Der helle, von dunklen Staubbändern durchzogene Komplex ist **IC 1795**, in der Astrofotografie als Fischkopfnebel bekannt. Er gehört zur W3-Seite des W3/W4-Komplexes und ist nicht bloß ein heller Knoten innerhalb der zentralen W4-Blase.\n\nDie scharf gezeichneten dunklen Konturen entstehen durch Vordergrundstaub vor ionisiertem Gas; die helle Höhlung markiert die Umgebung des jungen Sternhaufens IC 1795. CO- und Sternentstehungsstudien verbinden diese Region mit der dichten Grenzschicht zwischen W3 und W4. Oey et al. ordnen IC 1795 in eine zeitliche Folge ein, in der großräumiges Feedback ältere Wolkenstrukturen formte und IC 1795 später auf die noch jüngeren eingebetteten W3-Regionen wirkte. Das Foto zeigt die Morphologie dieser Wechselwirkung, nicht ihren zeitlichen Ablauf direkt.", "id": "504c1948-625e-4061-bc59-9b8135001352", "image": { "hdr": [ { "bytes": 98369, "src": "media/ic-1805/crop-504c1948-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 162210, "src": "media/ic-1805/crop-504c1948-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "IC 1795 · Fischkopfnebel — die kompakte W3-Nachbarregion", "pixels": { "height": 1016, "width": 1335 }, "rect": { "height": 0.2808123073389721, "width": 0.24617215171192441, "x": 0.56778094886227, "y": 0.7110254123944921 }, "short_title": "IC 1795 · Fischkopf", "sky": { "dec_text": "+62° 05′ 17.6″", "height_arcmin": 37.59999064828791, "precision": "exact", "ra_text": "02h 26m 05.03s", "width_arcmin": 49.405499523094846 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "target-library", "detail": "Herznebel", "id": "ic1805", "kind": "emission_nebula", "label": "IC 1805", "radius": 1.418484, "radius_arcmin": 75.0, "x": 0.440958, "y": 0.657946 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "IC 1805 / OCL 352 — der junge O-Sternhaufen im Zentrum der W4-Blase", "id": "melotte15", "kind": "cluster", "label": "Melotte 15", "radius": 0.125772, "radius_arcmin": 6.65, "x": 0.455973, "y": 0.630883 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "O5.5 III(f) + O7 V — massives spektroskopisches Doppelsternsystem im Zentrum von IC 1805", "id": "hd15558", "kind": "star", "label": "HD 15558", "radius": 0.02837, "radius_arcmin": 1.5, "x": 0.439804, "y": 0.655049 } ], "description_md": "Bildfeld **52,9′ × 40,8′**, bei 2,0 kpc ungefähr **100 × 77 Lichtjahre**. Nahe der unteren Mitte liegt **Melotte 15**, der wenige Millionen Jahre alte Sternhaufen im Zentrum von IC 1805. Das Overlay markiert zusätzlich HD 15558; zusammen mit HD 15570 und HD 15629 gehört das System zu den energiereichsten Sternen des Haufens.\n\nDie diffuse, vergleichsweise leere Zone rechts des Haufens ist Teil des ausgeräumten Blaseninneren. Links oben schneiden dichtere Staubzungen in die Emission, rechts begrenzt eine helle, gekrümmte Front das Feld. Der Ausschnitt zeigt damit Ursache und Wirkung in einem Bild: konzentrierte junge Sterne, eine ausgedünnte Höhlung und komprimierte beziehungsweise ionisierte Randstrukturen. Die genaue dreidimensionale Lage einzelner Bögen lässt sich aus der Projektion allein dennoch nicht bestimmen.", "id": "0bed2cab-863c-47ae-ad3c-ddf85fd6a918", "image": { "hdr": [ { "bytes": 60835, "src": "media/ic-1805/crop-0bed2cab-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 153010, "src": "media/ic-1805/crop-0bed2cab-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Melotte 15 · der Sternhaufen im ausgeräumten Zentrum von W4", "pixels": { "height": 1103, "width": 1429 }, "rect": { "height": 0.30507647369986335, "width": 0.26335596221959856, "x": 0.3707817605078791, "y": 0.3202608876471912 }, "short_title": "Melotte 15 · Blasenmotor", "sky": { "dec_text": "+61° 30′ 52.3″", "height_arcmin": 40.819674886871624, "precision": "exact", "ra_text": "02h 33m 34.11s", "width_arcmin": 52.884238815357705 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "target-library", "detail": "Herznebel", "id": "ic1805", "kind": "emission_nebula", "label": "IC 1805", "radius": 0.642529, "radius_arcmin": 75.0, "x": 0.638319, "y": 0.530176 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "IC 1805 / OCL 352 — der junge O-Sternhaufen im Zentrum der W4-Blase", "id": "melotte15", "kind": "cluster", "label": "Melotte 15", "radius": 0.056971, "radius_arcmin": 6.65, "x": 0.645121, "y": 0.518071 }, { "catalogue": "target-library", "detail": "Fischkopfnebel", "id": "ic1795", "kind": "emission_nebula", "label": "IC 1795", "radius": 0.051402, "radius_arcmin": 6.0, "x": 0.963084, "y": 0.98263 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Markarian 6 — junger Vordergrundhaufen; nicht der Motor des Herznebels", "id": "stock7", "kind": "cluster", "label": "Stock 7", "radius": 0.042835, "radius_arcmin": 5.0, "x": 0.223544, "y": 0.798741 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "SFO 5 / IRAS 02252+6120 — der eingebettete IR-/Submillimeterkern im Wolkenkopf; nicht die auffällige helle Hα-Kante an dieser Markerposition", "id": "brc5", "kind": "nebula", "label": "BRC 5", "radius": 0.025701, "radius_arcmin": 3.0, "x": 0.704242, "y": 0.812365 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "O5.5 III(f) + O7 V — massives spektroskopisches Doppelsternsystem im Zentrum von IC 1805", "id": "hd15558", "kind": "star", "label": "HD 15558", "radius": 0.012851, "radius_arcmin": 1.5, "x": 0.637797, "y": 0.52888 } ], "description_md": "Bildfeld **116,7′ × 91,3′**, bei 2,0 kpc ungefähr **222 × 173 Lichtjahre**. Dieser Ausschnitt enthält nahezu die gesamte klassische Herzform. Melotte 15 liegt nahe der Mitte; die hellen äußeren Bögen zeichnen die komprimierte H-II-Schale, dunkle Bahnen liegen als Staub und Molekülgas davor. **BRC 5** steht südöstlich des Zentrums, Stock 7 projiziert sich vor den Südwestrand, und IC 1795 erscheint bereits in der rechten unteren Ecke.\n\nGerade der große Maßstab zeigt, warum das Herz weder ein einfacher Ring noch eine geschlossene Kugel ist. Dichteunterschiede, aufgeplatzte Schalen, Absorption und die Blickrichtung formen gemeinsam die Silhouette. Nach Norden setzt sich W4 weit über das optisch vertraute Herz hinaus fort; rechts beginnt zugleich die W3-Nachbarregion. Die Overlays trennen deshalb Haufen, Wolkenkern und benachbarte H-II-Region voneinander, statt alle hellen Strukturen pauschal IC 1805 zu nennen.", "id": "2eefe994-4631-4358-b97c-0a03ebf87f00", "image": { "hdr": [ { "bytes": 92227, "src": "media/ic-1805/crop-2eefe994-hdr-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 348356, "src": "media/ic-1805/crop-2eefe994-hdr-1800.avif", "width": 1800 } ], "sdr": [ { "bytes": 168170, "src": "media/ic-1805/crop-2eefe994-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 658289, "src": "media/ic-1805/crop-2eefe994-1800.avif", "width": 1800 } ] }, "name": "W4 im Zusammenhang · Herzblase, Staubfronten und IC 1795 am Rand", "pixels": { "height": 2467, "width": 3154 }, "rect": { "height": 0.6820494970066889, "width": 0.5813994244391971, "x": 0.11579223990445582, "y": 0.15937862233330138 }, "short_title": "W4 · das große Feld", "sky": { "dec_text": "+61° 11′ 26.4″", "height_arcmin": 91.29840248949436, "precision": "exact", "ra_text": "02h 33m 11.66s", "width_arcmin": 116.72280561486228 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Markarian 6 — junger Vordergrundhaufen; nicht der Motor des Herznebels", "id": "stock7", "kind": "cluster", "label": "Stock 7", "radius": 0.165469, "radius_arcmin": 5.0, "x": 0.904552, "y": 0.900399 } ], "description_md": "Bildfeld **30,2′ × 31,1′**. Auf der W4-Entfernung entspräche das ungefähr **57 × 59 Lichtjahren**; auf der rund 0,68-kpc-Entfernung von Stock 7 nur etwa **19 × 20 Lichtjahren**. Diese zwei Maßstäbe gehören tatsächlich übereinander: Der lockere Sternhaufen **Stock 7 / Markarian 6** liegt nahe dem unteren Bildrand im Vordergrund, die großflächige rote Emission und die dunklen Wolkenstrukturen dahinter gehören zur Sichtlinie auf W4.\n\nDer visuelle Schwerpunkt ist die zerklüftete Staubfront. Kleine schwarze Inseln und ein langer dunkler Körper absorbieren das Hα-reiche Hintergrundlicht; an der rechten Seite wird der Übergang zur ionisierten Region heller. Aus dem zweidimensionalen Bild lässt sich nicht jede dunkle Struktur eindeutig einer einzelnen katalogisierten Wolke zuordnen. Sicher ist dagegen die Tiefenstaffelung: Stock 7 ist nicht der Sternhaufen, der den Herznebel aufgeblasen hat.", "id": "259573b7-101c-4302-88ce-3e4bcc391049", "image": { "hdr": [ { "bytes": 157157, "src": "media/ic-1805/crop-259573b7-hdr-817.avif", "width": 817 } ], "sdr": [ { "bytes": 212717, "src": "media/ic-1805/crop-259573b7-817.avif", "width": 817 } ] }, "name": "Staubfront am Südwestrand · Stock 7 nur in Projektion davor", "pixels": { "height": 841, "width": 817 }, "rect": { "height": 0.2323838726683305, "width": 0.15050822756788665, "x": 0.10961825988681462, "y": 0.4949212621191444 }, "short_title": "Staubwand & Stock 7", "sky": { "dec_text": "+60° 26′ 11.8″", "height_arcmin": 31.12361430630919, "precision": "exact", "ra_text": "02h 31m 30.67s", "width_arcmin": 30.23542555083782 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "SFO 5 / IRAS 02252+6120 — der eingebettete IR-/Submillimeterkern im Wolkenkopf; nicht die auffällige helle Hα-Kante an dieser Markerposition", "id": "brc5", "kind": "nebula", "label": "BRC 5", "radius": 0.085562, "radius_arcmin": 3.0, "x": 0.838794, "y": 0.220032 } ], "description_md": "Bildfeld **35,1′ × 26,2′**, bei 2,0 kpc ungefähr **67 × 50 Lichtjahre**. Der dunkle, nach oben auslaufende Wolkenkopf ist **BRC 5** beziehungsweise SFO 5. Das Overlay sitzt an der publizierten Position des eingebetteten IR-/Submillimeterkerns **IRAS 02252+6120**; es markiert nicht den hellsten optischen Pixel. Die zum Haufen gerichtete Seite der Wolke wird von der UV-Strahlung aus W4 ionisiert und photoverdampft.\n\nFukuda et al. fanden um BRC 5 17 Hα-emittierende junge Sterne, darunter Objekte nahe der Wolkenoberfläche und eines in Richtung des IRAS-Kerns. Ihre Simulation reproduzierte die asymmetrische Form durch strahlungsgetriebene Implosion einer ursprünglich länglichen, etwa 400 Sonnenmassen schweren Wolke. Der Ausschnitt ist damit ein guter lokaler Kandidat für durch Feedback angestoßene Sternentstehung — mit der wichtigen Einschränkung, dass die Studie nicht jeden jungen Stern im gesamten W4-Komplex auf denselben Mechanismus zurückführt.", "id": "1aaa7156-9865-4174-a597-aabae67d18f5", "image": { "hdr": [ { "bytes": 94345, "src": "media/ic-1805/crop-1aaa7156-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 133585, "src": "media/ic-1805/crop-1aaa7156-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "BRC 5 · ein bestrahlter Wolkenkopf am Rand des Herznebels", "pixels": { "height": 709, "width": 947 }, "rect": { "height": 0.1960432493728984, "width": 0.17464211924439188, "x": 0.3787494038736937, "y": 0.6703157001825177 }, "short_title": "BRC 5 · Wolke unter Druck", "sky": { "dec_text": "+61° 21′ 08.6″", "height_arcmin": 26.238576151216662, "precision": "exact", "ra_text": "02h 28m 07.57s", "width_arcmin": 35.04644797630773 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "2MASS J02394268+6200458 — Class-I-YSO an der Spitze einer von Panwar et al. im W4-Komplex identifizierten elephant-trunk-like structure", "id": "w4-etls-yso-36", "kind": "star", "label": "ETLS-Quelle 36", "radius": 0.018967, "radius_arcmin": 1.2, "x": 0.88048, "y": 0.418693 } ], "description_md": "Bildfeld **63,3′ × 44,3′**, bei 2,0 kpc ungefähr **120 × 84 Lichtjahre**. Oben am Rand liegt **NGC 1027**. Tripathi et al. identifizieren 217 wahrscheinliche Gaia-Mitglieder, eine Entfernung von etwa 1,14 kpc und ein Alter von rund 130 Millionen Jahren. Der Haufen steht damit weit vor W4 und ist Dutzende Male älter als Melotte 15; die rote Nebelkulisse ist nur eine Projektion hinter ihm.\n\nDiagonal durch das Feld läuft eine helle Ionisationsfront am Nordostrand von W4. Auf ihr markiert das zweite Overlay **2MASS J02394268+6200458**, die Class-I-YSO-Quelle 36 aus der Untersuchung von Panwar et al. zu säulenartigen Strukturen im W4-Komplex. Der Ausschnitt vereint somit zwei völlig verschiedene Populationen: einen alten Vordergrundhaufen und ein sehr junges Objekt an einer bestrahlten Wolkenfront in mehreren tausend Lichtjahren größerer Entfernung.", "id": "608cece9-3c29-43e8-9199-e228276581b2", "image": { "hdr": [ { "bytes": 81580, "src": "media/ic-1805/crop-608cece9-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 161751, "src": "media/ic-1805/crop-608cece9-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "NGC 1027 und die Nordostfront · Vordergrundhaufen über jungem W4-Rand", "pixels": { "height": 1197, "width": 1710 }, "rect": { "height": 0.3309776469289076, "width": 0.31512769038292826, "x": 0.3652275372689968, "y": 0.0 }, "short_title": "NGC 1027 & Nordostfront", "sky": { "dec_text": "+61° 36′ 36.3″", "height_arcmin": 44.29841417913448, "precision": "exact", "ra_text": "02h 39m 17.98s", "width_arcmin": 63.28344882733497 } } ], "description_md": "Dieses Feld zeigt den Herznebel nicht als isolierte rote Silhouette, sondern als Teil des größeren **W3/W4-Komplexes** im Perseusarm. Im Zentrum liegt die von jungen, massereichen Sternen ausgeräumte Höhlung von W4; am Rand stehen dichte Staubwolken, helle [Ionisationsfronten](#/wissen/ionisationsfronten) und kleine Säulen. Rechts unten im Bild sitzt mit **IC 1795** bereits die benachbarte W3-Region. Die scheinbar zusammenhängende Nebellandschaft enthält damit mehrere physisch unterscheidbare Schauplätze.\n\n**Drei Namen für drei Ebenen.** IC 1805 beziehungsweise Melotte 15 bezeichnet streng genommen den jungen offenen Sternhaufen im Zentrum. Das optisch leuchtende Wasserstoffgebiet wird als **Sh2-190** katalogisiert, der größere Radioquellen-Komplex als **W4**. In der Astrofotografie heißt meist das gesamte herzförmige Gasfeld „IC 1805“. Der Unterschied ist mehr als Namenskosmetik: Der kleine Sternhaufen liefert einen großen Teil der ionisierenden UV-Strahlung; Gas und Staub zeigen, wie diese Energie auf ihre Umgebung wirkt.\n\n**Ein Bildfeld von mehreren hundert Lichtjahren.** Die Literatur setzt den Komplex je nach Methode in etwa 2,0 bis 2,4 kpc Entfernung. Mit der bewusst konservativen 2,0-kpc-Skala misst das astrometrisch gelöste Feld von **3,346 × 2,231°** ungefähr **381 × 254 Lichtjahre**. Bei 2,4 kpc wären es rund 458 × 305 Lichtjahre. Die Abstände im Bild sind daher keine kleinen Lücken zwischen einzelnen Wolken, sondern Strukturen auf der Größenordnung ganzer Sternassoziationen.\n\n**Melotte 15 formt die zentrale Blase.** Der Haufen ist nur wenige Millionen Jahre alt. Zu seinen energiereichsten Mitgliedern gehören HD 15570, HD 15629 und das spektroskopische Doppelsternsystem HD 15558. Ihre UV-Strahlung ionisiert Wasserstoff; Sternwinde und frühere massive Sterne räumen das Innere aus und drücken Material an den Rändern zusammen. Besonders helle Bögen müssen dabei keine dichteren „Wände“ im geometrischen Sinn sein: Auch eine gekrümmte Schale wird heller, wenn die Sichtlinie tangential durch mehr leuchtendes Gas verläuft.\n\n**Dunkel bedeutet nicht leer.** Die zentralen grauen Zonen sind teils wirklich gasärmeres Blaseninnere. Die scharf begrenzten schwarzen Zungen bestehen dagegen aus Staub und molekularem Material vor dem leuchtenden Hintergrund. Bei **BRC 5** lässt sich sogar verfolgen, wie eine solche Wolke von der Strahlung aus Richtung Melotte 15 komprimiert und photoverdampft wird. Fukuda et al. fanden dort 17 Hα-emittierende junge Sterne und konnten die asymmetrische Form mit strahlungsgetriebener Implosion einer ursprünglich etwa 400 Sonnenmassen schweren Wolke reproduzieren. Das ist starke lokale Evidenz für ausgelöste [Sternentstehung](#/wissen/sternentstehung), aber kein Beweis, dass sämtliche jungen Sterne in W3/W4 auf dieselbe Weise entstanden.\n\n**IC 1795 ist Nachbar, nicht Herzinnenraum.** Der kompakte Fischkopf rechts unten gehört zur W3-Seite des Komplexes. Arbeiten zum W3/W4-System ordnen IC 1795 einer jüngeren Stufe hierarchischer Sternentstehung zu: Großräumiges Feedback prägte zunächst die Molekülwolke; später wirkten IC 1795 und W4 auf noch jüngere eingebettete Regionen. Das Bild zeigt diese räumliche Nachbarschaft, kann die zeitliche Kausalität allein aber nicht beweisen.\n\n**Zwei Sternhaufen täuschen Tiefe vor.** Stock 7 und NGC 1027 liegen nur in [Projektion](#/wissen/projektion) vor dem Nebel. Gaia-basierte Arbeiten setzen Stock 7 ungefähr bei 0,68 kpc und NGC 1027 bei etwa 1,14 kpc; W4 steht deutlich weiter hinten. NGC 1027 ist zudem rund 130 Millionen Jahre alt, Melotte 15 dagegen nur wenige Millionen. Im Foto teilen sie dieselbe rote Kulisse, räumlich und zeitlich gehören sie nicht zusammen.\n\n**Was die Farbe bedeutet.** Lachsrot ist Hα, Cyan O III — die zwei Fenster des [Duo-Band-Filters](#/wissen/farben). 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BlurXTerminator lief korrektiv auf dem linearen Bild, NoiseXTerminator einmal zur linearen Entrauschung. Das Bild wurde sternlos und mit separater Sternebene weiterbearbeitet; Stretch, Farbbalance, lokale Kontraste und die kontrollierte HDR-Reduktion wurden danach manuell abgestimmt und in Photoshop abgeschlossen. Die Webquelle ist ein **10-Bit-AVIF in Display P3 mit HDR-Gain-Map**; die SDR- und HDR-Varianten entstehen aus derselben Quelle.\n\nDie neue Galeriequelle wurde separat astrometrisch vermessen: **7.533 Referenzsterne**, Restfehler **0,91″**, Maßstab **2,2205″/Pixel**, Bildmitte 02h 33m 04,00s +61° 30′ 10,2″. Das Feld misst **3,346 × 2,231°**, der Sensorwinkel beträgt 87,0° — Norden liegt damit im Bild nahezu rechts. 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Hier lässt sich der umgangssprachliche Name am besten nachvollziehen: Helle Ionisationssäume bilden je nach Drehung Hut oder Kapuze, Kopf und ausgestreckten Arm; dunkle Staubbahnen ergänzen Mantel und Schatten. Es gibt aber keine physische Zauberer-Grenze. Die Figur entsteht aus mehreren gekrümmten Fronten, Absorption und unserer Bereitschaft, in Wolken Gestalten zu sehen.\n\nDie Overlays trennen die Bestandteile: **Sh2-142** umfasst das ausgedehnte leuchtende Gas, **NGC 7380** nur den jungen Sternhaufen darin. **DH Cep** markiert den eng umlaufenden O+O-Doppelstern, der einen großen Teil der ionisierenden Strahlung liefert. **SFO 43 / BRC 43** sitzt am publizierten IR-/Wolkenkern einer bright-rimmed cloud. 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Der enge Ausschnitt verbindet Ursache und Reaktion: **DH Cep** ist im Bild nur ein Lichtpunkt, tatsächlich aber ein O5.5-V- plus O6-V-System mit rund 63 Sonnenmassen Gesamtmasse und 2,11 Tagen Umlaufzeit. Sein UV-Licht ionisiert das Gas; kollidierende Sternwinde und Strahlungsdruck arbeiten an der Wolkenoberfläche.\n\nDer Kreis **SFO 43 / BRC 43** markiert die Position von IRAS 22458+5746, also den eingebetteten IR-/Wolkenkern. Er ist bewusst klein und sitzt nicht stellvertretend auf der ganzen hellen Kante. Die optische bright rim ist ausgedehnt und liegt auf der DH-Cep zugewandten Seite des dichten Materials. Sharma et al. verbinden die junge Population dort mit einer möglichen zeitlichen Folge von der Ionisationsquelle zum Wolkenrand. „Möglich teilweise ausgelöst“ ist die belastbare Aussage; eine hübsch ausgerichtete Kante allein beweist noch keine kausale Sterngeburt.", "id": "d9e33619-43b2-42ec-9632-2b2c1c4e2bb1", "image": { "hdr": [ { "bytes": 26922, "src": "media/ngc7380/crop-d9e33619-hdr-533.avif", "width": 533 } ], "sdr": [ { "bytes": 54299, "src": "media/ngc7380/crop-d9e33619-533.avif", "width": 533 } ] }, "name": "DH Cep und BRC 43 — der Motor und die getroffene Wolkenkante", "pixels": { "height": 416, "width": 533 }, "rect": { "height": 0.2593274977863046, "width": 0.22142949380165294, "x": 0.35105058293978747, "y": 0.3763489706316411 }, "short_title": "DH Cep & BRC 43", "sky": { "dec_text": "+58° 04′ 31.1″", "height_arcmin": 19.12399184327393, "precision": "exact", "ra_text": "22h 47m 14.13s", "width_arcmin": 24.502614549194725 } } ], "description_md": "Der Zauberer ist eine Figur, die erst im Kopf entsteht: Je nach Drehung erkennt man in den hellen Säumen und dunklen Staubbahnen eine Kapuze oder einen spitzen Hut, einen erhobenen Arm und einen wehenden Mantel. **„Wizard Nebula“ beziehungsweise „Zauberernebel“ ist ein moderner astrofotografischer Beiname**, kein historischer Katalogname. Wer ihn geprägt hat, ist nicht verlässlich dokumentiert; spätestens 2011 war er durch NASAs Astronomy Picture of the Day weit verbreitet. Das ist schöne Pareidolie — und zugleich ein Hinweis, dass die scheinbare Figur von Blickrichtung, Bildausschnitt und Bearbeitung abhängt.\n\n**Caroline Herschels letzter Nebelfund.** Am 7. August 1787 notierte Caroline Herschel in Slough an dieser Stelle einen schwachen, nebligen Sternhaufen. Es war ihre letzte eigene Deep-Sky-Entdeckung, bevor sie vor allem mit ihren acht Kometen berühmt wurde. William Herschel beobachtete das Objekt am 1. November 1788 erneut und führte es als H VIII.77; Dreyer machte daraus 1888 NGC 7380. Caroline sah dabei nicht den fotografischen Zauberer von heute, sondern den helleren Haufen mit Nebelschimmer. Die großflächige H-II-Region bekam erst 1959 in Stewart Sharpless' zweitem Katalog die Bezeichnung **Sh2-142**.\n\n**Zwei Kataloge, zwei Dinge.** NGC 7380 bezeichnet streng genommen den jungen [offenen Sternhaufen](#/wissen/sternhaufen); Sh2-142, auch LBN 511, ist das ionisierte Gas darum. Die Namen werden in der Astrofotografie oft gleichgesetzt, aber die Trennung erzählt die Physik besser: Der Haufen entstand aus der Wolke und enthält heute die Sterne, die ihre Reste aufheizen und abtragen. Bei der in Sharma et al. verwendeten Entfernung von **2,6 kpc** oder rund 8.500 Lichtjahren misst der 30′ große Sharpless-Nebel ungefähr **74 Lichtjahre**. Das gesamte astrometrisch vermessene Bildfeld spannt sogar etwa **273 × 182 Lichtjahre** auf.\n\n**Der Motor ist selbst ein Paar.** Nahe dem Haufenzentrum steht **DH Cephei / HD 215835**. Der scheinbar einzelne Lichtpunkt besteht aus zwei sehr heißen O-Hauptreihensternen, die sich in nur **2,11 Tagen** umkreisen. Hilditch et al. bestimmten rund 32,7 und 29,6 Sonnenmassen. Ihr ultraviolettes Licht ionisiert den Wasserstoff; ihre Winde formen Höhlungen, verdichten Ränder und tragen Säulen ab. Die hellsten Kanten sind deshalb keine von außen beleuchteten Wolkenoberflächen. Wir sehen rekombinierendes Gas, besonders intensiv dort, wo die Sichtlinie tangential durch eine gekrümmte [Ionisationsfront](#/wissen/ionisationsfronten) läuft.\n\n**Dunkel heißt hier meist dicht, nicht leer.** Die dunklen Finger und Buchten enthalten kaltes Molekülgas und Staub vor dem roten Hα-Leuchten oder liegen im UV-Schatten dichter Klumpen. An ihren sonnenzugewandten Seiten wird Material ionisiert und photoverdampft; im Inneren kann es weiter kollabieren. So entstehen gleichzeitig Zerstörung und Geburt — derselbe Sternwind, der eine Wolke zerlegt, kann einen anderen Teil komprimieren.\n\n**BRC 43 ist der vorsichtige Testfall.** Die bright-rimmed cloud **SFO 43 / BRC 43** liegt projiziert etwa 5,6 pc von DH Cep entfernt. Sharma et al. fanden im gesamten Sh2-142-Feld mit WISE acht Class-I- und 21 Class-II-Kandidaten; die jüngsten Quellen häufen sich an den Wolkenrändern. Reisezeit der Ionisationsfront und Alter dieser Quellen passen zu einer räumlichen Abfolge. Das spricht dafür, dass Feedback die Sternentstehung dort **teilweise** angestoßen haben kann. Es ist kein Beweis, dass jeder Stern des Haufens auf diese Weise entstand. Der Overlay-Kreis markiert außerdem den katalogisierten IR-/Wolkenkern von SFO 43, nicht die komplette optische Leuchtkante.\n\n**Was die Farbe bedeutet.** Das Lachsrosa ist Hα, die kühlen Töne sind O III — die zwei Fenster des [Duo-Band-Filters](#/wissen/farben). Die Sternfarben wurden aus Gaia-Messungen angenähert; sie sind physikalisch begründet, aber nicht von interstellarer Rötung befreit.", "focus": null, "geometry": { "dec_deg": 58.08209969414381, "dec_text": "+58° 04′ 55.6″", "field_height_deg": 1.228961655312956, "field_width_deg": 1.843442482969434, "orientation": "Norden oben", "pixel_scale_arcsec": 2.7582680543183553, "precision": "exact", "ra_deg": 341.67608243494146, "ra_text": "22h 46m 42.26s", "rms_arcsec": 0.8537410716866852, "rotation_deg": -0.8243495877004818, "solver": "PixInsight ImageSolver 6.4.2", "source": "plate-solve", "star_count": 3124, "wcs": { "cd": [ [ -0.000766096717454044, -1.1012132566648211e-05 ], [ -1.1014932116777796e-05, 0.0007661161016632255 ] ], "crpix": [ 1203.5341773002788, 802.4336399615121 ], "crval": [ 341.676084381619, 58.082100746646375 ], "height": 1604, "width": 2406 } }, "hdr": true, "hdr_detail": { "dtype": "float32 (HdrDecode)", "fraction_above_white": 0.029461, "peak_vs_sdr_white": 3.872, "profile": "AVIF, Gain-Map angewandt (Quelle unbekannt)", "transfer": "linear" }, "headline": "NGC 7380 · Zauberernebel — Caroline Herschels letzter Fund und eine Sterngeburt in Wellen", "image": { "hdr": [ { "bytes": 227650, "src": "media/ngc7380/full-hdr-1280.avif", "width": 1280 }, { "bytes": 530217, "src": "media/ngc7380/full-hdr-2048.avif", "width": 2048 } ], "height": 1604, "navigator": { "bytes": 96990, "src": "media/ngc7380/navigator-720.avif", "width": 720 }, "navigator_gain": { "bytes": 14690, "src": "media/ngc7380/navigator-gain-1024.webp", "stops": 4.0, "width": 1024 }, "poster_hdr": [ { "bytes": 93695, "src": "media/ngc7380/poster-hdr-720.avif", "width": 720 } ], "poster_sdr": [ { "bytes": 96990, "src": "media/ngc7380/poster-720.avif", "width": 720 } ], "sdr": [ { "bytes": 230317, "src": "media/ngc7380/full-1280.avif", "width": 1280 }, { "bytes": 535197, "src": "media/ngc7380/full-2048.avif", "width": 2048 } ], "width": 2406 }, "lunar": null, "object_kind": "deep_sky", "processing_md": "Einzelfeld aus der Nacht vom **14. August 2026**, aufgenommen mit dem DWARF 3 und Duo-Band-Filter: **52 verwendete Einzelbelichtungen à 60 s**, zusammen **52 Minuten**, Gain 60. Alle 52 gestellten Frames wurden registriert und integriert; der WBPP-Lauf bestand ohne Warnungen oder Fehler. Kalibriert wurde mit dem passenden 60-s-/Gain-60-Rohdark-Satz für 37 bis 39 °C, anschließend klassische Integration mit LocalNormalization und PSF-Signalgewichtung.\n\nFür dieses Feld ist die ausgelieferte Fassung bewusst **ohne DBE** gerechnet. Das lineare Master war bereits auf 0,60 % Zonenspanne flach; ein 96-Punkt-Gitter änderte praktisch nichts (0,61 %), während kuratierte Atlasvarianten durch unnötige Flächenanpassung deutlich mehr Struktur erzeugten. Hier war die richtige Hintergrundkorrektur also keine Korrektur. Das ist am Master gemessen und keine ästhetische Bauchentscheidung.\n\nDas Rendering (`pano-v3`, Farbrezept `salmon-pano-v3`) kombinierte BlurXTerminator, NoiseXTerminator und eine getrennte StarXTerminator-Bearbeitung von Nebel und Sternen. Weil kein Breitband-Master dieses Feldes existiert, wurde nur die Chromatizität der Sterne aus einer lokalen Gaia-DR3-Suche übertragen; die Duo-Band-Luminanz blieb erhalten. Tonwert und Farbe wurden abschließend in Photoshop verfeinert, ausgeliefert wird die 16-Bit-Fassung.\n\nDie fertige AVIF-Datei wurde danach neu astrometrisch vermessen: **3.124 Referenzsterne**, Restfehler 0,85″, Maßstab 2,7583″/Pixel, Bildmitte 22h 46m 42,26s +58° 04′ 55,6″. Das Feld misst **1,843 × 1,229°**. 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Die bläulich-weißen Sterne gehören zum sehr jungen Haufen **IC 1590**. Seine massereichsten Mitglieder ionisieren das Gas und treiben die helle Höhlung von innen auf.\n\nDie kleinen schwarzen Inseln vor dem hellen Zentrum sind dichte Bok-Globulen. Sie wirken winzig, sind aber kompakte Reservoirs aus kaltem Gas und Staub. An ihren ausgefransten, zur Sternregion gerichteten Kanten erkennt man, dass UV-Strahlung und Winde Material abtragen. Manche Kerne können dabei komprimiert werden und Sterne bilden; andere werden vollständig verdampfen. Genau deshalb ist dieser Ausschnitt die eigentliche Geschichte von NGC 281: Der Sternhaufen beleuchtet nicht nur seine Umgebung, sondern entscheidet auch, welche Teile seiner Geburtswolke überleben.", "id": "6c1177d8-3baf-4478-a90e-06bb6839d631", "image": { "hdr": [ { "bytes": 32139, "src": "media/ngc-281w/crop-6c1177d8-hdr-685.avif", "width": 685 } ], "sdr": [ { "bytes": 77544, "src": "media/ngc-281w/crop-6c1177d8-685.avif", "width": 685 } ] }, "name": "IC 1590 und die Bok-Globulen — Geburt und Zerstörung im selben Bild", "pixels": { "height": 532, "width": 685 }, "rect": { "height": 0.3310765938606848, "width": 0.4265099247343565, "x": 0.2918388429752066, "y": 0.3346046708972845 }, "short_title": "IC 1590 & Globulen", "sky": { "dec_text": "+56° 37′ 38.6″", "height_arcmin": 19.67118628901984, "precision": "exact", "ra_text": "00h 52m 46.52s", "width_arcmin": 25.3285011428169 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "target-library", "detail": "Pacman-Nebel", "id": "ngc281", "kind": "emission_nebula", "label": "NGC 281", "radius": 0.922376, "radius_arcmin": 17.5, "x": 0.306159, "y": 0.196179 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Ausgedehnte Dunkelwolke vor dem leuchtenden Gas; ein Teil der Staubsilhouette, die Pacmans Mund zeichnet", "id": "tgu-h819", "kind": "dark", "label": "TGU H819", "radius": 0.838044, "radius_arcmin": 15.9, "x": 0.189574, "y": 0.554856 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Junger offener Sternhaufen im Zentrum von NGC 281; seine heißen massereichen Sterne ionisieren den Pacman-Nebel", "id": "ic1590", "kind": "cluster", "label": "IC 1590", "radius": 0.173934, "radius_arcmin": 3.3, "x": 0.382715, "y": 0.178194 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Radioquelle in der westlichen Molekülwolke; ihre VERA-Parallaxe liefert die direkte Entfernung des Komplexes", "id": "ngc281w-maser", "kind": "star", "label": "NGC 281W · H₂O-Maser", "radius": 0.063249, "radius_arcmin": 1.2, "x": 0.540402, "y": 0.46714 } ], "description_md": "Bildfeld ungefähr **51 × 38 Lichtjahre**. Die lange dunkle Struktur ist kein sauber ausgeschnittenes Loch, sondern eine überlagerte Landschaft aus Vordergrundstaub, dichten Molekülkernen und unbeleuchtetem Gas. Die helle Kante darüber markiert die Zone, an der ionisierte und molekulare Materie aufeinandertreffen.\n\nAuffällig sind die Finger und Kerben entlang des Randes. Dünneres Material ist bereits fortgeblasen, dichtere Knoten werfen Schatten und bleiben als Säulen zurück. Im zweidimensionalen Bild sieht das wie Pacmans Mund aus; räumlich schauen wir auf eine zerklüftete Front, die sich durch die Wolke arbeitet. 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Der Spitzname kam erst mit der Figur aus dem Videospiel der 1980er Jahre. Die viel bessere Pointe ist aber, dass der Eindruck des Fressens physikalisch erstaunlich gut passt: Im Inneren von NGC 281 zerstören junge massereiche Sterne tatsächlich die Wolke, aus der sie entstanden sind.\n\n**Barnard sah noch keinen Pacman.** Edward Emerson Barnard fand die große, sehr diffuse Nebulosität Anfang der 1880er Jahre mit einem kleinen Refraktor und veröffentlichte sie 1884; John Dreyer nahm sie 1888 als NGC 281 in den New General Catalogue auf. Auf solchen visuellen Beobachtungen war die spätere Videospielfigur kaum zu erkennen. Erst die Fotografie machte die dunkle Bucht vor dem hellen Emissionsnebel zu dem einprägsamen Profil. Der Katalogname **Sh2-184** bezeichnet dieselbe H-II-Region, während **IC 1590** der junge offene Sternhaufen in ihrem Zentrum ist.\n\n**Die Lampe sitzt mitten in der Wolke.** Die heißesten Sterne von IC 1590 senden so viel Ultraviolettstrahlung aus, dass sie Wasserstoff ionisieren und den Nebel zum Leuchten bringen. Ihre Winde und Strahlung drücken zugleich von innen gegen das umgebende Gas. Dadurch entsteht die helle Schale; dichtere Teile der Molekülwolke widerstehen länger und bleiben als dunkle Knoten, Zacken und Säulen stehen. Der scheinbare Mund ist also nicht leer. Er besteht zu einem guten Teil aus Vordergrundstaub, der das dahinterliegende Licht verschluckt.\n\n**Die schwarzen Inseln sind mögliche Sternwiegen.** Direkt am hellen Zentrum stehen kompakte [Bok-Globulen](#/wissen/ionisationsfronten) als Silhouetten vor dem ionisierten Gas. Manche solcher kalten Staubknoten können unter ihrer eigenen Schwerkraft kollabieren und neue Sterne bilden. Andere werden von den nahen O-Sternen schneller abgetragen, als sie kollabieren können. Das Bild hält damit zwei entgegengesetzte Vorgänge nebeneinander fest: Sterne entstehen aus der Wolke – und dieselben Sterne lösen sie anschließend wieder auf.\n\n**NGC 281W ist mehr als nur ein Dateiname.** Das „W“ bezeichnet die westliche Molekülwolke des Komplexes, in der auch Wasser-Maser als sehr genaue Entfernungsmarker beobachtet wurden. Ihre trigonometrische Parallaxe ergibt **2,82 ± 0,24 Kiloparsec**, rund 9.200 Lichtjahre. Bei dieser Entfernung liegt NGC 281 etwa **300 Parsec, fast 1.000 Lichtjahre, außerhalb der dünnen galaktischen Scheibe**. Der Komplex könnte ein Fragment einer viel älteren, expandierenden Superbubble sein. Die mögliche Kausalkette reicht damit über mehrere Generationen: frühere [Supernovae](#/wissen/supernovae) komprimieren die große Wolke, daraus entstehen die massereichen Sterne von IC 1590, und deren Strahlung stößt heute an den Wolkenrändern die nächste Runde von Sternentstehung an.\n\n**Was diese Aufnahme zeigt.** Rot ist Hα, Blaugrün O III — die zwei Fenster des [Duo-Band-Filters](#/wissen/farben), der den aufgehellten Himmelshintergrund aussperrt. 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August 2026 von 01:10 bis 01:26 UTC** in Friedrichsdorf mit **ZWO ASI2600MC Air am William Optics RedCat 71**, 349 mm Brennweite, **Duo-Hα/O-III-Filter**, Gain 100, Bin 1. Von den sieben begonnenen Aufnahmen wurden die **fünf qualitätsgeprüften Lights à 180 s** integriert: insgesamt **900 s beziehungsweise 15 min**. Aufgenommen wurde mit dem Duo-Band-Filter.\n\nWBPP kalibrierte mit dem aktuellen MasterFlat vom Morgen des 27. August und dem passenden MasterBias. Für diese 180-s-Gruppe stand kein Dark-Master im Lauf; es wird deshalb ausdrücklich keine Dark-Kalibrierung behauptet. LocalNormalization und PSF-Signalgewichtung waren aktiv, alle fünf ausgewählten Frames gingen in den klassischen, nicht gedrizzelten Master ein.\n\nPiMagic verarbeitete den bereits integrierten RGB-Master ohne erneutes Stacking: GradientCorrection, SPCC mit Sony-OSC-Profil, zwei kontrollierte BlurXTerminator-Durchgänge, Nuclear Stretch, NoiseXTerminator sowie StarXTerminator für getrennte Stern- und Nebelebenen. Der daraus erzeugte PSB wurde in Photoshop final abgestimmt und als AVIF exportiert. Die korrekte Gesamtbelichtung, Filterangabe und Geräteprovenienz wurden anschließend aus dem Integrationsmanifest beziehungsweise der korrigierten Aufnahmezuordnung in die Veröffentlichung übernommen, damit der Einzelmaster nicht fälschlich als eine 180-s-Breitbandaufnahme erscheint.\n\n**Astrometrie der veröffentlichten AVIF-Fassung:** Bildmitte RA **00h 52m 48,9s**, Dec **+56° 37′ 38,9″**, Maßstab **2,2186″/Pixel**, Feld **0,990 × 0,990°**, Drehung **+5,09°**, 897 Referenzsterne und 0,783″ RMS-Restfehler. Die Ausschnitte und Overlays werden aus genau dieser Lösung und der aktuellen Bildgeometrie abgeleitet.", "rating": null, "science_links": [ { "title": "NASA/Hubble — Bok-Globulen und IC 1590 in NGC 281", "url": "https://science.nasa.gov/missions/hubble/nearby-dust-clouds-in-the-milky-way/" }, { "title": "NASA/JPL — Pacman-Nebel, IC 1590 und die erodierte Wolke", "url": "https://www.jpl.nasa.gov/images/pia14873-does-pacman-have-teeth/" }, { "title": "Sato et al. — VERA-Parallaxe und Superbubble von NGC 281W", "url": "https://arxiv.org/abs/0806.4635" }, { "title": "Megeath et al. — zwei Skalen getriggerter Sternentstehung in NGC 281", "url": "https://astronomia.unam.mx/journals/rmxac/article/view/2003rmxac..15..151m" }, { "title": "Sharma et al. — Multiwellenlängenstudie von IC 1590 und NGC 281W", "url": "https://arxiv.org/abs/1204.2897" }, { "title": "NGC 281 bei SIMBAD", "url": "https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-basic?Ident=NGC+281" } ], "slug": "ngc-281w", "source_file": "PiMagic-NGC_281W-2026-08-28-14-30-47.avif", "target": "NGC 281W", "translation": { "complete": true, "fell_back": [], "lang": "de", "primary": true, "stale": [] } }, { "acquisition": { "date_end": "2026-09-03", "date_source": "embedded-xmp", "date_start": "2026-09-01", "filter": "Duo-Band", "frame_count": 37, "instrument": "ZWO ASI2600MC Air", "location": "Friedrichsdorf · DE", "pixel_scale_arcsec": 2.222, "session_count": 2, "target_name": "NGC 7226", "telescope": "William Optics RedCat 71", "total_exposure_seconds": 11100.0 }, "annotations": [ { "catalogue": "target-library", "detail": "Löwennebel", "id": "sh2-132", "kind": "emission_nebula", "label": "Sh2-132", "radius": 0.194662, "radius_arcmin": 45.0, "x": 0.410936, "y": 0.509477 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Dunkelwolke (LDN 1154 liegt darin) — die dunkle Kammer zwischen den beiden Schalen", "id": "tgu-h621", "kind": "dark", "label": "TGU H621", "radius": 0.038932, "radius_arcmin": 9.0, "x": 0.390047, "y": 0.362395 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Radio-H-II-Region [KC97c] G102.9-00.7 — der hellste Kern des Löwennebels, um den O9-Stern LS III +55 40 und junge stellare Objekte", "id": "g102.9-00.7", "kind": "nebula", "label": "G102.9−0.7", "radius": 0.03677, "radius_arcmin": 8.5, "x": 0.414164, "y": 0.552082 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Sehr junger offener Haufen (~12 Mio. 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Der Ausschnitt zeigt die Zweiteilung, die auch die Radiokarten sehen: links unten die helle rote Hauptschale um **WR 153ab**, rechts oben die türkise Höhle um **WR 152**. Zwischen beiden liegt die dunkle Kammer mit dem Dunkelwolkenkomplex LDN 1150/1154, deren Ränder als rote Bögen leuchten – [Ionisationsfronten](#/wissen/ionisationsfronten), an denen das UV-Licht der heißen Sterne auf dichteres Gas trifft.\n\nDie Löwenform ist ein Zufall der Perspektive. Physikalisch ist das eine Blase, die von innen aufgeblasen wird: Sternwinde und Strahlungsdruck räumen das Innere aus, das verdrängte Gas sammelt sich in den hellen Rändern, und dort, wo es auf die umgebende Molekülwolke trifft, wird es zusammengedrückt. Der eingebettete Haufen Teutsch 127 und der junge Haufen Berkeley 94 am unteren Rand zeigen, dass die Region weiter Sterne bildet.", "id": "d50aa0e9-790a-4cf9-b48b-d434f4e0fa4d", "image": { "hdr": [ { "bytes": 234179, "src": "media/ngc-7226/crop-d50aa0e9-hdr-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 730400, "src": "media/ngc-7226/crop-d50aa0e9-hdr-1800.avif", "width": 1800 } ], "sdr": [ { "bytes": 274075, "src": "media/ngc-7226/crop-d50aa0e9-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 842756, "src": "media/ngc-7226/crop-d50aa0e9-1800.avif", "width": 1800 } ] }, "name": "Der Löwennebel im Ganzen: zwei Schalen, zwei Farben", "pixels": { "height": 3041, "width": 3152 }, "rect": { "height": 0.7282381924715908, "width": 0.5044135551948051, "x": 0.25340355667060216, "y": 0.14229238150580478 }, "short_title": "Sh2-132", "sky": { "dec_text": "+55° 46′ 12.9″", "height_arcmin": 112.51392969219911, "precision": "exact", "ra_text": "22h 18m 41.60s", "width_arcmin": 116.62081762243065 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "target-library", "detail": "Löwennebel", "id": "sh2-132", "kind": "emission_nebula", "label": "Sh2-132", "radius": 1.221926, "radius_arcmin": 45.0, "x": 0.519819, "y": 0.328805 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Radio-H-II-Region [KC97c] G102.9-00.7 — der hellste Kern des Löwennebels, um den O9-Stern LS III +55 40 und junge stellare Objekte", "id": "g102.9-00.7", "kind": "nebula", "label": "G102.9−0.7", "radius": 0.230808, "radius_arcmin": 8.5, "x": 0.540083, "y": 0.503982 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Dunkelwolke vor der hellsten Wolke des Nebels — die dunklen Fetzen im Maschinenhaus", "id": "ldn1161", "kind": "dark", "label": "LDN 1161", "radius": 0.067885, "radius_arcmin": 2.5, "x": 0.522865, "y": 0.570392 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "HD 211853, GP Cep — Vierfachsystem WN6o+O6I, 9,2 mag; Hauptanreger der roten Schale", "id": "wr153ab", "kind": "star", "label": "WR 153ab", "radius": 0.054308, "radius_arcmin": 2.0, "x": 0.534155, "y": 0.321416 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "DSH J2218.9+5607 — eingebetteter Haufen um den O7-Stern BD+55 2722, direkt neben WR 153ab", "id": "teutsch127", "kind": "cluster", "label": "Teutsch 127", "radius": 0.048877, "radius_arcmin": 1.8, "x": 0.537283, "y": 0.372272 } ], "description_md": "Etwa 115 × 125 Lichtjahre. Der hellste Teil des Nebels ist zugleich sein Maschinenraum. Im oberen Teil des Ausschnitts, rechts der Mitte, steht **WR 153ab** (HD 211853, 9,2 mag), ein Vierfachsystem aus zwei Doppelsternen mit einem WN6-[Wolf-Rayet-Stern](#/wissen/wolf-rayet-sterne) und einem O6-Überriesen; direkt daneben der eingebettete Haufen **Teutsch 127** mit dem O7-Stern BD+55 2722. In der Mitte liegt die Radio-H-II-Region G102.9−0.7 mit dem O9-Stern LS III +55 40 und einer dichten Gruppe katalogisierter junger stellarer Objekte – hier entstehen noch Sterne.\n\nDie dunklen Fetzen quer durch das helle Gas sind [Staub](#/wissen/staub) im Vordergrund (LDN 1161), kein Loch im Nebel: Sie decken das Leuchten ab. Ihre zerrissenen Kanten zeigen, dass die Strahlung der O-Sterne gerade dabei ist, sie aufzulösen.", "id": "972ee2cb-af49-4ad9-b2ff-e48ce21bfe8c", "image": { "hdr": [ { "bytes": 72572, "src": "media/ngc-7226/crop-972ee2cb-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 156114, "src": "media/ngc-7226/crop-972ee2cb-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Das Maschinenhaus: WR 153ab, Teutsch 127 und die hellste Wolke", "pixels": { "height": 1016, "width": 995 }, "rect": { "height": 0.2432133518115407, "width": 0.15930766676505315, "x": 0.328125, "y": 0.42950699671225234 }, "short_title": "WR 153ab", "sky": { "dec_text": "+56° 08′ 41.8″", "height_arcmin": 37.590974208245406, "precision": "exact", "ra_text": "22h 19m 33.94s", "width_arcmin": 36.813995410634035 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "HD 211564 — Wolf-Rayet WN3(h), 11,6 mag; der heiße Stern in der türkisen Höhle, mit eigenem Ringnebel und kompaktem Haufen SBB 3", "id": "wr152", "kind": "star", "label": "WR 152", "radius": 0.038031, "radius_arcmin": 2.0, "x": 0.294868, "y": 0.540082 } ], "description_md": "Etwa 165 × 155 Lichtjahre. Die türkise Höhle ist der Ringnebel um **WR 152** (HD 211564, 11,6 mag), einen [Wolf-Rayet-Stern](#/wissen/wolf-rayet-sterne) vom frühen Typ WN3 – seltener und heißer als der WN6-Typ von WR 153ab, aber leuchtschwächer. Um ihn herum steht der kompakte Haufen SBB 3.\n\nDie Farbe ist hier keine Interpretation: Der Duo-Band-Filter trennt [O III] (Grün und Blau) von Hα (Rot). Wo die UV-Strahlung hart genug ist, Sauerstoff doppelt zu ionisieren, dominiert [O III] – und das ist nur nahe einem sehr heißen Stern der Fall. Die feinen hellen Fäden im Inneren sind die aufgerissene Schale selbst; die dunklen Klumpen am linken Rand sind dichte Globulen, die die [Ionisationsfront](#/wissen/ionisationsfronten) noch nicht aufgelöst hat. Nach links unten geht die Höhle ohne scharfe Grenze in die rote Hauptschale um WR 153ab über.", "id": "3e64bd43-13ba-4c37-81c5-5a2d218e06d3", "image": { "hdr": [ { "bytes": 125993, "src": "media/ngc-7226/crop-3e64bd43-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 194813, "src": "media/ngc-7226/crop-3e64bd43-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Die türkise Höhle um WR 152", "pixels": { "height": 1324, "width": 1421 }, "rect": { "height": 0.317012053750779, "width": 0.2274894849468712, "x": 0.4768207644628099, "y": 0.21049066148497964 }, "short_title": "WR 152", "sky": { "dec_text": "+55° 26′ 50.6″", "height_arcmin": 48.986663239878865, "precision": "exact", "ra_text": "22h 16m 09.52s", "width_arcmin": 52.57556530503616 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Dunkelwolke (LDN 1154 liegt darin) — die dunkle Kammer zwischen den beiden Schalen", "id": "tgu-h621", "kind": "dark", "label": "TGU H621", "radius": 0.181759, "radius_arcmin": 9.0, "x": 0.383887, "y": 0.554334 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Dunkelwolke am Rand der dunklen Kammer, 5′ (Dutra & Bica 2002)", "id": "ldn1150", "kind": "dark", "label": "LDN 1150", "radius": 0.050489, "radius_arcmin": 2.5, "x": 0.650817, "y": 0.498132 } ], "description_md": "Etwa 155 × 130 Lichtjahre. Zwischen den beiden Schalen liegt eine dunkle Kammer, und sie ist nicht leer: Hier sitzen die Dunkelwolken **LDN 1150** und **LDN 1154** (TGU H621), dazu kalte Molekülgas-Klumpen aus dem Planck-Katalog. Der rote Bogen am oberen Rand ist eine [Ionisationsfront](#/wissen/ionisationsfronten): die beleuchtete Haut der Wolke, hinter der das Gas dicht und dunkel bleibt.\n\nDer dunkle Rüssel in der unteren Hälfte – mit verbreitertem Kopf, an seinem anderen Ende zwei helle blaue Sterne – ist eine Säule aus dichterem Gas, die der Front standhält: derselbe Mechanismus wie beim Elefantenrüssel in IC 1396, hier im Kleinformat. Dass es [Staub](#/wissen/staub) im Vordergrund ist und nicht bloß fehlendes Leuchten, verrät die Sterndichte, die zur Mitte der Kammer hin abnimmt.", "id": "1ceaffb5-b057-4705-ad3b-d981600650fd", "image": { "hdr": [ { "bytes": 121020, "src": "media/ngc-7226/crop-1ceaffb5-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 165035, "src": "media/ngc-7226/crop-1ceaffb5-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Die dunkle Kammer: LDN 1150 und LDN 1154", "pixels": { "height": 1081, "width": 1338 }, "rect": { "height": 0.25897608325031973, "width": 0.21419808884297514, "x": 0.30781895661157027, "y": 0.21883541559056474 }, "short_title": "Dunkelwolken", "sky": { "dec_text": "+56° 07′ 28.0″", "height_arcmin": 39.99590858180442, "precision": "exact", "ra_text": "22h 15m 48.89s", "width_arcmin": 49.50464910495312 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Sehr junger offener Haufen (~12 Mio. Jahre, ~1.500 M☉, ~3,3 kpc nach UCC) — nicht NGC 7226", "id": "ngc7235", "kind": "cluster", "label": "NGC 7235", "radius": 0.435016, "radius_arcmin": 4.2, "x": 0.46919, "y": 0.410103 } ], "description_md": "Rund 28 × 37 Lichtjahre bei 3,3 kpc. **NGC 7235** ist ein sehr junger offener [Sternhaufen](#/wissen/sternhaufen): Gaia-basierte Auswertungen geben etwa 12 Millionen Jahre, rund 1.500 Sonnenmassen und eine Entfernung ähnlich der des Nebels. Die hellsten Mitglieder sind B-Sterne. Der Duo-Band-Filter lässt von Sternfarben nur einen Rest durch, aber die Richtung stimmt: Heiße Sterne erscheinen bläulich, kühle rötlich – die rötlichen Sterne im Feld sind entwickelte Riesen oder Vordergrundsterne.\n\nNGC 7235 könnte zur selben Sternentstehungswelle gehören wie Sh2-132 – Entfernung und Altersfolge passen. Nicht zu verwechseln mit **NGC 7226**, dem Namensgeber des Aufnahmeplans: Der steht klein und unauffällig am oberen Bildrand, etwas rechts der Mitte, und ist mit rund 470 Millionen Jahren ein ganz anderer Haufentyp.", "id": "3d9d518a-72bc-406f-a676-dc2123086102", "image": { "hdr": [ { "bytes": 18730, "src": "media/ngc-7226/crop-3d9d518a-hdr-261.avif", "width": 261 } ], "sdr": [ { "bytes": 21727, "src": "media/ngc-7226/crop-3d9d518a-261.avif", "width": 261 } ] }, "name": "NGC 7235: der junge Haufen in der Ecke", "pixels": { "height": 320, "width": 261 }, "rect": { "height": 0.07668782744244393, "width": 0.041765053128689486, "x": 0.09762396694214877, "y": 0.13102884504029744 }, "short_title": "NGC 7235", "sky": { "dec_text": "+57° 15′ 58.5″", "height_arcmin": 11.839676915982807, "precision": "exact", "ra_text": "22h 12m 27.78s", "width_arcmin": 9.656736484598476 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Offener Haufen mittleren Alters (~400 Mio. Jahre, ~1.600 M☉, ~3,2 kpc nach UCC)", "id": "ngc7245", "kind": "cluster", "label": "NGC 7245", "radius": 0.063397, "radius_arcmin": 2.5, "x": 0.292458, "y": 0.337798 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Alter offener Haufen (~3 Mrd. Jahre) in ~6,3 kpc — doppelt so weit wie NGC 7245, nur in der Projektion sein Nachbar", "id": "king9", "kind": "cluster", "label": "King 9", "radius": 0.045646, "radius_arcmin": 1.8, "x": 0.18725, "y": 0.427125 } ], "description_md": "Rund 47 × 48 Lichtjahre bei 3,2 kpc. Zwei [Sternhaufen](#/wissen/sternhaufen) in einem Ausschnitt: **NGC 7245** in der Mitte, etwa 400 Millionen Jahre alt und rund 1.600 Sonnenmassen schwer, und links unterhalb davon **King 9**. Der wirkt wie ein Anhängsel, steht aber mit rund 6,3 kpc in doppelter Entfernung und ist mit etwa drei Milliarden Jahren einer der alten Haufen der galaktischen Scheibe.\n\nDie Nachbarschaft ist reine Projektion, und selbst durch den Duo-Band-Filter deutet der Farbrest es an: NGC 7245 ist reich an heißen, bläulich erscheinenden Sternen, King 9 zeigt rötere, ältere Riesen – und der [Staub](#/wissen/staub) auf sechs Kiloparsec Weg tut das Seine dazu. Dass ein offener Haufen drei Milliarden Jahre überlebt, ist die Ausnahme; King 9 verdankt sie seiner Masse.", "id": "a7725501-2b47-497a-b16a-cd4aa3e0581c", "image": { "hdr": [ { "bytes": 124213, "src": "media/ngc-7226/crop-a7725501-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 97159, "src": "media/ngc-7226/crop-a7725501-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "NGC 7245 und King 9: Nachbarn nur in der Projektion", "pixels": { "height": 681, "width": 1066 }, "rect": { "height": 0.16315846228621445, "width": 0.1705836776859504, "x": 0.8294163223140496, "y": 0.2657232103143857 }, "short_title": "NGC 7245", "sky": { "dec_text": "+54° 11′ 57.9″", "height_arcmin": 25.19631243682591, "precision": "exact", "ra_text": "22h 15m 42.60s", "width_arcmin": 39.44092372636772 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "PN M 2-51 — bipolarer planetarischer Nebel, 13,6 mag, 47″ × 38″, ~1,9 kpc: Vordergrund, nicht Teil von Sh2-132", "id": "m2-51", "kind": "nebula", "label": "Minkowski 2-51", "radius": 0.064781, "radius_arcmin": 1.2, "x": 0.46623, "y": 0.617484 } ], "description_md": "Etwa 31 × 32 Lichtjahre bei 1,9 kpc; der Nebel selbst misst nur 47″ × 38″, also rund 1,4 Lichtjahre. **Minkowski 2-51** ist ein bipolarer [planetarischer Nebel](#/wissen/planetarische-nebel) von 13,6 mag: die abgestoßene Hülle eines Sterns von wenigen Sonnenmassen, der gerade zum Weißen Zwerg wird. Er steht in etwa 1.900 pc Entfernung und damit deutlich vor Sh2-132 – gemeinsam ist nur die Blickrichtung.\n\nDie rötliche Wolke darüber gehört nicht zum Nebel, sondern ist ein Ausläufer des Hα-Schleiers, der das ganze Feld überzieht. Der grünliche Kern des Nebels ist [O III], der rötliche Saum Hα und [N II] – die übliche Schichtung eines planetarischen Nebels, hier auf wenige Pixel zusammengedrängt.", "id": "48c2180b-485d-4b8f-a0e8-05a34012bac8", "image": { "hdr": [ { "bytes": 64268, "src": "media/ngc-7226/crop-48c2180b-hdr-501.avif", "width": 501 } ], "sdr": [ { "bytes": 57219, "src": "media/ngc-7226/crop-48c2180b-501.avif", "width": 501 } ] }, "name": "Minkowski 2-51: ein planetarischer Nebel im Vordergrund", "pixels": { "height": 494, "width": 501 }, "rect": { "height": 0.11832908080910565, "width": 0.08013116145218419, "x": 0.026555121015348286, "y": 0.2848496890577856 }, "short_title": "M 2-51", "sky": { "dec_text": "+57° 27′ 57.1″", "height_arcmin": 18.277501239048455, "precision": "exact", "ra_text": "22h 15m 47.89s", "width_arcmin": 18.53649417158558 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "PN G102.9-02.3 — blasse planetarische Blase, ~2′ × 1,5′, 17-mag-Zentralstern mit heißem Begleiter, Entfernung unsicher", "id": "abell79", "kind": "nebula", "label": "Abell 79", "radius": 0.066792, "radius_arcmin": 1.2, "x": 0.501096, "y": 0.52618 } ], "description_md": "Etwa 17′ Kantenlänge; die Blase selbst hat rund 2′ × 1,5′. **Abell 79** (PN G102.9−02.3) fand George Abell 1955 auf den Platten des Palomar Sky Survey. Der Ring dehnt sich mit etwa 13 km/s aus; der Zentralstern von 17 mag ist ein kühler Zwerg, der die beobachtete Ionisation allein nicht erklären kann – er braucht einen heißen, unsichtbaren Begleiter. Die Entfernung ist unsicher, Literaturwerte reichen von etwa 3.300 bis 4.800 Lichtjahren.\n\nDer grün-weiße Kern ist [O III], der rote Saum Hα – dieselbe Schichtung wie in vielen alten [planetarischen Nebeln](#/wissen/planetarische-nebel). Die rötlichen Schleier links davon sind der äußerste Rand von Sh2-132, der hier am südöstlichen Bildrand ausläuft.", "id": "ef0e10e6-333a-4c2a-a0e1-e02f3b87b030", "image": { "hdr": [ { "bytes": 55969, "src": "media/ngc-7226/crop-ef0e10e6-hdr-486.avif", "width": 486 } ], "sdr": [ { "bytes": 55423, "src": "media/ngc-7226/crop-ef0e10e6-486.avif", "width": 486 } ] }, "name": "Abell 79: die Blase am Bildrand", "pixels": { "height": 460, "width": 486 }, "rect": { "height": 0.11005395306043397, "width": 0.07771915584415579, "x": 0.7027237677095632, "y": 0.8793242003025383 }, "short_title": "Abell 79", "sky": { "dec_text": "+54° 49′ 40.6″", "height_arcmin": 17.019535566725285, "precision": "exact", "ra_text": "22h 26m 14.19s", "width_arcmin": 17.981509316148887 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Collinder 446 — offener Haufen, Namensgeber des Aufnahmeplans; steht mit ~4 kpc vermutlich hinter Sh2-132, ~470 Mio. Jahre (UCC)", "id": "ngc7226", "kind": "cluster", "label": "NGC 7226", "radius": 0.075558, "radius_arcmin": 2.0, "x": 0.461539, "y": 0.501934 } ], "description_md": "Rund 95 × 50 Lichtjahre bei 4 kpc. Das ist der Haufen, nach dem der Aufnahmeplan hieß: **NGC 7226**, auch Collinder 446, ein kompakter offener [Sternhaufen](#/wissen/sternhaufen) von nur 2,3′ Katalogdurchmesser. Gaia-basierte Auswertungen geben etwa 470 Millionen Jahre und rund 430 Sonnenmassen; die photometrische Entfernung liegt bei 4 kpc, die Parallaxen deuten auf noch mehr. Er steht damit wahrscheinlich hinter Sh2-132, nicht darin.\n\nIm Bild sitzt er am oberen, westlichen Rand – das Feld ist auf den Nebel zentriert, nicht auf den Haufen. Man sieht ihm sein Alter an: keine Gasreste, kein heller O-Stern, ein dichter Kern aus wenigen Dutzend Sternen. Der Vergleich mit NGC 7235 in der anderen Bildecke ist der eigentliche Gewinn dieses Ausschnitts: zwei offene Haufen, der eine zwölf Millionen, der andere fast eine halbe Milliarde Jahre alt.", "id": "d54bdc44-28c0-4518-b240-ffc2b2895bb4", "image": { "hdr": [ { "bytes": 63926, "src": "media/ngc-7226/crop-d54bdc44-hdr-715.avif", "width": 715 } ], "sdr": [ { "bytes": 36678, "src": "media/ngc-7226/crop-d54bdc44-715.avif", "width": 715 } ] }, "name": "NGC 7226: der Namensgeber am Rand", "pixels": { "height": 367, "width": 715 }, "rect": { "height": 0.08793563872798602, "width": 0.11450339433293988, "x": 0.5500064566115702, "y": 0.008581336395611963 }, "short_title": "NGC 7226", "sky": { "dec_text": "+55° 22′ 52.1″", "height_arcmin": 13.578629463017782, "precision": "exact", "ra_text": "22h 10m 25.11s", "width_arcmin": 26.454278109149083 } } ], "description_md": "Der Aufnahmeplan hieß **NGC 7226**, und dieser offene Sternhaufen steht tatsächlich im Bild – allerdings nur knapp: als kleine, dichte Sterngruppe am oberen Bildrand, etwas rechts der Mitte. Das Bild gehört einem anderen Objekt. **Sh2-132**, auch LBN 473 und als *Löwennebel* bekannt, ist die große H-II-Region, die mit rund 1,5° Durchmesser die Bildmitte füllt. Und der auffällige Sternhaufen links oben ist ebenfalls nicht NGC 7226, sondern **NGC 7235**. Das Feld ist eine Sammlung: eine Sternentstehungsregion, fünf offene Haufen sehr unterschiedlichen Alters und zwei planetarische Nebel, die nur die Blickrichtung teilen. Norden liegt im Bild links, Osten unten.\n\nSh2-132 steht an der Grenze zwischen Kepheus und Eidechse in etwa 3,5 kpc Entfernung, rund 11.000 Lichtjahren – die kinematische Distanz von Vasquez et al. (2010), mit ±1 kpc Unsicherheit. Radiobeobachtungen zeigen zwei Schalen aus ionisiertem Gas, zusammen etwa 1.500 Sonnenmassen bei einer Elektronendichte um 20 Teilchen pro Kubikzentimeter. Genau diese Zweiteilung zeigt das Bild: links unten die rote, von Staubbändern durchzogene Hauptschale, rechts oben eine türkis leuchtende Höhle, dazwischen eine dunkle Kammer.\n\nDie Energie liefern zwei [Wolf-Rayet-Sterne](#/wissen/wolf-rayet-sterne). **WR 153ab** (HD 211853, 9,2 mag) ist ein Vierfachsystem aus zwei Doppelsternen mit einem WN6-Wolf-Rayet-Stern und einem O6-Überriesen. Es steht am Rand der hellsten Wolke, zusammen mit dem eingebetteten Haufen Teutsch 127 und dem O7-Stern BD+55 2722, und ist der Hauptanreger der roten Schale. **WR 152** (HD 211564, 11,6 mag) ist ein WN3-Stern: leuchtschwächer, aber heißer. Um ihn liegt die türkise Höhle mit seinem eigenen Ringnebel. Dazu kommen mehrere O-Sterne der LS-III-Durchmusterung zwischen O7 und O9. Ihre Winde und ihr UV-Licht haben die Höhlungen freigeblasen und schieben das Gas an den Rändern zusammen; CO-Beobachtungen zeigen Molekülgas, das die ionisierten Schalen umschließt und mit ihnen wechselwirkt – der Vorrat für die nächste Sterngeneration ([Sternentstehung](#/wissen/sternentstehung)).\n\nDie [Sternhaufen](#/wissen/sternhaufen) im Feld gehören nicht zusammen. **NGC 7226** (Collinder 446) steht mit rund 4 kpc wahrscheinlich hinter dem Nebel, ist etwa 470 Millionen Jahre alt und bringt rund 430 Sonnenmassen auf – ein unauffälliger Haufen mittleren Alters. **NGC 7235** links oben ist mit etwa 12 Millionen Jahren sehr jung, mit rund 1.500 Sonnenmassen deutlich schwerer und steht in ähnlicher Entfernung wie der Nebel. Rechts liegen **NGC 7245** (etwa 400 Millionen Jahre, 3,2 kpc) und direkt daneben **King 9**, ein rund drei Milliarden Jahre alter Haufen in doppelter Entfernung – im Bild ein Nachbar, im Raum drei Kiloparsec dahinter. **Berkeley 94** im östlichen Nebelteil, im Bild unterhalb der Mitte, ist mit etwa 14 Millionen Jahren wieder ein Kind der Region. Die Werte stammen aus dem Gaia-basierten Unified Cluster Catalogue.\n\nZwei kleine [planetarische Nebel](#/wissen/planetarische-nebel) liegen am Rand: **Minkowski 2-51** links, ein bipolarer Nebel in nur etwa 1,9 kpc Entfernung und damit weit vor Sh2-132, und **Abell 79** rechts unten, eine blasse Blase von 2′ Durchmesser mit unsicherer Entfernung. Beide sind die Endstadien sonnenähnlicher Sterne – das Gegenstück zu den jungen, massereichen Sternen, die den Löwennebel zum Leuchten bringen.\n\nDie Aufnahme entstand durch einen Duo-Band-Filter, der nur zwei Linien passieren lässt: Hα bei 656 nm und [O III] bei 501 nm. Auf dem Farbsensor landet Hα im Rotkanal, [O III] in Grün und Blau. Das tiefe Rot ist also das Leuchten des [Wasserstoffs](#/wissen/wasserstoff), und die türkise Höhle um WR 152 ist unmittelbar sichtbares Licht doppelt ionisierten Sauerstoffs – der heiße WN3-Stern liefert die dafür nötige harte UV-Strahlung. Sternfarben überleben diesen Filter nur als Rest: Heiße Sterne strahlen relativ mehr Kontinuum im [O III]-Fenster und erscheinen bläulich, kühle rötlich. 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September 2026** in Friedrichsdorf mit **ZWO ASI2600MC Air am William Optics RedCat 71** bei 349 mm Brennweite, Gain 100, Bin 1 und rund −10 °C, durch einen **Duo-Band-Filter** (Hα + [O III]). In den finalen Stack gingen **17 Einzelbelichtungen à 300 s** ein, zusammen **5.100 s beziehungsweise 1 h 25 min**. Acht zuvor manuell aussortierte Frames blieben bewusst unberücksichtigt.\n\nKalibriert wurde mit MasterBias, MasterFlat und einem bias-korrigiert auf 300 s skalierten MasterDark. WBPP registrierte und integrierte alle 17 behaltenen Frames mit LocalNormalization; der Lauf endete ohne Warnungen, Registrierungsfehler oder weitere Ausschlüsse.\n\nDer lineare Master wurde anschließend im protokollierten PiMagic-Expert-Pfad bearbeitet, unter anderem mit Hintergrundkorrektur, photometrischer Farbkalibrierung sowie getrennter Rausch-, Detail- und Sternebenenbearbeitung. AstroMagic erzeugte daraus die geschichtete Photoshop-Datei; Tonwert und Farbe wurden in Photoshop finalisiert. Die Galerie verwendet den 5863 × 4109 Pixel großen AVIF-Export mit Display-P3-Farbraum und HDR-Gain-Map.\n\nDas Bild ist plate-gelöst (PixInsight ImageSolver, 1672 Sterne, RMS 1,3″): 2,22″/px, Bildfeld 3,62° × 2,53°, Norden links. Die Objektmarkierungen in Bild und Ausschnitten werden aus dieser Lösung berechnet; Positionen stammen aus SIMBAD.", "rating": null, "science_links": [ { "title": "Vasquez et al. 2010 — Ionisiertes Gas, Moleküle und Staub in Sh2-132 (MNRAS 405, 1976)", "url": "https://academic.oup.com/mnras/article/405/3/1976/967297" }, { "title": "Saurin, Bica & Bonatto 2010 — Sternhaufen im Sh2-132-Komplex (arXiv:1006.0246)", "url": "https://arxiv.org/abs/1006.0246" }, { "title": "NGC 7226 im Unified Cluster Catalogue", "url": "https://ucc.ar/_clusters/ngc7226/" }, { "title": "NGC 7235 im Unified Cluster Catalogue", "url": "https://ucc.ar/_clusters/ngc7235/" }, { "title": "NGC 7245 und King 9 im Unified Cluster Catalogue", "url": "https://ucc.ar/_clusters/ngc7245/" }, { "title": "Viskum et al. 1997 — Photometrie, Alter und Entfernung von NGC 7226", "url": "https://cdsarc.cds.unistra.fr/ftp/vizier/aa/papers/7328001/2300158.pdf" }, { "title": "Sharpless-Katalog der galaktischen H-II-Regionen bei VizieR", "url": "https://vizier.cds.unistra.fr/viz-bin/VizieR?-source=VII/20" }, { "title": "Planetarischer Nebel Minkowski 2-51 (Deep-Sky Corner)", "url": "https://www.deepskycorner.ch/obj/min2-51.en.php" }, { "title": "Planetarischer Nebel Abell 79 (Deep-Sky Corner)", "url": "https://www.deepskycorner.ch/obj/a79.en.php" } ], "slug": "ngc-7226", "source_file": "PiMagic-NGC_7226-2026-09-03-11-19-25_V4_32.avif", "target": "NGC 7226", "translation": { "complete": true, "fell_back": [], "lang": "de", "primary": true, "stale": [] } }, { "acquisition": { "date_end": "2026-09-15", "date_source": "embedded-xmp", "date_start": "2026-08-26", "filter": "Duo-Band", "frame_count": 45, "instrument": "ZWO ASI2600MC Air", "location": "Friedrichsdorf · DE", "pixel_scale_arcsec": 2.2186905610414454, "session_count": 3, "target_name": "NGC 6960", "telescope": "William Optics RedCat 71", "total_exposure_seconds": 9900.0 }, "annotations": [ { "catalogue": "target-library", "detail": "Cirrusnebel West (Hexenbesen)", "id": "ngc6960", "kind": "supernova_remnant", "label": "NGC 6960", "radius": 0.188994, "radius_arcmin": 35.0, "x": 0.922337, "y": 0.487743 }, { "catalogue": "target-library", "detail": "Pickerings Dreieck", "id": "ngc6979", "kind": "supernova_remnant", "label": "NGC 6979", "radius": 0.161995, "radius_arcmin": 30.0, "x": 0.563473, "y": 0.136666 }, { "catalogue": "target-library", "detail": "Cirrusnebel Ost", "id": "ngc6992", "kind": "supernova_remnant", "label": "NGC 6992", "radius": 0.161995, "radius_arcmin": 30.0, "x": 0.171462, "y": 0.242921 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "HD 197912, K0 IIIa — heller Vordergrundstern mitten vor NGC 6960; optische Ueberlagerung, nicht Teil des Supernova-Ueberrests", "id": "52-cygni", "kind": "star", "label": "52 Cygni", "radius": 0.00972, "radius_arcmin": 1.8, "x": 0.939098, "y": 0.452856 } ], "crops": [ { "annotations": [ { "catalogue": "target-library", "detail": "Cirrusnebel Ost", "id": "ngc6992", "kind": "supernova_remnant", "label": "NGC 6992", "radius": 0.395916, "radius_arcmin": 30.0, "x": 0.419055, "y": 0.270609 } ], "description_md": "Bildfeld ungefähr **60 × 88 Bogenminuten**, entsprechend rund **41 × 61 Lichtjahren**. NGC 6992 bezeichnet den nördlichen, NGC 6995 den südlichen Teil dieses zusammenhängenden Bogens; gemeinsam bilden sie den Östlichen Cirrus beziehungsweise Caldwell 33.\n\nDer Bogen ist kein einzelnes Seil. Mehrere fast parallele Filamente zeigen leicht gegeneinander versetzte Schockflächen und Faltungen innerhalb der dünnen Schale. Wo sie sich in der Projektion überlagern, wird der Vorhang besonders hell. Die feinen Haken am unteren Ende machen sichtbar, wie stark die Front durch lokale Dichteunterschiede zerzaust wird.", "id": "9bba7f77-76f5-473d-add1-a2e326cd1c83", "image": { "hdr": [ { "bytes": 339124, "src": "media/ngc-6992/crop-9bba7f77-hdr-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 1130922, "src": "media/ngc-6992/crop-9bba7f77-hdr-1800.avif", "width": 1800 } ], "sdr": [ { "bytes": 381888, "src": "media/ngc-6992/crop-9bba7f77-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 1257716, "src": "media/ngc-6992/crop-9bba7f77-1800.avif", "width": 1800 } ] }, "name": "NGC 6992/6995 — der gefaltete Vorhang der Ostfront", "pixels": { "height": 2660, "width": 2049 }, "rect": { "height": 0.43586038545718164, "width": 0.4091640284000746, "x": 0.0, "y": 0.12497322868123008 }, "short_title": "Östlicher Cirrus", "sky": { "dec_text": "+31° 21′ 33.2″", "height_arcmin": 98.36440748054552, "precision": "exact", "ra_text": "20h 55m 59.82s", "width_arcmin": 75.77017704046534 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "target-library", "detail": "Pickerings Dreieck", "id": "ngc6979", "kind": "supernova_remnant", "label": "NGC 6979", "radius": 0.414121, "radius_arcmin": 30.0, "x": 0.56335, "y": 0.264832 } ], "description_md": "Bildfeld ungefähr **61 × 65 Bogenminuten**. Dieses lockere Netz zwischen Ost- und Westbogen wird häufig „Pickerings Dreieck“ genannt, obwohl **Williamina Fleming** es 1904 auf fotografischen Platten des Harvard College Observatory erkannte. Die Bezeichnung NGC 6979 wird oft auf den ganzen Komplex ausgedehnt, bezeichnet historisch aber nur benachbarte hellere Fetzen.\n\nAnders als der kompakte Ostbogen besteht das Dreieck aus vielen dünnen, gekreuzten Strängen. Das ist eine Projektionskarte der Schale: Wir sehen mehrere gefaltete Flächen unter unterschiedlichen Winkeln, nicht ein dreieckiges Objekt mit einer echten Außenkante.", "id": "c48f8b16-2ba5-41cc-9f54-fbc42b29f32e", "image": { "hdr": [ { "bytes": 284776, "src": "media/ngc-6992/crop-c48f8b16-hdr-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 873720, "src": "media/ngc-6992/crop-c48f8b16-hdr-1800.avif", "width": 1800 } ], "sdr": [ { "bytes": 336876, "src": "media/ngc-6992/crop-c48f8b16-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 1020284, "src": "media/ngc-6992/crop-c48f8b16-1800.avif", "width": 1800 } ] }, "name": "Flemings Dreieck — die Entdeckung hinter dem Namen Pickering", "pixels": { "height": 2051, "width": 1959 }, "rect": { "height": 0.3360633543239847, "width": 0.391177481024973, "x": 0.3431029138324864, "y": 0.047666181575506034 }, "short_title": "Flemings Dreieck", "sky": { "dec_text": "+31° 44′ 16.6″", "height_arcmin": 75.84413524157853, "precision": "exact", "ra_text": "20h 50m 57.98s", "width_arcmin": 72.4420579903717 } }, { "annotations": [], "description_md": "Bildfeld ungefähr **45 × 90 Bogenminuten**. Hier beginnt der nördliche Teil von NGC 6960. Die breiten Hα-Flächen und die schmalen O-III-betonten Kanten liegen nicht überall deckungsgleich: Hinter einer schnellen Front folgen Abkühlung, Ionisation und Rekombination räumlich nacheinander.\n\nDer Duo-Band-Filter isoliert beide Emissionsbereiche deutlich besser als Breitband. Die räumliche Staffelung der Filamente ist real; die genaue Rot-Türkis-Balance bleibt dennoch Teil der Bildbearbeitung und ist keine quantitative Linienmessung.", "id": "aee10ad5-f829-42cc-ab7e-9536797853f0", "image": { "hdr": [ { "bytes": 374746, "src": "media/ngc-6992/crop-aee10ad5-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 481563, "src": "media/ngc-6992/crop-aee10ad5-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "NGC 6960 Nord — Schockfäden vor dem Hexenbesen", "pixels": { "height": 2635, "width": 1671 }, "rect": { "height": 0.431636482932476, "width": 0.333685756192027, "x": 0.5802849832787672, "y": 0.06717601317755185 }, "short_title": "Westfront Nord", "sky": { "dec_text": "+31° 25′ 10.5″", "height_arcmin": 97.43992996663063, "precision": "exact", "ra_text": "20h 48m 05.14s", "width_arcmin": 61.79207703007202 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "target-library", "detail": "Cirrusnebel West (Hexenbesen)", "id": "ngc6960", "kind": "supernova_remnant", "label": "NGC 6960", "radius": 0.70772, "radius_arcmin": 35.0, "x": 0.709179, "y": 0.50389 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "HD 197912, K0 IIIa — heller Vordergrundstern mitten vor NGC 6960; optische Ueberlagerung, nicht Teil des Supernova-Ueberrests", "id": "52-cygni", "kind": "star", "label": "52 Cygni", "radius": 0.036397, "radius_arcmin": 1.8, "x": 0.771941, "y": 0.410343 } ], "description_md": "Bildfeld ungefähr **43 × 77 Bogenminuten**. Der helle Stern ist **52 Cygni**, ein K0-Riese in nur etwa 212 Lichtjahren Entfernung. NGC 6960 liegt rund 2.365 Lichtjahre entfernt. Beide treffen sich ausschließlich auf dieser zweidimensionalen [Sichtlinie](#/wissen/projektion).\n\nDer Zufall ist so überzeugend, dass der Westliche Cirrus oft wie ein von 52 Cygni beleuchteter Nebel wirkt. Tatsächlich ist das Filament eine Stoßfront der Supernova und leuchtet durch die Wechselwirkung mit interstellarem Gas. Der Stern ist Vordergrundmarke, kein Motor.", "id": "d233ce96-a9e3-428b-9a8e-d6c447e10e40", "image": { "hdr": [ { "bytes": 377553, "src": "media/ngc-6992/crop-d233ce96-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 488205, "src": "media/ngc-6992/crop-d233ce96-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "52 Cygni im Hexenbesen — perfekte Überlagerung, falsche Verwandtschaft", "pixels": { "height": 2276, "width": 1337 }, "rect": { "height": 0.3729380855922167, "width": 0.26704600787849486, "x": 0.7329539921215051, "y": 0.2998234780805012 }, "short_title": "52 Cygni & NGC 6960", "sky": { "dec_text": "+30° 37′ 10.4″", "height_arcmin": 84.16443286681263, "precision": "exact", "ra_text": "20h 46m 45.77s", "width_arcmin": 49.44105744416893 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "target-library", "detail": "Pickerings Dreieck", "id": "ngc6979", "kind": "supernova_remnant", "label": "NGC 6979", "radius": 0.270187, "radius_arcmin": 30.0, "x": 0.515262, "y": 0.130435 } ], "description_md": "Ein hoher Querschnitt von ungefähr **79 × 169 Bogenminuten** durch das Zentrum des Loops. Die berühmten NGC-Nummern sitzen an den hellsten Rändern; dieser Ausschnitt zeigt, warum die physikalische Einheit größer ist als ihr Katalog. Schwache Filamente ziehen quer durch das scheinbar leere Innere und verbinden Flemings Dreieck mit den südlichen Strukturen.\n\nDunkel bedeutet hier dreierlei: weniger Gas auf der Sichtlinie, geringere Dichte oder eine Schockzone, die in sichtbaren Linien schwächer strahlt. Radio-, UV- und Röntgenbilder ergänzen andere Temperatur- und Energiebereiche. Das optische Foto ist daher eine ausgewählte Haut der Explosion, nicht ihre vollständige Materiekarte.", "id": "df855264-97f8-4ae1-a676-53cddff27556", "image": { "hdr": [ { "bytes": 491829, "src": "media/ngc-6992/crop-df855264-hdr-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 1561167, "src": "media/ngc-6992/crop-df855264-hdr-1800.avif", "width": 1800 } ], "sdr": [ { "bytes": 588273, "src": "media/ngc-6992/crop-df855264-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 1851099, "src": "media/ngc-6992/crop-df855264-1800.avif", "width": 1800 } ] }, "name": "Das Innere des Rings — schwache Fäden zwischen den berühmten Bögen", "pixels": { "height": 4918, "width": 3003 }, "rect": { "height": 0.8056295492842542, "width": 0.599565645947294, "x": 0.25453975395386425, "y": 0.03158415050679388 }, "short_title": "Inneres Filamentnetz", "sky": { "dec_text": "+30° 54′ 52.6″", "height_arcmin": 181.86321653733947, "precision": "exact", "ra_text": "20h 51m 07.64s", "width_arcmin": 111.04823897145798 } } ], "description_md": "Der Östliche Cirrus links, Flemings Dreieck oben, der Hexenbesen rechts und die kaum sichtbaren Fäden dazwischen: Dieses Mosaik zeigt nicht mehrere Nebel, sondern **fast die ganze sichtbare Schale eines einzigen Supernova-Überrests**. Die vielen Namen – NGC 6960, NGC 6974/6979, NGC 6992/6995, Caldwell 33 und 34 – sind historische Etiketten auf verschiedenen hellen Stücken desselben **Cygnus-Loops**.\n\n**Sechs Vollmonde, aber nur ein Sternentod.** Die moderne Gaia-EDR3-Distanz beträgt **725 ± 15 pc**, rund 2.365 Lichtjahre. Das astrometrisch rekonstruierte Final deckt **3,057 × 2,864°** ab; in dieser Entfernung entspricht das ungefähr **126 × 118 Lichtjahren**. Die scheinbar feinen Fäden sind also Gebilde von vielen Lichtjahren Länge. NASA beschreibt den gesamten Loop als etwa 120 Lichtjahre große Blase und datiert die Explosion auf grob 20.000 Jahre – bei Alter und Expansionsgeschichte bleiben modellabhängige Unsicherheiten.\n\n**Warum ein Ring aus Fäden entsteht.** Die [Stoßwelle](#/wissen/supernovae) läuft nicht als leuchtender Draht durch den Raum, sondern als dünne, gekrümmte Fläche. Wo wir nahezu tangential durch diese Schale blicken, summiert sich viel emittierendes Gas entlang der Sichtlinie: Dort erscheinen scharfe Bögen. Wo der Blick eher frontal durch die Schale geht, bleibt nur ein schwacher Schleier. Das dunkle Zentrum ist deshalb nicht einfach leer; die Geometrie macht die Ränder hell.\n\nDie Struktur ist außerdem kein perfekter Kreis. Die Explosionsfront trifft auf unterschiedlich dichtes interstellares Gas, wird gebremst, aufgefächert und in viele parallele Schockfäden zerlegt. Genau deshalb wirkt NGC 6992 wie ein kompakter gefalteter Vorhang, während Flemings Dreieck aus einem viel lockereren Netz besteht. Mehrwellenlängenbilder zeigen den vollständigen Überrest in Radio, UV und Röntgenlicht; das sichtbare Licht bevorzugt die Stellen, an denen die Schockfront ausreichend dichtes Material anregt.\n\n**Ein historischer Nebel aus zwei Beobachtungsepochen.** William Herschel katalogisierte 1784 die hellen Ost- und Westbögen als getrennte Nebel. Erst die Fotografie machte die schwachen Verbindungen dazwischen deutlich. Den dreieckigen Filamentkomplex fand **Williamina Fleming 1904** auf Harvard-Fotoplatten; trotzdem wurde er lange nach Observatoriumsdirektor Edward Pickering benannt. „Flemings Dreieck“ ist daher nicht nur höflicher, sondern historisch treffender.\n\n**Der auffällige Stern gehört nicht dazu.** 52 Cygni sitzt bildwirksam mitten vor dem Westbogen. Gaia misst für ihn eine Parallaxe von 15,38 mas, entsprechend ungefähr **212 Lichtjahren**. Der Supernova-Überrest ist mehr als elfmal weiter entfernt. Stern und Nebelfaden überlagern sich nur aus unserer [Blickrichtung](#/wissen/projektion); 52 Cygni hat die Supernova weder verursacht noch überlebt.\n\n**Hα und O III statt Breitband.** Rot ist Wasserstoff, Türkis zweifach ionisierter Sauerstoff — die zwei Fenster des [Duo-Band-Filters](#/wissen/farben). Die Trennung hat eine reale Linienbasis; die genaue Farbbalance bleibt Gestaltung, keine Messkarte.", "focus": { "x": 0.2293, "y": 0.3048 }, "geometry": { "dec_deg": 30.685928142726834, "dec_text": "+30° 41′ 09.3″", "field_height_deg": 3.7620071632910395, "field_width_deg": 3.0865222597905513, "orientation": "Norden oben", "pixel_scale_arcsec": 2.218746033395764, "precision": "exact", "ra_deg": 313.00484282021154, "ra_text": "20h 52m 01.16s", "rms_arcsec": 1.1028005333971052, "rotation_deg": -5.621874223951551, "solver": "PixInsight ImageSolver 6.4.2", "source": "plate-solve", "star_count": 19524, "wcs": { "cd": [ [ -0.0006133525904712627, -6.0384353221845256e-05 ], [ -6.0363083854916105e-05, 0.0006133557097077758 ] ], "crpix": [ 2504.505040299082, 3052.436787036665 ], "crval": [ 313.00484395359194, 30.68592839895693 ], "height": 6104, "width": 5008 } }, "hdr": true, "hdr_detail": { "dtype": "float32 (HdrDecode)", "fraction_above_white": 0.038762, "peak_vs_sdr_white": 5.55, "profile": "AVIF, Gain-Map angewandt (Quelle unbekannt)", "transfer": "linear" }, "headline": "Der ganze Cirrusnebel — ein 120-Lichtjahre-Ring, vier Bildfelder und ein Stern, der nur davorsteht", "image": { "hdr": [ { "bytes": 737992, "src": "media/ngc-6992/full-hdr-1280.avif", "width": 1280 }, { "bytes": 1647170, "src": "media/ngc-6992/full-hdr-2048.avif", "width": 2048 }, { "bytes": 4831568, "src": "media/ngc-6992/full-hdr-3840.avif", "width": 3840 } ], "height": 6104, "navigator": { "bytes": 259013, "src": "media/ngc-6992/navigator-656.avif", "width": 656 }, "navigator_gain": { "bytes": 41670, "src": "media/ngc-6992/navigator-gain-840.webp", "stops": 4.0, "width": 840 }, "poster_hdr": [ { "bytes": 257320, "src": "media/ngc-6992/poster-hdr-720.avif", "width": 720 } ], "poster_sdr": [ { "bytes": 306462, "src": "media/ngc-6992/poster-720.avif", "width": 720 } ], "sdr": [ { "bytes": 866828, "src": "media/ngc-6992/full-1280.avif", "width": 1280 }, { "bytes": 1906873, "src": "media/ngc-6992/full-2048.avif", "width": 2048 }, { "bytes": 5576283, "src": "media/ngc-6992/full-3840.avif", "width": 3840 } ], "width": 5008 }, "lunar": null, "object_kind": "deep_sky", "processing_md": "Die aktuelle Veröffentlichung ist ein **Vierfeld-Mosaik** aus Duo-Band-Aufnahmen zwischen **26. August und 15. September 2026**. Kamera und Optik: **ZWO ASI2600MC Air am William Optics RedCat 71**, aufgenommen in Friedrichsdorf. Die zusammengeführte WBPP-Provenienz der vier Panel-Runs weist **45 integrierte Einzelbilder** aus: 30 × 180 s und 15 × 300 s, zusammen **9.900 s beziehungsweise 2 h 45 min**. Diese Summe beschreibt die integrierten Aufnahmen über alle Panels, nicht die Belichtungszeit jedes Mosaikpixels.\n\nDie neue PiMagic-Fassung ersetzt das frühere Zweifeld-Mosaik. Dessen Angaben zu 70 Frames, 52,95 % Überlappung und zur alten Drehung gelten deshalb nicht für dieses Bild. Die aktuelle veröffentlichte Datei hat **5.008 × 6.104 Pixel**; die Galerie bietet daraus SDR- und HDR-Fassungen.\n\nEin anhand des Dateihashes zugeordnetes Plate-Solve bestätigt **19.524 Referenzsterne**, Restfehler **1,10″**, Maßstab **2,2187″/Pixel**, Feld **3,087 × 3,762°** und Drehung **−5,62°**. Norden liegt annähernd oben. 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Darunter grenzt ein schmaler, scharf berandeter dunkler Gürtel an sie, weiter unten folgt ein zweiter, blasserer. Oberhalb der Zone liegt ein breiter, sichtlich gestörter Gürtel, und an seinem inneren Rand steht — fast genau in der Bildmitte — ein rötliches Oval, an dem der dunkle Gürtel wie abgeschnitten endet und rechts davon in schräge Streifen zerfällt. Zu beiden Rändern hin werden Farbe und Kontrast schwächer: das sind die Polregionen.\n\n**Die Bänder sagen, wo oben ist.** Der schmale, kontraststärkste Gürtel liegt in der unteren Bildhälfte, gemessen bei rund **13 Grad Breite** und etwa 9 bis 18 Grad breit. Das ist die Signatur des **nördlichen Äquatorialgürtels (NEB)**, der von 7 bis 17 Grad Nord reicht — kein anderer Gürtel Jupiters ist so schmal, so dunkel und so scharf zur Äquatorzone hin begrenzt. Norden liegt in diesem Bild also **unten**. Das ist keine nachträgliche Drehung, sondern der rohe Blick durch einen Newton: Er stellt das Bild auf den Kopf, und hier wurde nichts zurückgedreht.\n\n**Damit gehört das rötliche Oval in die Südhalbkugel — und dort war an diesem Abend etwas Bestimmtes zu erwarten.** Für den Aufnahmezeitpunkt stand der Zentralmeridian im **System II bei 184 Grad** (System I: 202 Grad). Der Große Rote Fleck lag Ende 2012 nach den Driftreihen bei ungefähr 185 bis 190 Grad System II. Er war der Erde in dieser Minute also praktisch zugewandt, und genau in der Bildmitte steht ein rötliches Oval, aus dem der Gürtel eine Bucht macht und hinter dem das Band in Turbulenz zerfällt. Diese Kombination — Fleck, Gürtelbucht, nachlaufende Störung — ist die Lehrbuchsignatur des Roten Flecks.\n\n**Ganz zu Ende gemessen ist die Zuordnung trotzdem nicht.** Der Fleck steht bei 22 Grad Süd; das Oval im Bild misst rund **28 Grad**. Die Differenz von sechs Grad entspricht etwa zehn Pixeln — in derselben Größenordnung wie der Fleck selbst und wie die Unsicherheit dieser Vermessung, denn die dunklen Polregionen verwaschen die Scheibenkante und damit den Maßstab in Polrichtung. Sie widerlegt die Zuordnung nicht, sie beweist sie aber auch nicht. Was der Nachweis brauchte, wäre ein zweiter Stack aus einem der späteren Clips derselben Nacht: In den 40 Minuten bis zum letzten Jupitervideo dreht sich der Planet um 24 Grad, und ein echtes Wolkengebilde muss dabei sichtbar zum Rand gewandert sein.\n\n**Warum diese Nacht überhaupt Jupiter gehörte.** Die Opposition fiel auf den 3. Dezember 2012, die Aufnahme entstand **zwei Tage davor**: 4,069 Astronomische Einheiten entfernt, **48,4 Bogensekunden** groß, −2,7 mag hell — praktisch die maximale Größe dieser Erscheinung. Jupiter stand im Stier, knapp **5 Grad von Aldebaran**, und kulminierte um 00:25 Uhr; die Sequenz begann 27 Minuten danach in **60,6 Grad Höhe** bei Luftmasse 1,15. Gleichzeitig stand ein zu **95 Prozent beleuchteter Mond** 56 Grad hoch. Für Deep-Sky war die Nacht verloren, für Planeten und Mond ideal — und genau so lief sie auch weiter: Auf die dreizehn Jupitervideos folgen ab 01:36 Uhr elf Mondclips.\n\n**Was die Bänder physikalisch sind.** Jupiter hat keine Oberfläche. Was wir sehen, ist die Obergrenze der Wolken in einer Atmosphäre aus überwiegend Wasserstoff und Helium; sein mittlerer Radius von **69.911 Kilometern** entspricht dem elffachen Erddurchmesser. Die braunen **Gürtel** und hellen **Zonen** sind keine Farbstreifen, sondern getrennte Strömungssysteme, an deren Grenzen starke Ost-West-Jetstreams laufen. Angetrieben wird diese Ordnung von der schnellsten Rotation aller Planeten: **9 Stunden 55 Minuten** für eine Umdrehung.\n\n**Die Rotation formt den Planeten sichtbar.** Die Fliehkraft drückt Jupiter am Äquator auseinander; sein Äquatordurchmesser ist um den Faktor **1,069** größer als der Poldurchmesser. In diesem Bild ist die Scheibe 239 Pixel breit und 209 Pixel hoch — die Abplattung ist mit bloßem Auge zu erkennen. Als Messwert taugt das gemessene Verhältnis von 1,14 allerdings nicht: Die Pole sind deutlich dunkler als die Äquatorzone, und deshalb schneidet jede helligkeitsbasierte Kantenbestimmung dort früher ins Bild.\n\n**Und was das Bild nicht kann.** Das theoretische Auflösungsvermögen der 8-Zoll-Öffnung liegt bei 0,68 Bogensekunden, also 3,4 Pixel dieser Aufnahme. So scharf ist sie nicht — Fokus und Seeing begrenzen sie sichtbar auf grob das Drei- bis Fünffache davon. Kleine Wirbel, weiße Ovale, die Feinstruktur der Gürtelränder und die innere Form des Roten Flecks sind hier nicht enthalten und werden auch nicht hineingedeutet. Der Stack senkt Rauschen und stabilisiert, was da ist; er erfindet nichts, was in den Einzelbildern nicht steht.", "focus": null, "geometry": null, "hdr": false, "hdr_detail": { "dtype": "uint16", "fraction_above_white": 0.0, "peak_vs_sdr_white": 0.494, "profile": "Adobe RGB (1998)", "transfer": "gamma" }, "headline": "Jupiter am 1. Dezember 2012 · Zwei Tage vor der Opposition — und der Rote Fleck stand in der Mitte", "image": { "hdr": [], "height": 384, "navigator": null, "navigator_gain": null, "poster_hdr": [], "poster_sdr": [ { "bytes": 2798, "src": "media/jupiter-2012-12-01-lucky-stack-best-10pct/poster-384.avif", "width": 384 } ], "sdr": [ { "bytes": 2798, "src": "media/jupiter-2012-12-01-lucky-stack-best-10pct/full-384.avif", "width": 384 } ], "width": 384 }, "lunar": null, "object_kind": "solar_system", "processing_md": "Aufgenommen mit einem **GSO 8″-Newton, 200/800 mm**, einer **Tele-Vue-Nachvergrößerung** und einer **ALCCD-Planetenkamera**; das Kameramodell ist nicht mehr dokumentiert. Die Quelle ist ein unkomprimiertes **640 × 480 Pixel großes 24-Bit-Farb-AVI** (rawvideo, BGR) mit **1.695 Frames bei 15,1515 Bildern pro Sekunde** und 111,87 Sekunden Laufzeit.\n\n**Die Nachvergrößerung ist gemessen, nicht erinnert.** Jupiters Äquatordurchmesser misst im Bild **239 Pixel** und stand an diesem Abend bei 48,4 Bogensekunden — das ergibt einen Bildmaßstab von **0,202 Bogensekunden pro Pixel**. Daraus folgt die Brennweite direkt, sobald man die Pixelgröße annimmt: 3,75 µm ergeben 3.821 mm (**4,8×**, f/19), 5,2 µm ergeben 5.299 mm (**6,6×**, f/26), 5,6 µm ergeben 5.706 mm (**7,1×**, f/28). Eine **2,5×-Verlängerung ist damit ausgeschlossen** — sie verlangte 1,96 µm große Pixel, die es in Planetenkameras dieser Zeit nicht gab; für glatte 5× wären es 3,93 µm. Die Erinnerung an die **5×-Powermate** ist also die Variante, die zur Aufnahme passt. Für die Mondpanoramen desselben Jahres ist dagegen die 2,5×-Barlow dokumentiert; das ist kein Widerspruch, sondern die für den Mond passende, schwächere Vergrößerung. Nebenbei: 0,202″/Pixel ist bei 203 mm Öffnung genau der klassische Optimalwert, den die Faustregel „Öffnungsverhältnis ≈ 5 × Pixelgröße in µm“ fordert.\n\nFür das Lucky Imaging wurden alle Frames vermessen und nach innerer Planetendetail-Schärfe sortiert. Aus den besten zehn Prozent — 170 angeforderten Frames — blieben nach Zentrierung und subpixelgenauer Phasenkorrelations-Prüfung **137 Einzelbilder** übrig (mediane Registrierungsantwort 0,123); sie wurden gemittelt. Bei höchstens 66 ms Belichtung je Frame stecken damit **unter neun Sekunden** Gesamtbelichtung im Bild. Der Stack ist ein 384 × 384 Pixel großer, nicht hochskalierter Ausschnitt der Originalframes; die größere Ansicht entsteht allein durch skalierte Darstellung.\n\n**Eine Derotation war nachweislich nicht nötig.** Jupiter dreht sich in den 111,87 Sekunden der Sequenz um 1,13 Grad. Am Zentralmeridian sind das **2,4 Pixel** Wanderung — deutlich unter der Unschärfe durch Seeing und Fokus. Es gab keine Feldderotation, keine KI-Detailsynthese und keine Rekonstruktion nicht vorhandener Wolkenstruktur.\n\n**Das Galerieartefakt ist nicht mehr der rohe Stack.** Die veröffentlichte Datei ist die in **Adobe Photoshop 27.8** nachbearbeitete Fassung des linearen Stacks: 16 Bit, Adobe RGB, LZW. Gegenüber dem Rohstack ist sie geschärft (Hochpass-Streuung 0,84 → 1,82) und in den Tonwerten angezogen (Hintergrundmedian 4 → 2, Spitzenwert 172 → 184); die Pixelkorrelation mit dem Ausgangsbild beträgt 0,983. Der unbearbeitete lineare 16-Bit-Stack samt den 25- und 50-Prozent-Fassungen und dem Messbericht bleibt unverändert unter `Work/runs/jupiter-lucky-0-52-16-948-20260901/` liegen; alle hier genannten Messwerte stammen aus der veröffentlichten Datei.", "rating": null, "science_links": [ { "title": "NASA Science — Jupiter Facts", "url": "https://science.nasa.gov/jupiter/jupiter-facts/" }, { "title": "NASA Science — Jupiter's Bands", "url": "https://science.nasa.gov/photojournal/jupiters-bands/" }, { "title": "NASA Science — Juno-Mission und die Tiefe der Jetstreams", "url": "https://science.nasa.gov/mission/juno/" }, { "title": "Rogers 2008 — die beschleunigte Drift des Großen Roten Flecks (JBAA 118)", "url": "https://britastro.org/jupiter/JBAA-118-1_GRS-paper.pdf" }, { "title": "Sky & Telescope — Transitzeiten des Großen Roten Flecks", "url": "https://skyandtelescope.org/observing/interactive-sky-watching-tools/transit-times-of-jupiters-great-red-spot/" }, { "title": "Großer Roter Fleck — Übersichtsartikel (Wikipedia)", "url": "https://en.wikipedia.org/wiki/Great_Red_Spot" }, { "title": "Jupiter — Übersichtsartikel (Wikipedia)", "url": "https://de.wikipedia.org/wiki/Jupiter_(Planet)" } ], "slug": "jupiter-2012-12-01-lucky-stack-best-10pct", "source_file": "Jupiter-2012-12-01-lucky-stack-best-10pct.tif", "target": "Jupiter", "translation": { "complete": true, "fell_back": [], "lang": "de", "primary": true, "stale": [] } }, { "acquisition": { "date_end": "2026-08-28", "date_source": "integrated-run", "date_start": "2026-08-23", "filter": "Duo-Hα/O III", "frame_count": 69, "instrument": "ZWO ASI2600MC Air", "location": "Friedrichsdorf · DE", "pixel_scale_arcsec": 2.2182, "session_count": 2, "target_name": "IC 1318 Panorama", "telescope": "William Optics RedCat 71", "total_exposure_seconds": 10320 }, "annotations": [ { "catalogue": "target-library", "detail": "Schmetterlingsnebel (Sadr-Region)", "id": "ic1318", "kind": "emission_nebula", "label": "IC 1318", "radius": 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Hier dominiert der Gamma-Cygni-Komplex: leuchtendes Hα-Gas, von schwarzen Staubzungen in einzelne Flächen zerlegt. Die breite dunkle Bahn ist **LDN 889**. Sie liegt vor dem Emissionsnebel und nimmt nicht nur rotes Gaslicht, sondern sichtbar auch Hintergrundsterne weg. Genau dadurch entstehen die zwei scheinbaren Flügel von IC 1318 b und c.\n\nRechts im Feld steht Sadr. Der helle Überriese wirkt wie das Zentrum der Szene, gehört aber nicht zum Nebel und ionisiert ihn nicht. Das Overlay macht diese optische Täuschung explizit: Stern, Staubwolke und H-II-Region liegen nur aus unserer Blickrichtung übereinander.\n\nIn der angenommenen Entfernung von IC 1318 entspräche die Ausschnittbreite ungefähr 162 Lichtjahren. Die dünnen, scharf gezeichneten Staubfinger sind damit keine kleinen Wolkenränder, sondern Strukturen über viele Lichtjahre — ihre visuelle Feinheit entsteht nur durch den riesigen Abstand.", "id": "724ac0a6-2bcf-4eb5-9585-ba1e905242bf", "image": { "hdr": [ { "bytes": 135078, "src": "media/ic-1318-panorama/crop-724ac0a6-hdr-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 416544, "src": "media/ic-1318-panorama/crop-724ac0a6-hdr-1800.avif", "width": 1800 } ], "sdr": [ { "bytes": 197510, "src": "media/ic-1318-panorama/crop-724ac0a6-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 670391, "src": "media/ic-1318-panorama/crop-724ac0a6-1800.avif", "width": 1800 } ] }, "name": "IC 1318 und LDN 889 — der Schmetterling ist eine Silhouette", "pixels": { "height": 2596, "width": 3079 }, "rect": { "height": 0.4468561831621135, "width": 0.44451925914994095, "x": 0.003532688902007084, "y": 0.07774638933641063 }, "short_title": "IC 1318 & LDN 889", "sky": { "dec_text": "+40° 10′ 20.5″", "height_arcmin": 95.97280447181795, "precision": "exact", "ra_text": "20h 25m 46.76s", "width_arcmin": 113.8290697106038 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Sichelnebel, die aufgesammelte Rote-Riesen-Huelle", "id": "ngc6888", "kind": "nebula", "label": "NGC 6888", "radius": 0.076528, "radius_arcmin": 9.0, "x": 0.614628, "y": 0.622586 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Offener Haufen westlich von P Cygni, ~4 kpc", "id": "gulliver23", "kind": "cluster", "label": "Gulliver 23", "radius": 0.023384, "radius_arcmin": 2.75, "x": 0.117242, "y": 0.802031 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "PN G75.5+1.7 (PN Ju 1), erst 2008 entdeckt, fast nur O III", "id": "soap-bubble", "kind": "nebula", "label": "Seifenblasennebel", "radius": 0.021258, "radius_arcmin": 2.5, "x": 0.282756, "y": 0.815618 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Haufen in der Blickrichtung von P Cygni — nach Gaia-Parallaxe (0,26 mas) mehr als doppelt so weit wie der Stern, also kein Geburtshaufen", "id": "feibelman1", "kind": "cluster", "label": "Feibelman 1", "radius": 0.017431, "radius_arcmin": 2.05, "x": 0.051599, "y": 0.815046 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher; Namensgeber des P-Cygni-Linienprofils", "id": "p-cyg", "kind": "star", "label": "P Cygni", "radius": 0.017006, "radius_arcmin": 2.0, "x": 0.039755, "y": 0.812273 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "HD 192163, Wolf-Rayet WN6 — der Motor der Sichel", "id": "wr136", "kind": "star", "label": "WR 136", "radius": 0.017006, "radius_arcmin": 2.0, "x": 0.615324, "y": 0.622658 } ], "description_md": "Bildfeld rund 1,96 × 1,46°. Der Crescent-Nebel ist hier bewusst nicht großgezogen. Erst in diesem Maßstab wird sichtbar, wie klein die berühmte Blase gegenüber dem diffusen Hα-Hintergrund ist. Die hellen Bögen oben rechts gehören zu einem viel größeren Filamentsystem; NGC 6888 ist die kompakte, türkis geränderte Hülle weiter unten.\n\nDie Farbe trennt zwei Regime. Das ausgedehnte Umfeld ist Hα-dominiert und erscheint rot. An der Stoßfront der Sichel wird O III relativ stärker und bildet die cyanfarbene Haut. Das ist keine scharfe chemische Grenze, sondern ein Hinweis auf unterschiedliche Anregungs- und Stoßbedingungen.\n\nDas Overlay markiert zusätzlich WR 136 im Inneren. Ohne den Wolf-Rayet-Stern wäre die Form ein hübscher Ring; mit ihm wird sie zu einer Zeitleiste aus langsamem älterem Auswurf und schnellem aktuellem Wind.", "id": "76173b31-1fb8-4ff8-9f09-b69a17676da8", "image": { "hdr": [ { "bytes": 165216, "src": "media/ic-1318-panorama/crop-76173b31-hdr-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 415463, "src": "media/ic-1318-panorama/crop-76173b31-hdr-1800.avif", "width": 1800 } ], "sdr": [ { "bytes": 215883, "src": "media/ic-1318-panorama/crop-76173b31-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 585537, "src": "media/ic-1318-panorama/crop-76173b31-1800.avif", "width": 1800 } ] }, "name": "NGC 6888 im Kontext — eine Windblase im Emissionsmeer", "pixels": { "height": 2370, "width": 3181 }, "rect": { "height": 0.4078497194619354, "width": 0.45930028778040144, "x": 0.5406997122195986, "y": 0.5921502805380646 }, "short_title": "Crescent im Kontext", "sky": { "dec_text": "+38° 31′ 33.8″", "height_arcmin": 87.61769899776908, "precision": "exact", "ra_text": "20h 13m 17.57s", "width_arcmin": 117.59995802190019 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Sichelnebel, die aufgesammelte Rote-Riesen-Huelle", "id": "ngc6888", "kind": "nebula", "label": "NGC 6888", "radius": 0.421893, "radius_arcmin": 9.0, "x": 0.481006, "y": 0.430856 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "HD 192163, Wolf-Rayet WN6 — der Motor der Sichel", "id": "wr136", "kind": "star", "label": "WR 136", "radius": 0.093754, "radius_arcmin": 2.0, "x": 0.484844, "y": 0.431145 } ], "description_md": "Bildfeld rund 0,36 × 0,36°, also etwa 30 × 31 Lichtjahre bei der üblichen Entfernungsannahme. Jetzt füllt NGC 6888 den Ausschnitt: ein unvollständiges Netz aus roten Hα-Filamenten, umgeben von einer dünneren O-III-Haut. Die Hülle ist keine gleichmäßig expandierende Seifenblase; Dichteunterschiede im umgebenden Material machen sie faserig, offen und asymmetrisch.\n\nIm Overlay liegt **WR 136** im Inneren. Der Stern hat in einer früheren Entwicklungsphase langsameres, dichtes Material abgegeben. Sein heutiger schneller Wolf-Rayet-Wind läuft darin auf, verdichtet und ionisiert es. Die beobachtete Sichel ist damit die sichtbare Kontaktzone zweier Sternleben-Phasen.\n\nDass derselbe Ausschnitt in der Gesamtansicht fast verschwindet, ist Teil der Aussage: Ein Objekt kann physikalisch rund 25 Lichtjahre groß und im vier Grad breiten Cygnus-Feld trotzdem nur ein Detail sein.", "id": "42660af4-93e7-4223-94af-69131c07d1b1", "image": { "hdr": [ { "bytes": 34040, "src": "media/ic-1318-panorama/crop-42660af4-hdr-577.avif", "width": 577 } ], "sdr": [ { "bytes": 62178, "src": "media/ic-1318-panorama/crop-42660af4-577.avif", "width": 577 } ] }, "name": "NGC 6888 — WR 136 holt seine eigene Vergangenheit ein", "pixels": { "height": 587, "width": 577 }, "rect": { "height": 0.10111264028611333, "width": 0.08331334858323503, "x": 0.7829241071428571, "y": 0.8025070164407877 }, "short_title": "NGC 6888", "sky": { "dec_text": "+38° 19′ 48.8″", "height_arcmin": 21.70109253657825, "precision": "exact", "ra_text": "20h 12m 04.65s", "width_arcmin": 21.33139760409821 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Inchworm Cluster, Kernhaufen von Cygnus OB9", "id": "ngc6910", "kind": "cluster", "label": "NGC 6910", "radius": 0.319143, "radius_arcmin": 5.35, "x": 0.392004, "y": 0.617124 } ], "description_md": "Bildfeld rund 0,28 × 0,24°. Der lockere, aber deutlich konzentrierte [offene Haufen](#/wissen/sternhaufen) **NGC 6910** wird wegen seiner gebogenen Sternkette auch Inchworm Cluster genannt. Seine heißen blau-weißen Mitglieder springen aus dem roten Emissionsfeld heraus.\n\nDie scheinbare Einbettung ist jedoch nicht automatisch eine physische Zugehörigkeit. NGC 6910 wird meist näher als der dominante IC-1318-Komplex eingeordnet; Gas und Haufen liegen in dieser Blickrichtung hintereinander. Gerade in Cygnus ist ein roter Hintergrund kein Beweis, dass ein Sternhaufen aus genau dieser sichtbaren Wolke entstanden ist.\n\nDer enge Ausschnitt zeigt außerdem, warum breite Panoramen und Detailkarten einander brauchen: Im Gesamtbild ist der Haufen nur ein heller Knoten, im Crop wird seine gemeinsame Sternpopulation erkennbar.", "id": "37fe8237-c7a2-41a5-a44a-45b3eec3dc11", "image": { "hdr": [ { "bytes": 19748, "src": "media/ic-1318-panorama/crop-37fe8237-hdr-453.avif", "width": 453 } ], "sdr": [ { "bytes": 38748, "src": "media/ic-1318-panorama/crop-37fe8237-453.avif", "width": 453 } ] }, "name": "NGC 6910 — ein junger Haufen vor rotem Hintergrund", "pixels": { "height": 388, "width": 453 }, "rect": { "height": 0.06679449006775, "width": 0.06547004132231404, "x": 0.3249335891381346, "y": 0.10196482120310245 }, "short_title": "NGC 6910", "sky": { "dec_text": "+40° 48′ 06.6″", "height_arcmin": 14.344163380225488, "precision": "exact", "ra_text": "20h 23m 02.05s", "width_arcmin": 16.747180441345737 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "O9 IV + B1.5 V, Zentralstern von Collinder 419", "id": "hd193322", "kind": "star", "label": "HD 193322", "radius": 0.036671, "radius_arcmin": 1.6, "x": 0.362109, "y": 0.425419 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "B8, 7,1 mag — der blaueste der drei", "id": "hd193159", "kind": "star", "label": "HD 193159", "radius": 0.032087, "radius_arcmin": 1.4, "x": 0.589401, "y": 0.703158 } ], "description_md": "Bildfeld rund 0,73 × 0,54°. Das Overlay hebt das Mehrfachsystem **HD 193322** und **HD 193159** hervor. Beide wirken blau, stehen aber für unterschiedliche Spektralklassen und Entwicklungsrollen: HD 193322 enthält einen heißen O9-IV-Stern mit B1.5-V-Begleiter, HD 193159 wird als B8-Stern geführt.\n\nHD 193322 ist der Zentralstern von Collinder 419 und zugleich ein gutes Beispiel dafür, wie leicht sich ein auffälliger O-Stern im Nebelfeld zum falschen Ionisationsmotor erklären lässt. Der für IC 1318 maßgebliche Komplex liegt weiter hinten; Bildnähe ist keine räumliche Nähe. HD 193159 ist schwächer und zeigt, dass scheinbare Helligkeit zusätzlich Entfernung, Leuchtkraft und Sättigung mischt, während der Farbton vor allem auf die Temperatur reagiert.\n\nDie Sternkerne selbst sind für Farbmessung ungeeignet, sobald sie gesättigt sind; relevant ist der Halo. Dass die Hα-Fläche hinter beiden Sternen nahezu unbeeindruckt durchläuft, ist erneut ein Warnsignal gegen vorschnelle physische Zuordnungen.", "id": "1188eb87-45e4-49b3-b7b2-a9003bc20344", "image": { "hdr": [ { "bytes": 65246, "src": "media/ic-1318-panorama/crop-1188eb87-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 122421, "src": "media/ic-1318-panorama/crop-1188eb87-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "HD 193322 und HD 193159 — zwei blaue Sterne, zwei Rollen", "pixels": { "height": 869, "width": 1180 }, "rect": { "height": 0.14962097725769602, "width": 0.1703992030696576, "x": 0.5129685655253837, "y": 0.10568142958945514 }, "short_title": "O- und B-Sterne", "sky": { "dec_text": "+40° 41′ 49.2″", "height_arcmin": 32.12648963251533, "precision": "exact", "ra_text": "20h 17m 34.67s", "width_arcmin": 43.624002032644526 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Schwache H-II-Struktur im P-Cygni-Feld des Cygnus-Panoramas", "id": "dwb24", "kind": "nebula", "label": "DWB 24", "radius": 0.133398, "radius_arcmin": 7.0, "x": 0.36188, "y": 0.405714 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Offener Haufen westlich von P Cygni, ~4 kpc", "id": "gulliver23", "kind": "cluster", "label": "Gulliver 23", "radius": 0.052407, "radius_arcmin": 2.75, "x": 0.870968, "y": 0.57602 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Haufen in der Blickrichtung von P Cygni — nach Gaia-Parallaxe (0,26 mas) mehr als doppelt so weit wie der Stern, also kein Geburtshaufen", "id": "feibelman1", "kind": "cluster", "label": "Feibelman 1", "radius": 0.039067, "radius_arcmin": 2.05, "x": 0.723852, "y": 0.614703 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher; Namensgeber des P-Cygni-Linienprofils", "id": "p-cyg", "kind": "star", "label": "P Cygni", "radius": 0.038114, "radius_arcmin": 2.0, "x": 0.697306, "y": 0.606459 } ], "description_md": "Bildfeld rund 0,88 × 0,49°. Der auffällige blau-weiße Stern ist **P Cygni**, ein [Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher](#/wissen/wolf-rayet-sterne). Sein Name steht in praktisch jedem Spektroskopie-Lehrbuch: Ein P-Cygni-Profil kombiniert Emission mit blauverschobener Absorption und zeigt damit Gas, das vom Stern auf den Beobachter zu expandiert.\n\nIm Bild ist dieser Wind nicht als große geschlossene Blase aufgelöst. Stattdessen liegt P Cygni vor einem schwachen Geflecht aus Hα und O III; das Overlay markiert zusätzlich die katalogisierte H-II-Struktur **DWB 24**. Die Überlagerung darf nicht als gemeinsame Hülle gelesen werden — der entscheidende Nachweis des Sternwinds steckt im Spektrum, nicht in der roten Fläche.\n\nDamit ergänzt dieser Crop NGC 6888 ideal: Dort sehen wir die räumlich aufgelöste Konsequenz eines massereichen Sternwinds, hier den diagnostischen Fingerabdruck eines Ausflusses direkt am Stern.", "id": "22751cd6-e175-4a86-ba48-b0eee57bf9b0", "image": { "hdr": [ { "bytes": 89336, "src": "media/ic-1318-panorama/crop-22751cd6-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 122443, "src": "media/ic-1318-panorama/crop-22751cd6-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "P Cygni — ein Stern, nach dem ein Spektralprofil heißt", "pixels": { "height": 797, "width": 1419 }, "rect": { "height": 0.13722861734225367, "width": 0.20493746310507677, "x": 0.4160548258559622, "y": 0.8402118985615079 }, "short_title": "P Cygni", "sky": { "dec_text": "+38° 04′ 35.9″", "height_arcmin": 29.464686118659056, "precision": "exact", "ra_text": "20h 18m 40.50s", "width_arcmin": 52.459710918917445 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Schwaches H-II-Feld am Rand des Panoramas nahe dem offenen Haufen IC 1311", "id": "dwb55", "kind": "nebula", "label": "DWB 55", "radius": 0.122463, "radius_arcmin": 8.0, "x": 0.354632, "y": 0.222225 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Dunkelwolke vor dem schwachen H-II-Feld DWB 41", "id": "ldn877", "kind": "dark", "label": "LDN 877", "radius": 0.076539, "radius_arcmin": 5.0, "x": 0.143021, "y": 0.942939 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Benachbarte Dunkelwolke im selben schwachen Emissionsfeld", "id": "ldn880", "kind": "dark", "label": "LDN 880", "radius": 0.076539, "radius_arcmin": 5.0, "x": 0.06946, "y": 0.878279 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Offener Sternhaufen am nordöstlichen Rand des Cygnus-Panoramas", "id": "ic1311", "kind": "cluster", "label": "IC 1311", "radius": 0.035974, "radius_arcmin": 2.35, "x": 0.619388, "y": 0.131977 } ], "description_md": "Bildfeld rund 1,09 × 1,13°. Dieses Feld ist absichtlich leiser als Schmetterling und Sichel. Die Emission zerfällt in dünne Bögen, dunkle Inseln und breite Flächen geringer Helligkeit. Genau hier wird sichtbar, dass das scheinbar kompakte Cygnus-Motiv in ein sehr viel größeres Netz aus Gas und Staub übergeht.\n\nDas Overlay markiert den offenen Haufen **IC 1311** mit seinem Katalogdurchmesser von 4,7′ sowie die schwache H-II-Region **DWB 55**. Beide Bezeichnungen sind Orientierungspunkte, keine Behauptung, jede rote Faser im Ausschnitt gehöre zu genau diesem Katalogobjekt. Die DWB-Nummern kartieren Emissionsfelder; ihre Ränder sind am Himmel nicht messerscharf.\n\nDie dunkle, unregelmäßige Mitte ist besonders aufschlussreich: Dort fehlt nicht einfach Nebel. Die Sternzahl und die Hintergrundhelligkeit ändern sich gemeinsam — ein Hinweis auf Vordergrundstaub, der das weiter entfernte Leuchten moduliert.", "id": "c5ce44b2-0df5-4664-b9d1-59e05c413abe", "image": { "hdr": [ { "bytes": 170523, "src": "media/ic-1318-panorama/crop-c5ce44b2-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 238590, "src": "media/ic-1318-panorama/crop-c5ce44b2-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "IC 1311 und DWB 55 — wo der helle Komplex ausfranst", "pixels": { "height": 1831, "width": 1767 }, "rect": { "height": 0.3151859845751891, "width": 0.25512839433293977, "x": 0.7448716056670602, "y": 0.018269659271967508 }, "short_title": "IC 1311 & DWB 55", "sky": { "dec_text": "+40° 45′ 30.8″", "height_arcmin": 67.69114213709501, "precision": "exact", "ra_text": "20h 11m 24.68s", "width_arcmin": 65.32509456922277 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Katalogisierte H-II-Struktur zwischen den Dunkelwolken LDN 877 und LDN 880", "id": "dwb41", "kind": "nebula", "label": "DWB 41", "radius": 0.116702, "radius_arcmin": 8.0, "x": 0.460374, "y": 0.417019 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Dunkelwolke vor dem schwachen H-II-Feld DWB 41", "id": "ldn877", "kind": "dark", "label": "LDN 877", "radius": 0.072939, "radius_arcmin": 5.0, "x": 0.587671, "y": 0.206438 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Benachbarte Dunkelwolke im selben schwachen Emissionsfeld", "id": "ldn880", "kind": "dark", "label": "LDN 880", "radius": 0.072939, "radius_arcmin": 5.0, "x": 0.517571, "y": 0.097862 } ], "description_md": "Bildfeld rund 1,14 × 0,67°. Die feinen roten Bögen gehören zum schwachen H-II-Feld **DWB 41**. Davor liegen die Dunkelwolken **LDN 877** und **LDN 880**, die das Emissionsmuster stellenweise ausdünnen und in einzelne Fäden zerlegen. Alle drei Katalogpositionen sind im Overlay markiert.\n\nDer Ausschnitt zeigt, warum ein Panorama mehr ist als eine Sammlung bekannter Schaustücke. Ohne NGC-Nummer wirkt die Region zunächst namenlos; mit den älteren DWB- und Lynds-Katalogen wird sie zu einer vermessenen Grenzfläche zwischen ionisiertem Gas und kaltem Staub.\n\nMorphologisch fallen links unten die langen, fast parallelen Filamente und rechts oben die kompakteren dunklen Einschnitte auf. Das Bild allein entscheidet nicht, ob sie räumlich zusammenhängen. Sicher ist nur die Projektion: Emission und Absorption liegen in derselben Sichtlinie und erzeugen gemeinsam die erstaunliche Tiefenwirkung.", "id": "f89115f6-3f25-43da-8e60-bb5204850491", "image": { "hdr": [ { "bytes": 74122, "src": "media/ic-1318-panorama/crop-f89115f6-hdr-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 184974, "src": "media/ic-1318-panorama/crop-f89115f6-hdr-1800.avif", "width": 1800 } ], "sdr": [ { "bytes": 110478, "src": "media/ic-1318-panorama/crop-f89115f6-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 301300, "src": "media/ic-1318-panorama/crop-f89115f6-1800.avif", "width": 1800 } ] }, "name": "DWB 41, LDN 877 und LDN 880 — Leuchtgas hinter Vordergrundstaub", "pixels": { "height": 1091, "width": 1854 }, "rect": { "height": 0.1876997193936114, "width": 0.2677233987603306, "x": 0.6240268963990555, "y": 0.27672238654127856 }, "short_title": "DWB 41 & LDN", "sky": { "dec_text": "+40° 02′ 45.5″", "height_arcmin": 40.333717133572186, "precision": "exact", "ra_text": "20h 13m 51.16s", "width_arcmin": 68.54144048179911 } } ], "description_md": "Das ist kein Porträt von NGC 6888. Die Sichel sitzt nur als kleine, türkis geränderte Blase unten rechts in einem **4,27 × 3,58°** großen Panorama. Das eigentliche Motiv ist ein ganzer Ausschnitt der Cygnus-Emissionslandschaft: IC 1318 und seine Dunkelwolken, Sadr und NGC 6910, P Cygni, schwache DWB-Filamente und schließlich der Crescent-Nebel in einer gemeinsamen Himmelskarte.\n\n**Ein Bildfeld, keine einzelne Wolke.** Am Himmel wirkt alles zusammenhängend, physikalisch ist es [gestaffelt](#/wissen/projektion). Sadr, γ Cygni, steht als heller Vordergrundstern vor IC 1318 und hat dem Gamma-Cygni-Nebel nur den Namen gegeben. NGC 6910 und die drei markanten Sterne um HD 193322 gehören wiederum zu anderen Entfernungsstufen. NGC 6888 ist die Windblase um WR 136; P Cygni ist ein eigener massereicher Veränderlicher mit einer ebenso eigenen Auswurfgeschichte. Das Panorama ist deshalb eher ein Tiefenschnitt durch den Lokalen Arm als ein Foto eines einzelnen Deep-Sky-Objekts.\n\n**Der Schmetterling entsteht durch fehlendes Licht.** Links prägen die leuchtenden Flächen von IC 1318 b und c das Bild. Der dunkle Körper dazwischen ist keine Lücke im Gas, sondern die Vordergrundwolke **LDN 889**: [Staub](#/wissen/staub) blockiert sowohl Hα-Emission als auch Hintergrundsterne und zeichnet dadurch die beiden scheinbaren Flügel. Noch kleinere dunkle Finger, Inseln und scharfe Kanten ziehen sich über das gesamte Panorama. Sie zeigen, wie zerklüftet die Grenzfläche zwischen kaltem Material und ionisiertem Gas tatsächlich ist.\n\n**Die Sichel liefert den Farbkontrast.** NGC 6888 misst nur ungefähr 18 × 12 Bogenminuten und belegt damit weniger als ein Zehntel der Bildbreite. Im Hα-dominierten Umfeld fällt ihre O-III-reiche Außenkante sofort türkis auf. Im Zentrum sitzt WR 136: Sein schneller [Wolf-Rayet-Wind](#/wissen/wolf-rayet-sterne) läuft in langsameres Material aus einer früheren Entwicklungsphase und formt die sichtbare Hülle. Erst der weite Maßstab macht klar, dass die berühmte Sichel hier keine isolierte Blase im leeren Raum ist, sondern in ein viel größeres, schwach strukturiertes Emissionsfeld eingebettet liegt.\n\n**P Cygni ist der zweite Stern mit Lehrbuchstatus.** Unterhalb der Bildmitte steht der Leuchtkräftige Blaue Veränderliche P Cygni. Nach ihm ist das P-Cygni-Profil benannt: Emission zusammen mit blauverschobener Absorption verrät expandierendes Gas. Damit liegen in demselben Panorama zwei völlig verschiedene Windgeschichten massereicher Sterne — die räumlich aufgelöste Blase um WR 136 und ein Stern, dessen Ausfluss vor allem im Spektrum lesbar wird.\n\n**Was die Farben bedeuten.** Rot ist ionisierter Wasserstoff, Türkis O III — die zwei Fenster des [Duo-Band-Filters](#/wissen/farben), besonders deutlich an der Sichel. Bei einer angenommenen Entfernung von rund 4.900 Lichtjahren für IC 1318 entspräche das gesamte Bildfeld etwa **365 × 305 Lichtjahren** — als Maßstab nützlich, aber nicht als Behauptung, alle sichtbaren Strukturen lägen in derselben Ebene.", "focus": { "x": 0.3489, "y": 0.3763 }, "geometry": { "dec_deg": 39.53421466939599, "dec_text": "+39° 32′ 03.2″", "field_height_deg": 3.579879262848371, "field_width_deg": 4.267511837261242, "orientation": "Norden oben", "pixel_scale_arcsec": 2.21816959488023, "precision": "exact", "ra_deg": 304.8671782531655, "ra_text": "20h 19m 28.12s", "rms_arcsec": 0.6806066590794638, "rotation_deg": 3.0154888887789753, "solver": "PixInsight ImageSolver 6.4.2", "source": "plate-solve", "star_count": 9839, "wcs": { "cd": [ [ -0.0006152975173621943, 3.2423804124431854e-05 ], [ 3.2417912785190604e-05, 0.000615311829238982 ] ], "crpix": [ 3463.5356881108137, 2905.596723822668 ], "crval": [ 304.86717955040285, 39.534215768592595 ], "height": 5810, "width": 6926 } }, "hdr": true, "hdr_detail": { "dtype": "float32 (HdrDecode)", "fraction_above_white": 0.02841, "peak_vs_sdr_white": 3.865, "profile": "AVIF, Gain-Map angewandt (Quelle unbekannt)", "transfer": "linear" }, "headline": "IC 1318 Panorama · vom Schmetterling bis zur Sichel — vier Grad Schwan in einem Bild", "image": { "hdr": [ { "bytes": 370676, "src": "media/ic-1318-panorama/full-hdr-1280.avif", "width": 1280 }, { "bytes": 759702, "src": "media/ic-1318-panorama/full-hdr-2048.avif", "width": 2048 }, { "bytes": 1946793, "src": "media/ic-1318-panorama/full-hdr-3840.avif", "width": 3840 } ], "height": 5810, "navigator": { "bytes": 179564, "src": "media/ic-1318-panorama/navigator-720.avif", "width": 720 }, "navigator_gain": { "bytes": 23104, "src": "media/ic-1318-panorama/navigator-gain-1024.webp", "stops": 4.0, "width": 1024 }, "poster_hdr": [ { "bytes": 131477, "src": "media/ic-1318-panorama/poster-hdr-720.avif", "width": 720 } ], "poster_sdr": [ { "bytes": 179564, "src": "media/ic-1318-panorama/poster-720.avif", "width": 720 } ], "sdr": [ { "bytes": 491906, "src": "media/ic-1318-panorama/full-1280.avif", "width": 1280 }, { "bytes": 1040562, "src": "media/ic-1318-panorama/full-2048.avif", "width": 2048 }, { "bytes": 2944425, "src": "media/ic-1318-panorama/full-3840.avif", "width": 3840 } ], "width": 6926 }, "lunar": null, "object_kind": "deep_sky", "processing_md": "Panorama aus zwei bereits integrierten Duo-Hα/O-III-Feldern: insgesamt **69 Frames** und **10.320 s = 2 h 52 min** Nutzbelichtung. Darin stecken 34 Aufnahmen à 180 s des Sadr-/IC-1318-Felds und 35 Aufnahmen à 120 s des NGC-6888-Felds, gewonnen zwischen dem 23. und 28. August 2026 mit ZWO ASI2600MC Air und William Optics RedCat 71. Die beiden Quellmaster wurden astrometrisch registriert, geometrisch zusammengeführt und anschließend als gemeinsames Panorama beschnitten.\n\nDer veröffentlichte AVIF-Export hat 6.926 × 5.810 Pixel, Display-P3-HDR mit Gain-Map und 2,218″/Pixel. Die Astrometrie stammt aus einem Plate-Solve des fertigen Panoramas selbst: 9.839 Sterne, RMS 0,68″, Bildfeld 4,27 × 3,58°. Damit beziehen sich Ausschnittskoordinaten und Overlays auf die tatsächlich veröffentlichte Geometrie, nicht auf einen der beiden Ausgangsmaster.\n\nDie Hα/O-III-Balance, der starke lokale Kontrast der Staubkanten und die Sternfarben sind abschließende Bildbearbeitung. Das Gesamtbild darf deshalb morphologisch gelesen werden — Filamente, Höhlen, dunkle Vordergrundwolken und die O-III-Haut der Sichel — aber nicht als photometrische Karte der absoluten Linienintensitäten.", "rating": null, "science_links": [ { "title": "IC 1318 bei SIMBAD (Objektdaten und Querverweise)", "url": "https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-basic?Ident=IC+1318" }, { "title": "Sadr / γ Cygni bei SIMBAD", "url": "https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-basic?Ident=gam+Cyg" }, { "title": "LDN 889 bei SIMBAD — die Staubbahn zwischen den Flügeln", "url": "https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-basic?Ident=LDN+889" }, { "title": "NGC 6910 bei SIMBAD — der Inchworm Cluster", "url": "https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-basic?Ident=NGC+6910" }, { "title": "NGC 6888 bei SIMBAD", "url": "https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-basic?Ident=NGC+6888" }, { "title": "WR 136 bei SIMBAD — der Zentralstern des Crescent-Nebels", "url": "https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-basic?Ident=WR+136" }, { "title": "P Cygni bei SIMBAD", "url": "https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-basic?Ident=P+Cyg" }, { "title": "IC 1311 bei SIMBAD — offener Haufen am Feldrand", "url": "https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-basic?Ident=IC+1311" }, { "title": "Fachliteratur zu IC 1318 bei NASA ADS", "url": "https://ui.adsabs.harvard.edu/search/q=IC%201318%20Gamma%20Cygni%20nebula" }, { "title": "Fachliteratur zu NGC 6888 und WR 136 bei NASA ADS", "url": "https://ui.adsabs.harvard.edu/search/q=NGC%206888%20WR%20136" }, { "title": "Fachliteratur zu P Cygni und seinem Windprofil bei NASA ADS", "url": "https://ui.adsabs.harvard.edu/search/q=P%20Cygni%20wind%20profile" } ], "slug": "ic-1318-panorama", "source_file": "PiMagic-Sadr_NGC_6888-2026-08-30-14-57-18_crop_mrg_2.avif", "target": "IC 1318 Panorama", "translation": { "complete": true, "fell_back": [], "lang": "de", "primary": true, "stale": [] } }, { "acquisition": { "date_end": null, "date_source": "filesystem-created", "date_start": "2026-08-31", "filter": null, "frame_count": null, "instrument": null, "location": "Friedrichsdorf · DE", "pixel_scale_arcsec": null, "session_count": 0, "target_name": "M42", "telescope": null, "total_exposure_seconds": null }, "annotations": [ { "catalogue": "target-library", "detail": "Orionnebel", "id": "m42", "kind": "emission_nebula", "label": "M 42", "radius": 0.442806, "radius_arcmin": 42.5, "x": 0.500051, "y": 0.554259 }, { "catalogue": "target-library", "detail": "Running-Man-Nebel", "id": "ngc1977", "kind": "reflection_nebula", "label": "NGC 1977", "radius": 0.10419, "radius_arcmin": 10.0, "x": 0.159291, "y": 0.534004 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "NGC 1982 / De Mairans Nebel — kompakte H-II-Region um NU Orionis, durch einen Staubzug von M 42 abgesetzt", "id": "m43", "kind": "nebula", "label": "M 43", "radius": 0.041676, "radius_arcmin": 4.0, "x": 0.423964, "y": 0.606732 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Nahezu kantenständig betrachtete Ionisations- und Photodissoziationsfront südöstlich des Trapeziums", "id": "orion-bar", "kind": "nebula", "label": "Orion Bar", "radius": 0.018754, "radius_arcmin": 1.8, "x": 0.511699, "y": 0.577438 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Hatysa / HD 37043 — massereiches Mehrfachsystem und auffälligster Stern im Feld von NGC 1980", "id": "iota-ori", "kind": "star", "label": "ι Orionis", "radius": 0.015628, "radius_arcmin": 1.5, "x": 0.824275, "y": 0.607826 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Junger Mehrfachsternkern von M 42; 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Der Ausschnitt hält drei sehr unterschiedliche Strukturen zusammen: rechts die helle Huygens-Region von M 42 mit dem Trapezium, südöstlich davon die Orion Bar und links **M 43**, das durch einen dunklen Staubzug abgesetzt wird.\n\nIm hellsten Gebiet liegt **θ¹ Orionis C**, der dominante Ionisationsmotor. Die Einzelsterne des Trapeziums gehen in dieser alten, auf den Nebel gestreckten Bearbeitung teilweise im Kernlicht auf; das Overlay markiert deshalb die astrometrische Position, nicht einen künstlich rekonstruierten Stern. Knapp daneben liegt die Orion Bar: eine fast von der Seite sichtbare Front zwischen ionisiertem und molekularem Material.\n\nM 43 wirkt wie eine runde Nebenhöhle. Physisch gehört sie zur gleichen Molekülwolke, besitzt mit NU Orionis aber ihre eigene hauptsächliche Anregungsquelle. Die dunkle Trennung ist kein leerer Spalt, sondern dichter Staub vor dem Leuchten. Genau hier greifen die Artikel zu [Ionisationsfronten](#/wissen/ionisationsfronten) und [Staub](#/wissen/staub) unmittelbar ineinander.", "id": "f18e58c0-f96d-419d-bc6f-d751b23236c3", "image": { "hdr": [ { "bytes": 19669, "src": "media/m42/crop-f18e58c0-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 39489, "src": "media/m42/crop-f18e58c0-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Huygens-Region — Trapezium, Orion Bar und M 43 an einer Grenze", "pixels": { "height": 1102, "width": 1381 }, "rect": { "height": 0.30029405766266554, "width": 0.25120830873671784, "x": 0.3302602936835891, "y": 0.4400527742590952 }, "short_title": "Huygens-Region", "sky": { "dec_text": "−05° 19′ 13.4″", "height_arcmin": 19.24464912883017, "precision": "exact", "ra_text": "05h 35m 26.32s", "width_arcmin": 24.116933254913306 } }, { "annotations": [], "description_md": "Bildfeld **20,7′ × 21,7′**, entsprechend etwa **8,1 × 8,5 Lichtjahren**. Hier fehlt der berühmte helle Kern ganz bewusst. Zu sehen sind stattdessen breite, unregelmäßige Emissionsflächen, bogenförmige Säume und dunkle Einschnitte im südwestlichen Außenbereich von M 42.\n\nDiese Strukturen brauchen keinen eigenen NGC-Namen, um physikalisch interessant zu sein. Sie zeigen die unruhige Wand der ionisierten Höhlung: Wo die Sichtlinie längs durch eine gekrümmte Grenzfläche läuft, erscheint ein heller Saum; wo Vordergrundstaub oder kaltes Material davorliegt, wird dieselbe Fläche dunkel. Die Sternzahl bleibt hoch, aber das Nebellicht fällt deutlich ab.\n\nDer Crop ist damit das Gegenstück zum Trapezium. Im Zentrum sieht man die Ursache des Feedbacks, hier seine großräumige Spur. Der Artikel über [Ionisationsfronten](#/wissen/ionisationsfronten) erklärt, warum eine physisch dreidimensionale Wolkenwand im Bild wie ein Geflecht dünner Bögen wirken kann.", "id": "eafe0bc1-f441-423c-b6d6-9004305cd51a", "image": { "hdr": [ { "bytes": 36698, "src": "media/m42/crop-eafe0bc1-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 74327, "src": "media/m42/crop-eafe0bc1-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Südwestflügel — schwache Schalen jenseits des hellen Kerns", "pixels": { "height": 1632, "width": 1188 }, "rect": { "height": 0.4445838466168721, "width": 0.21613968417945695, "x": 0.5639619613341204, "y": 0.13182243284782344 }, "short_title": "Südwestflügel", "sky": { "dec_text": "−05° 39′ 26.0″", "height_arcmin": 28.500242629991686, "precision": "exact", "ra_text": "05h 34m 22.67s", "width_arcmin": 20.746500149773357 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "target-library", "detail": "Running-Man-Nebel", "id": "ngc1977", "kind": "reflection_nebula", "label": "NGC 1977", "radius": 0.708291, "radius_arcmin": 10.0, "x": 0.674833, "y": 0.401106 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "HD 37018, B1 V — der helle junge Stern im NGC-1977-/Running-Man-Komplex", "id": "42-ori", "kind": "star", "label": "42 Orionis", "radius": 0.084995, "radius_arcmin": 1.2, "x": 0.645099, "y": 0.473303 } ], "description_md": "Bildfeld **14,1′ × 25,2′**, bei der Orion-Entfernung ungefähr **5,5 × 9,9 Lichtjahre**. Der nördliche Nebelkomplex **NGC 1973/1975/1977** ist als Running Man bekannt. Die laufende Figur ist keine leuchtende Gestalt, sondern eine dunkle Staubzeichnung vor diffuserem Nebellicht.\n\nAnders als im Hα-dominierten Zentrum von M 42 trägt hier **reflektiertes Sternlicht** wesentlich zum sichtbaren Nebel bei. Der markante Stern **42 Orionis** vom Typ B1 V sitzt im lokalen Komplex und prägt dessen Strahlungsfeld. Deshalb ist der Running Man ein Breitbandmotiv: Ein enger Hα/O-III-Filter würde gerade die bläulich-grauen Reflexionsanteile stark unterdrücken.\n\nDie langen Beugungsspitzen stammen vom Fangspiegelträger des Newton-Teleskops. Sie gehören zur Aufnahmeoptik, nicht zum Nebel. Das Overlay trennt 42 Orionis als Stern von NGC 1977 als ausgedehntem Nebelgebiet.", "id": "ed26be3e-6811-43a6-a6c7-ec94c282f6a8", "image": { "hdr": [ { "bytes": 31731, "src": "media/m42/crop-ed26be3e-hdr-808.avif", "width": 808 } ], "sdr": [ { "bytes": 71795, "src": "media/m42/crop-ed26be3e-808.avif", "width": 808 } ] }, "name": "NGC 1977 · Running Man — eine dunkle Figur im reflektierten Licht", "pixels": { "height": 1446, "width": 808 }, "rect": { "height": 0.39398226720669893, "width": 0.1471000590318772, "x": 0.060023428276269185, "y": 0.37597539885803377 }, "short_title": "Running Man", "sky": { "dec_text": "−04° 48′ 16.6″", "height_arcmin": 25.252053212602924, "precision": "exact", "ra_text": "05h 35m 26.15s", "width_arcmin": 14.110414243280196 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Hatysa / HD 37043 — massereiches Mehrfachsystem und auffälligster Stern im Feld von NGC 1980", "id": "iota-ori", "kind": "star", "label": "ι Orionis", "radius": 0.08517, "radius_arcmin": 1.5, "x": 0.289714, "y": 0.712958 } ], "description_md": "Bildfeld **17,6′ × 14,0′**, ungefähr **6,9 × 5,5 Lichtjahre** auf der Orion-Distanzskala. Der extrem helle Stern links unten ist **ι Orionis / Hatysa**, ein massereiches Mehrfachsystem und das auffälligste Mitglied im Feld des offenen Haufens **NGC 1980**.\n\nDer Crop wirkt auf den ersten Blick fast wie ein reines Sternfoto. Gerade das ist aufschlussreich: Südlich der hellsten M-42-Flächen nimmt das diffuse Leuchten ab, während das junge Sternfeld sichtbar bleibt. Der große Halo und die kräftigen Spikes um ι Orionis sind überwiegend Optik- und Sättigungseffekte; daraus darf man weder die physische Größe des Sterns noch eine Nebelhülle ablesen.\n\nNGC 1980 wird in der Literatur als etwas ältere Population vor beziehungsweise im Umfeld des Orion-Nebelclusters diskutiert. Das Bild allein kann diese Tiefenstaffelung nicht entscheiden — ein passender Anwendungsfall für den [Projektions-Artikel](#/wissen/projektion) und den Überblick zu [Sternhaufen](#/wissen/sternhaufen).", "id": "e521614b-9e04-434c-9bfa-c460367147d5", "image": { "hdr": [ { "bytes": 18251, "src": "media/m42/crop-e521614b-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 40107, "src": "media/m42/crop-e521614b-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "NGC 1980 und ι Orionis — das südliche Sternfeld des Orion-Schwerts", "pixels": { "height": 886, "width": 1008 }, "rect": { "height": 0.24145228111403538, "width": 0.18349690082644632, "x": 0.7711131198347106, "y": 0.43568056571874036 }, "short_title": "NGC 1980 & ι Ori", "sky": { "dec_text": "−05° 58′ 10.9″", "height_arcmin": 15.472558192507739, "precision": "exact", "ra_text": "05h 35m 12.23s", "width_arcmin": 17.603091036171335 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "target-library", "detail": "Orionnebel", "id": "m42", "kind": "emission_nebula", "label": "M 42", "radius": 0.989872, "radius_arcmin": 42.5, "x": 0.282009, "y": 0.719101 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "NGC 1982 / De Mairans Nebel — kompakte H-II-Region um NU Orionis, durch einen Staubzug von M 42 abgesetzt", "id": "m43", "kind": "nebula", "label": "M 43", "radius": 0.093164, "radius_arcmin": 4.0, "x": 0.111922, "y": 0.807368 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Nahezu kantenständig betrachtete Ionisations- und Photodissoziationsfront südöstlich des Trapeziums", "id": "orion-bar", "kind": "nebula", "label": "Orion Bar", "radius": 0.041924, "radius_arcmin": 1.8, "x": 0.308048, "y": 0.758092 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Junger Mehrfachsternkern von M 42; θ¹ Orionis C liefert den größten Anteil der ionisierenden UV-Strahlung", "id": "orion-trapezium", "kind": "cluster", "label": "Trapezium / θ¹ Ori C", "radius": 0.034937, "radius_arcmin": 1.5, "x": 0.282014, "y": 0.71896 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Der ionisierende Stern von M 43", "id": "nu-ori", "kind": "star", "label": "NU Orionis", "radius": 0.023291, "radius_arcmin": 1.0, "x": 0.111816, "y": 0.810836 } ], "description_md": "Bildfeld **42,9′ × 38,1′**, entsprechend rund **16,8 × 15,0 Lichtjahren**. Dieser Ausschnitt zeigt die klassische Form des Orionnebels: den hellen, vom Trapezium ausgehöhlten Innenraum, M 43 am Rand und die dunklen Buchten, hinter denen die Orion-A-Molekülwolke liegt.\n\nM 42 ist kein symmetrischer Nebelball. Wir sehen die ionisierte Vorderhaut einer dichten Wolke, deren Oberfläche an einigen Stellen offenliegt und an anderen von Staub überdeckt wird. Das erklärt die enorme Helligkeitsspanne: Der Kern sättigt schnell, während die äußeren Schleier viele Größenordnungen schwächer sind. Eine moderne Aufnahme kombiniert deshalb häufig kurze und lange Belichtungen; bei diesem Archivbild ist eine solche Belichtungsserie nicht dokumentiert.\n\nDie helle Höhlung ist zugleich konstruktiv und zerstörerisch. UV-Licht legt junge Sterne frei und verdampft ihre Scheiben, komprimiert aber an anderen Grenzen Gas. M 42 verbindet damit die Wissensartikel zu [Sternentstehung](#/wissen/sternentstehung), [Leben der Sterne](#/wissen/leben-der-sterne) und [Farben astronomischer Bilder](#/wissen/farben) in einem einzigen Feld.", "id": "6691b07b-39fa-44c4-b546-6983130f2a5f", "image": { "hdr": [ { "bytes": 34230, "src": "media/m42/crop-6691b07b-hdr-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 79929, "src": "media/m42/crop-6691b07b-hdr-1800.avif", "width": 1800 } ], "sdr": [ { "bytes": 71075, "src": "media/m42/crop-6691b07b-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 172396, "src": "media/m42/crop-6691b07b-1800.avif", "width": 1800 } ] }, "name": "M 42 im Ganzen — eine offene Blase vor der Orion-A-Wolke", "pixels": { "height": 2182, "width": 2459 }, "rect": { "height": 0.594482219038327, "width": 0.4473371089138135, "x": 0.3738977641676505, "y": 0.12676641918030412 }, "short_title": "M 42 im Ganzen", "sky": { "dec_text": "−05° 32′ 26.8″", "height_arcmin": 38.10510381044231, "precision": "exact", "ra_text": "05h 34m 41.66s", "width_arcmin": 42.94246116859654 } }, { "annotations": [], "description_md": "Bildfeld **21,8′ × 15,7′**, ungefähr **8,6 × 6,2 Lichtjahre**. Dieses leise Feld liegt nordwestlich des hellen Zentrums. Nur am unteren Rand läuft noch eine kräftigere Emissionsfront ins Bild; darüber zerfällt das Leuchten in graurosa Schleier und breite, sehr schwache Gradienten.\n\nDer Ausschnitt zeigt keine einzelne katalogisierte Sehenswürdigkeit. Sein Wert liegt gerade im Übergang: Die dichte, hell angestrahlte Wand wird optisch dünner, der Sternhintergrund tritt durch, und kleine Staubunterschiede verändern die Flächenhelligkeit stärker als einzelne Emissionsknoten.\n\nSolche Zonen sind bei der Bildbearbeitung heikel. Eine aggressive Hintergrundkorrektur könnte echte Nebelstruktur für einen Gradienten halten; zu wenig Korrektur lässt dagegen Aufnahmehintergrund und Vignettierung stehen. Da für dieses historische Final weder Rohdaten noch Bearbeitungsprotokoll vorliegen, beschreibt der Text die sichtbare Morphologie, nicht eine nachträglich behauptete physikalische Messung.", "id": "ef17282e-6e2e-483d-a371-db0d48c77ba1", "image": { "hdr": [ { "bytes": 21551, "src": "media/m42/crop-ef17282e-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 38736, "src": "media/m42/crop-ef17282e-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Nordwestlicher Schleier — wo der Orionnebel transparent wird", "pixels": { "height": 898, "width": 1248 }, "rect": { "height": 0.24460192897249, "width": 0.22698679161747343, "x": 0.3052593713105077, "y": 0.04495155320794525 }, "short_title": "Nordwestlicher Schleier", "sky": { "dec_text": "−05° 14′ 43.6″", "height_arcmin": 15.68211880008121, "precision": "exact", "ra_text": "05h 33m 37.98s", "width_arcmin": 21.7943031876407 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "target-library", "detail": "Orionnebel", "id": "m42", "kind": "emission_nebula", "label": "M 42", "radius": 2.046259, "radius_arcmin": 42.5, "x": 0.581603, "y": 0.029398 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "NGC 1982 / De Mairans Nebel — kompakte H-II-Region um NU Orionis, durch einen Staubzug von M 42 abgesetzt", "id": "m43", "kind": "nebula", "label": "M 43", "radius": 0.192589, "radius_arcmin": 4.0, "x": 0.23, "y": 0.156682 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Nahezu kantenständig betrachtete Ionisations- und Photodissoziationsfront südöstlich des Trapeziums", "id": "orion-bar", "kind": "nebula", "label": "Orion Bar", "radius": 0.086665, "radius_arcmin": 1.8, "x": 0.635432, "y": 0.085624 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Junger Mehrfachsternkern von M 42; θ¹ Orionis C liefert den größten Anteil der ionisierenden UV-Strahlung", "id": "orion-trapezium", "kind": "cluster", "label": "Trapezium / θ¹ Ori C", "radius": 0.072221, "radius_arcmin": 1.5, "x": 0.581614, "y": 0.029193 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Der ionisierende Stern von M 43", "id": "nu-ori", "kind": "star", "label": "NU Orionis", "radius": 0.048147, "radius_arcmin": 1.0, "x": 0.229783, "y": 0.161683 } ], "description_md": "Bildfeld **18,7′ × 22,7′**, entsprechend etwa **7,3 × 8,9 Lichtjahren**. Oben links liegt die rundliche H-II-Region **M 43 / NGC 1982**. Der breite dunkle Grat trennt sie optisch vom gleißenden M-42-Gebiet am oberen Rand und zieht als zerklüftete Wolkenkante durch fast den gesamten Ausschnitt.\n\nM 43 wird vor allem von **NU Orionis** ionisiert. Das macht sie zu einer kleinen Vergleichsversion von M 42: dort mehrere sehr massereiche Trapezsterne und eine große offene Höhlung, hier eine kompaktere H-II-Region um eine hauptsächliche Quelle. Die dunkle Barriere besteht aus dichtem Staub und Molekülgas; sie ist Teil des Materials, aus dem die jungen Sterne hervorgingen.\n\nAm oberen Rand liegt außerdem die astrometrische Position der Orion Bar. Die zwei Namen bezeichnen unterschiedliche Strukturen: Der Nordost-Dunkelzug trennt M 43 im sichtbaren Bild, die Orion Bar ist eine besonders gut untersuchte ionisierte und photodissoziierte Front südöstlich des Trapeziums. Die Overlays halten diese Geometrie auseinander.", "id": "8b4a5dfe-11e8-4cea-9097-a57ba90cbe04", "image": { "hdr": [ { "bytes": 29059, "src": "media/m42/crop-8b4a5dfe-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 54411, "src": "media/m42/crop-8b4a5dfe-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "M 43 und der Nordost-Dunkelzug — ein Nebelraum hinter Staub", "pixels": { "height": 1513, "width": 1189 }, "rect": { "height": 0.4122516062102354, "width": 0.2163979486422669, "x": 0.374192923553719, "y": 0.5421400447590078 }, "short_title": "M 43 & Dunkelzug", "sky": { "dec_text": "−05° 22′ 06.7″", "height_arcmin": 26.422099938221454, "precision": "exact", "ra_text": "05h 36m 06.66s", "width_arcmin": 20.76396353373781 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "target-library", "detail": "Running-Man-Nebel", "id": "ngc1977", "kind": "reflection_nebula", "label": "NGC 1977", "radius": 0.395395, "radius_arcmin": 10.0, "x": 0.058534, "y": 0.44331 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "HD 37018, B1 V — der helle junge Stern im NGC-1977-/Running-Man-Komplex", "id": "42-ori", "kind": "star", "label": "42 Orionis", "radius": 0.047447, "radius_arcmin": 1.2, "x": 0.041936, "y": 0.506519 } ], "description_md": "Der unspektakulärste Ausschnitt ist vielleicht der aufschlussreichste: das Feld zwischen dem Running Man (links, blau) und dem hellen M-42-Rand (rechts). Hier leuchtet fast nichts von selbst — man sieht die rostbraune Oberfläche der Orion-A-Molekülwolke, schwach angestrahlt vom Licht der Nachbarn.\n\nGenau dieses unscheinbare Material ist der eigentliche Hauptdarsteller der Region: Die berühmten hellen Nebel sind nur die Stellen, an denen junge Sterne Löcher in diese Wolke brennen. Der Staub dazwischen ist der Vorrat, aus dem die nächsten Jahrmillionen Sternentstehung schöpfen.", "id": "87f6dd6d-4514-4d90-9bb1-b90081b42b22", "image": { "hdr": [ { "bytes": 40412, "src": "media/m42/crop-87f6dd6d-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 70942, "src": "media/m42/crop-87f6dd6d-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Zwischen den Nebeln — die Staubbrücke vor Orion A", "pixels": { "height": 1652, "width": 1448 }, "rect": { "height": 0.45000593777671194, "width": 0.2635081537780401, "x": 0.14386714138134593, "y": 0.3345119425108771 }, "short_title": "Zwischen den Nebeln", "sky": { "dec_text": "−05° 01′ 52.2″", "height_arcmin": 28.849510309280795, "precision": "exact", "ra_text": "05h 35m 20.81s", "width_arcmin": 25.286979980531836 } } ], "description_md": "**Der Orionnebel ist keine ruhige Wolke, sondern eine aufgerissene Oberfläche.** Hinter dem sichtbaren Leuchten liegt die dichte Orion-A-Molekülwolke; davor hat das ultraviolette Licht junger massereicher Sterne eine ionisierte Höhlung geschaffen. Weil wir auf die geöffnete Vorderseite dieser sogenannten *Blister*-Region blicken, sehen wir zugleich das helle Gas, seine dunklen Staubgrenzen und die Sterne, die den Nebel formen. Genau diese Staffelung macht M 42 zum anschaulichsten nahen Labor für [Wasserstoff](#/wissen/wasserstoff), [Staub](#/wissen/staub), [Ionisationsfronten](#/wissen/ionisationsfronten) und [Sternentstehung](#/wissen/sternentstehung).\n\nDie veröffentlichte Aufnahme ist ein **Archivbild aus dem Jahr 2016**. In einem Feld von **1,599 × 1,068 Grad** verbindet sie vier Motive des Orion-Schwerts: den eigentlichen Orionnebel **M 42 / NGC 1976**, den durch einen Staubzug abgesetzten **M 43 / NGC 1982**, den nördlichen Reflexionsnebel **NGC 1977, den Running Man**, und im Süden das Sternfeld um **ι Orionis und NGC 1980**. Bei der gut vermessenen Entfernung von 414 ± 7 pc beziehungsweise rund 1.350 Lichtjahren umfasst das Feld ungefähr **37,7 × 25,2 Lichtjahre**.\n\n**Im Zentrum stehen die Trapezsterne.** Vier helle junge Sterne bilden die bekannte Trapezform; der wichtigste Ionisationsmotor ist **θ¹ Orionis C**, ein sehr heißer massereicher Mehrfachstern. Seine UV-Strahlung trennt Elektronen vom Wasserstoff, seine Winde helfen die Höhlung auszuräumen. Was rosa bis weiß leuchtet, ist deshalb nicht von außen angeleuchteter Rauch, sondern überwiegend rekombinierendes Gas. Die gekrümmten Säume und dunklen Zungen markieren verschiedene Tiefen derselben Grenzlandschaft. Der [Lebenswege-Artikel](#/wissen/leben-der-sterne) ordnet ein, warum gerade kurzlebige O-Sterne ihre Umgebung so radikal verändern.\n\n**Die Orion Bar ist eine Kante im Profil.** Südöstlich des Trapeziums sehen wir eine nahezu von der Seite betrachtete Übergangszone: vom vollständig ionisierten Gas über atomaren zu kaltem molekularem Material. Deshalb ist die Bar eines der Referenzobjekte für Photodissoziationsregionen. Im Bild ist sie keine mathematisch dünne Linie, sondern Teil eines breiten hell-dunkel gestaffelten Saums. Die feineren protoplanetaren Scheiben, die Hubble hier zu Hunderten auflöste, liegen zwar im Feld, sind in dieser Fassung aber **nicht einzeln aufgelöst** — selbst ein Pixel der jetzt veröffentlichten Vollauflösung deckt noch rund 450 Astronomische Einheiten ab.\n\n**M 43 ist ein kleiner eigener H-II-Raum innerhalb desselben Komplexes.** Der dunkle Nordostzug trennt ihn optisch von M 42. Sein Leuchten wird vor allem von **NU Orionis** angeregt, nicht vom Trapezium. Noch weiter nördlich liegt NGC 1977: Dort wird ein größerer Anteil des Sternlichts an Staub reflektiert. Die laufende dunkle Figur des *Running Man* ist eine Silhouette aus Vordergrundstaub; der B-Stern **42 Orionis** prägt das lokale Leuchten. Im Süden markiert **ι Orionis** das Feld des offenen Haufens NGC 1980. Ein Bild des Orion-Schwerts ist damit immer auch eine Lektion in [Projektion](#/wissen/projektion): Nebel und Sternfelder wirken zusammenhängend, obwohl ihre räumlichen Beziehungen verschieden sind.\n\n**Vom nebligen Stern zum physikalischen Labor.** Die Nebulosität wurde um 1610 von Nicolas-Claude Fabri de Peiresc teleskopisch beschrieben; Christiaan Huygens veröffentlichte 1656 eine frühe detaillierte Zeichnung, und Charles Messier nahm M 42 und M 43 1769 in seinen Katalog auf. Heute dienen dieselben hellen Falten als Prüfstand für Sternwinde, Photoevaporation und die ersten Entwicklungsphasen von Planetensystemen. Die Ausschnitte führen deshalb nicht nur zu den bekannten Namen, sondern auch in die schwachen Außenfronten — dorthin, wo man erkennt, dass das berühmte helle Zentrum nur die sichtbarste Öffnung einer viel größeren Molekülwolke ist.", "focus": { "x": 0.4607, "y": 0.541 }, "geometry": { "dec_deg": -5.387591987215931, "dec_text": "−05° 23′ 15.3″", "field_height_deg": 1.068176985825873, "field_width_deg": 1.599645971144141, "orientation": "Norden links", "pixel_scale_arcsec": 1.0478030378673413, "precision": "exact", "ra_deg": 83.76042616483296, "ra_text": "05h 35m 02.50s", "rms_arcsec": 0.3844534933857306, "rotation_deg": -88.0381886925685, "solver": "PixInsight ImageSolver 6.4.2", "source": "plate-solve", "star_count": 403, "wcs": { "cd": [ [ -1.0032682550369736e-05, -0.00029093633539090526 ], [ -0.00029083171841849903, 9.998322575295949e-06 ] ], "crpix": [ 2748.8756640029, 1835.2956305255284 ], "crval": [ 83.7604258163497, -5.38759161835993 ], "height": 3670, "width": 5496 } }, "hdr": true, "hdr_detail": { "dtype": "float32 (HdrDecode)", "fraction_above_white": 0.064385, "peak_vs_sdr_white": 3.765, "profile": "AVIF, Gain-Map angewandt (Quelle unbekannt)", "transfer": "linear" }, "headline": "M 42 · Orionnebel — eine Sternwiege, die sich selbst freilegt", "image": { "hdr": [ { "bytes": 71434, "src": "media/m42/full-hdr-1280.avif", "width": 1280 }, { "bytes": 127211, "src": "media/m42/full-hdr-2048.avif", "width": 2048 }, { "bytes": 273448, "src": "media/m42/full-hdr-3840.avif", "width": 3840 } ], "height": 3670, "navigator": { "bytes": 51593, "src": "media/m42/navigator-720.avif", "width": 720 }, "navigator_gain": { "bytes": 20740, "src": "media/m42/navigator-gain-1024.webp", "stops": 4.0, "width": 1024 }, "poster_hdr": [ { "bytes": 34336, "src": "media/m42/poster-hdr-720.avif", "width": 720 } ], "poster_sdr": [ { "bytes": 51593, "src": "media/m42/poster-720.avif", "width": 720 } ], "sdr": [ { "bytes": 114037, "src": "media/m42/full-1280.avif", "width": 1280 }, { "bytes": 210807, "src": "media/m42/full-2048.avif", "width": 2048 }, { "bytes": 480722, "src": "media/m42/full-3840.avif", "width": 3840 } ], "width": 5496 }, "lunar": null, "object_kind": "deep_sky", "processing_md": "Die Aufnahme entstand nach Angabe des Fotografen **2016 mit einem GSO 8″ f/4 Newton bei 800 mm Brennweite**; als Kamera kam sehr wahrscheinlich eine **astro-modifizierte Canon EOS 70D** zum Einsatz. Die Einschränkung ist bewusst: Die ursprünglichen Lights, Belichtungsfolgen, Filterangaben und Bearbeitungsprotokolle sind zu diesem älteren Final nicht mehr vollständig überliefert. Framezahl, Einzelbelichtungszeit und Gesamtdauer werden deshalb nicht rekonstruiert oder aus dem Bild geraten.\n\nErhalten ist die 32-Bit-RGB-Fassung; sie wurde 2026 neu aufbereitet und diesmal in **voller Auflösung von 5.496 × 3.670 Pixeln** veröffentlicht — nahe am ursprünglichen Kameraraster statt der zuvor gezeigten verkleinerten Kopie. Die kräftige rosa Interpretation und die ausgeprägten Beugungsspitzen gehören zur damaligen Aufnahme; Tonwerte und Sternfarben wurden bei der Neuaufbereitung behutsam nachgeführt.\n\nDie veröffentlichte Datei wurde 2026 unabhängig astrometrisch gelöst: **403 Gaia-Referenzsterne**, Restfehler **0,38″**, Maßstab **1,048″/Pixel**, Feld **1,60 × 1,07°**. Ausschnittskoordinaten, Größenangaben und sämtliche Objektmarker werden aus dieser Lösung berechnet und nicht nach Augenmaß auf die Vorschau gelegt.", "rating": null, "science_links": [ { "title": "NASA/Hubble — Messier 42, Trapezium, Sternentstehung und protoplanetare Scheiben", "url": "https://science.nasa.gov/mission/hubble/science/explore-the-night-sky/hubble-messier-catalog/messier-42/" }, { "title": "NASA/Hubble — M 43, Trapezium und weitere Detailregionen des Orionnebels", "url": "https://science.nasa.gov/asset/hubble/close-up-images-of-the-orion-nebula/" }, { "title": "NASA/Hubble — Atlas protoplanetarer Scheiben im Orionnebel", "url": "https://science.nasa.gov/image-detail/orion-nebula-proplyd-atlas/" }, { "title": "ESA/Webb — die Orion Bar als Photodissoziationsregion", "url": "https://esawebb.org/images/weic2315b/" }, { "title": "Menten et al. 2007 — trigonometrische Entfernung von 414 ± 7 pc", "url": "https://www.aanda.org/articles/aa/full/2007/41/aa8247-07/aa8247-07.right.html" }, { "title": "Pabst et al. 2020 — expandierende Blasen in M 42, M 43 und NGC 1977", "url": "https://arxiv.org/abs/2005.03917" }, { "title": "M 42 / NGC 1976 bei SIMBAD", "url": "https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-basic?Ident=M+42" }, { "title": "M 43 / NGC 1982 bei SIMBAD", "url": "https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-basic?Ident=M+43" }, { "title": "NGC 1977 bei SIMBAD", "url": "https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-basic?Ident=NGC+1977" }, { "title": "NGC 1980 bei SIMBAD", "url": "https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-basic?Ident=NGC+1980" }, { "title": "NASA/JPL — Huygens' frühe Zeichnung des Orionnebels", "url": "https://www.jpl.nasa.gov/videos/whats-up-december-2009-the-most-recognizable-constellation-orion/" } ], "slug": "m42", "source_file": "2016_M42_GSO_8_800_32.avif", "target": "M42", "translation": { "complete": true, "fell_back": [], "lang": "de", "primary": true, "stale": [] } }, { "acquisition": { "date_end": null, "date_source": "filesystem-created", "date_start": "2026-08-31", "filter": null, "frame_count": null, "instrument": null, "location": "Friedrichsdorf · DE", "pixel_scale_arcsec": null, "session_count": 0, "target_name": "M27", "telescope": null, "total_exposure_seconds": null }, "annotations": [ { "catalogue": "target-library", "detail": "Hantelnebel", "id": "m27", "kind": "planetary_nebula", "label": "M 27", "radius": 0.068982, "radius_arcmin": 3.35, "x": 0.491511, "y": 0.497675 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Der junge Weiße Zwerg im Herzen der Hantel, ~14 mag", "id": "m27-zentralstern", "kind": "star", "label": "Zentralstern", "radius": 0.016473, "radius_arcmin": 0.8, "x": 0.491784, "y": 0.497972 } ], "crops": [ { "annotations": [ { "catalogue": "target-library", "detail": "Hantelnebel", "id": "m27", "kind": "planetary_nebula", "label": "M 27", "radius": 0.373799, "radius_arcmin": 3.35, "x": 0.502942, "y": 0.529898 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Der junge Weiße Zwerg im Herzen der Hantel, ~14 mag", "id": "m27-zentralstern", "kind": "star", "label": "Zentralstern", "radius": 0.089265, "radius_arcmin": 0.8, "x": 0.504424, "y": 0.530856 } ], "description_md": "Die Zweiteilung ist hier mit Händen zu greifen: Das helle türkise Innere ist die [O III]-Zone um den Zentralstern, die rötlichen »Ohren« an beiden Längsseiten sind der Wasserstoffsaum der Hülle — außen kühler, innen härter bestrahlt. Die weichen Bögen oben und unten sind die schwächeren Polkappen der vermuteten Sanduhr.\n\nDer Zentralstern steht als unscheinbarer Punkt mitten im Türkis; das Overlay markiert ihn. Dass der Verursacher des Ganzen im eigenen Nebel fast untergeht, ist bei planetarischen Nebeln der Normalfall — die Hülle bekommt das Rampenlicht, der Stern die Rechnung.", "id": "b8920118-e05c-4aa0-ad7b-136e87ed823e", "image": { "hdr": [ { "bytes": 23845, "src": "media/m27/crop-b8920118-hdr-513.avif", "width": 513 } ], "sdr": [ { "bytes": 34275, "src": "media/m27/crop-b8920118-513.avif", "width": 513 } ] }, "name": "Die Hantel im Detail — türkiser Kern, rote Ohren", "pixels": { "height": 575, "width": 513 }, "rect": { "height": 0.310121873454171, "width": 0.18454379427390788, "x": 0.39869576446280985, "y": 0.33334207132369414 }, "short_title": "Die Hantel im Detail", "sky": { "dec_text": "+22° 43′ 13.0″", "height_arcmin": 10.044544991335217, "precision": "exact", "ra_text": "19h 59m 37.68s", "width_arcmin": 8.961481009660812 } }, { "annotations": [], "description_md": "M 27 steht mitten im Band der Sommermilchstraße, und dieser Ausschnitt zeigt die Kulisse: ein dichtes Feld aus Vorder- und Hintergrundsternen in allen Farben der Temperaturleiter — bläulich heiß, gelblich sonnenähnlich, orangerot kühl.\n\nDie vier Beugungsspitzen des hellen Feldsterns sind übrigens eine Signatur des Instruments, nicht des Himmels: Sie entstehen an der Fangspiegelspinne des Newton-Teleskops. 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Der irreführende Gattungsname kam später von William Herschel, dem solche runden Scheibchen im Teleskop an Planeten erinnerten. Mit Planeten hat die Hantel nichts zu tun — sie ist das Ende eines Sterns.\n\n**Genauer: das Ende eines Sterns wie der Sonne.** Ein sonnenähnlicher Stern wirft in seiner letzten Riesenphase die äußeren Hüllen ab; zurück bleibt der heiße, kompakte Kern als junger [Weißer Zwerg](#/wissen/leben-der-sterne). Dessen harte UV-Strahlung bringt die davondriftende Hülle zum Leuchten — für einige zehntausend Jahre, dann ist das Gas zerstreut und die Lichtquelle zu kühl. Was hier in rund 1.300 Lichtjahren Entfernung leuchtet, ist also kein Ort, sondern ein kurzer Moment: Die Hantel ist ungefähr zehntausend Jahre alt und wächst weiter.\n\n**Die Farben sind eine Ionisationskarte.** Das türkise Innere ist zweifach ionisierter Sauerstoff — [O III] leuchtet dort, wo die Strahlung des Zentralsterns am härtesten ankommt. Der rote Saum an den Längsseiten ist rekombinierender [Wasserstoff](#/wissen/wasserstoff) am kühleren Rand der Hülle: dieselbe Schichtung wie in den großen H-II-Regionen dieser Galerie, nur von einem einzigen sterbenden Stern getrieben statt von jungen O-Sternen.\n\n**Die Hantelform ist ein Blickwinkel.** Räumlich ist M 27 vermutlich kein Knochen, sondern eher eine Sanduhr: Die Hülle entweicht bevorzugt entlang einer Achse, und wir schauen ungefähr auf deren Äquator. Von den Polen aus gesehen wäre derselbe Nebel ein Ring — die Verwandtschaft zum Ringnebel M 57 ist keine Koinzidenz, sondern Geometrie.\n\n**Der Verursacher steht unscheinbar mittendrin.** Im Zentrum sitzt der Weiße Zwerg als blasser Punkt von rund 14. Größenklasse (im Overlay markiert): erdgroß, mit einem beträchtlichen Teil einer Sonnenmasse, und noch glühend heiß. Er fusioniert nichts mehr — er kühlt nur noch aus, während seine abgeworfene Hülle als kosmische Rauchwolke verweht. 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Die einbelichtete Beschriftung der damaligen Bearbeitung (links oben im Vollbild) nennt 1.000 mm Brennweite bei 5,82 µm Pixelraster — vermutlich eine resampelte Angabe der damaligen Software. Die ursprünglichen Belichtungsfolgen und Protokolle sind nicht mehr überliefert; Framezahlen und Gesamtbelichtung werden deshalb nicht rekonstruiert oder geraten.\n\nErhalten ist eine 32-Bit-Fassung, die 2026 für die Galerie neu aufbereitet wurde. Die veröffentlichte Datei misst **2.780 × 1.853 Pixel** und ist ein Ausschnitt des damaligen Bildfelds. Die Rot-Türkis-Trennung des Nebels ist eine Eigenschaft des Objekts (Hα-Saum um [O III]-Kern), keine Schmalband-Bearbeitung — aufgenommen wurde breitbandig mit Farbsensor.\n\nDie veröffentlichte Datei wurde 2026 unabhängig astrometrisch gelöst: **1125 Gaia-Referenzsterne**, Restfehler **0,34″**, Maßstab **1,048″/Pixel**, Feld **0,81 × 0,54°**. Ausschnittskoordinaten, Größenangaben und sämtliche Objektmarker werden aus dieser Lösung berechnet und nicht nach Augenmaß auf die Vorschau gelegt.", "rating": null, "science_links": [], "slug": "m27", "source_file": "M27_GSO_dumbbell_crop_RGB-1_32_2.avif", "target": "M27", "translation": { "complete": true, "fell_back": [], "lang": "de", "primary": true, "stale": [] } }, { "acquisition": { "date_end": null, "date_source": "filesystem-created", "date_start": "2026-09-01", "filter": null, "frame_count": null, "instrument": null, "location": "Friedrichsdorf · DE", "pixel_scale_arcsec": null, "session_count": 0, "target_name": "IC434", "telescope": null, "total_exposure_seconds": null }, "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Die leuchtende Wasserstoffwand, vor der der Pferdekopf steht", "id": "ic434-wand", "kind": "nebula", "label": "IC 434", "radius": 0.291843, "radius_arcmin": 28.0, "x": 0.59424, "y": 0.547834 }, { "catalogue": "target-library", "detail": "Flammennebel", "id": "ngc2024", "kind": "emission_nebula", "label": "NGC 2024", "radius": 0.156345, "radius_arcmin": 15.0, "x": 0.212891, "y": 0.703738 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Einer der hellsten Reflexionsnebel des Himmels, um den B-Stern HD 37903", "id": "ngc2023", "kind": "nebula", "label": "NGC 2023", "radius": 0.052115, "radius_arcmin": 5.0, "x": 0.465221, "y": 0.700745 }, { "catalogue": "target-library", "detail": "Pferdekopfnebel", "id": "b33", "kind": "dark_nebula", "label": "B 33", "radius": 0.041692, "radius_arcmin": 4.0, "x": 0.598284, "y": 0.529693 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "ζ Orionis, O9.7-Überriese — der östlichste Gürtelstern, wahrscheinlich vor der Wolkenwand", "id": "alnitak", "kind": "star", "label": "Alnitak", "radius": 0.022931, "radius_arcmin": 2.2, "x": 0.271891, "y": 0.484144 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Junges Mehrfachsystem — die Lampe, die die Wand IC 434 zum Leuchten bringt", "id": "sigma-ori", "kind": "star", "label": "σ Orionis", "radius": 0.022931, "radius_arcmin": 2.2, "x": 0.693684, "y": 0.034896 } ], "crops": [ { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Die leuchtende Wasserstoffwand, vor der der Pferdekopf steht", "id": "ic434-wand", "kind": "nebula", "label": "IC 434", "radius": 1.601766, "radius_arcmin": 28.0, "x": 0.513307, "y": 0.336606 }, { "catalogue": "target-library", "detail": "Pferdekopfnebel", "id": "b33", "kind": "dark_nebula", "label": "B 33", "radius": 0.228824, "radius_arcmin": 4.0, "x": 0.535502, "y": 0.247031 } ], "description_md": "Der Kopf im Profil: eine dichte, kalte Staubwolke, die sich vor die Leuchtwand schiebt. An der dem Licht zugewandten Oberkante glimmt eine feine helle Mähne — dort verdampft die Wolkenoberfläche unter der UV-Strahlung von σ Orionis, dieselbe Physik wie an den Säulen des Elefantenrüssels.\n\nIm Inneren der Silhouette ist es nicht leer: Infrarotbeobachtungen zeigen eingebettete junge Sterne. Der Pferdekopf ist eine Sternwiege in ihrer diskretesten Form — von außen nur als Loch im Licht zu sehen.", "id": "b6f09dff-c3aa-49d8-bd91-d3f6306d58b9", "image": { "hdr": [ { "bytes": 37283, "src": "media/ic434/crop-b6f09dff-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 83071, "src": "media/ic434/crop-b6f09dff-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Barnard 33 — die Silhouette im Detail", "pixels": { "height": 743, "width": 1001 }, "rect": { "height": 0.20251976739458988, "width": 0.18220096664698948, "x": 0.5007148391381345, "y": 0.47966480150872914 }, "short_title": "B 33 · Pferdekopf", "sky": { "dec_text": "−02° 27′ 26.4″", "height_arcmin": 12.970312327371031, "precision": "exact", "ra_text": "05h 41m 06.12s", "width_arcmin": 17.474135450468914 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "target-library", "detail": "Flammennebel", "id": "ngc2024", "kind": "emission_nebula", "label": "NGC 2024", "radius": 0.457868, "radius_arcmin": 15.0, "x": 0.537001, "y": 0.446903 } ], "description_md": "Der Flammennebel trägt seinen Namen zu Recht: leuchtende Bahnen, zerteilt von einem dunklen Balken aus Vordergrundstaub, wie Feuerschein hinter einem Gitter. Die Energiequelle ist ein junger Sternhaufen mitten im Balken — im sichtbaren Licht vollständig verborgen, im Infraroten ein dicht gefülltes Kinderzimmer.\n\nAlnitak, der östlichste Gürtelstern, dominiert das Feld optisch komplett — steht aber wahrscheinlich deutlich vor der Wolke. 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Um den Stern sammelt sich ein sehr junger, lockerer Haufen, der in der Forschung als Musterregion gilt — hier wurden einige der ersten frei fliegenden Braunen Zwerge und planetenmassigen Objekte gefunden.\n\nDass die Lampe der berühmtesten Silhouette des Himmels selbst kaum jemand kennt, ist die stille Pointe dieses Feldes.", "id": "4fd22e83-b1ad-40ab-bc54-ac217b118a8c", "image": { "hdr": [ { "bytes": 69644, "src": "media/ic434/crop-4fd22e83-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 110319, "src": "media/ic434/crop-4fd22e83-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "σ Orionis — die unscheinbare Lampe der Leuchtwand", "pixels": { "height": 848, "width": 1001 }, "rect": { "height": 0.23098098732864347, "width": 0.18210872933884303, "x": 0.6079084268004723, "y": 0.0 }, "short_title": "σ Orionis", "sky": { "dec_text": "−02° 36′ 41.3″", "height_arcmin": 14.80326359839924, "precision": "exact", "ra_text": "05h 39m 05.37s", "width_arcmin": 17.474135450468914 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Einer der hellsten Reflexionsnebel des Himmels, um den B-Stern HD 37903", "id": "ngc2023", "kind": "nebula", "label": "NGC 2023", "radius": 0.444591, "radius_arcmin": 5.0, "x": 0.477583, "y": 0.438705 } ], "description_md": "Zwischen all dem Hα-Rot ein blaugrüner Fremdkörper: NGC 2023 ist ein Reflexionsnebel — Staub, der das Licht des jungen, heißen B-Sterns in seinem Zentrum spiegelt, statt selbst zu leuchten. Er gehört zu den hellsten und größten seiner Art am ganzen Himmel.\n\nDer Farbkontrast zur Umgebung ist Physik pur: Emission leuchtet in Linienfarben (hier Rot), Reflexion im breiten Spektrum des Sterns mit Blauüberschuss. 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Der Pferdekopf ist in diesem Maßstab nur die auffälligste von mehreren dunklen Einbuchtungen entlang der Kante.\n\nRechts der Wand liegt die dunkle Orion-B-Molekülwolke, aus der die Silhouetten herauswachsen; links davor das aufgeräumte, von σ Orionis ionisierte Gebiet. Die Wand selbst ist die Grenze — eine Ionisationsfront, fast von der Kante gesehen.", "id": "cd0b1075-a978-4fe5-9bf3-4875e0f7ce4c", "image": { "hdr": [ { "bytes": 49395, "src": "media/ic434/crop-cd0b1075-hdr-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 183932, "src": "media/ic434/crop-cd0b1075-hdr-1800.avif", "width": 1800 } ], "sdr": [ { "bytes": 80192, "src": "media/ic434/crop-cd0b1075-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 365302, "src": "media/ic434/crop-cd0b1075-1800.avif", "width": 1800 } ] }, "name": "IC 434 — der Vorhang im Ganzen", "pixels": { "height": 3195, "width": 3463 }, "rect": { "height": 0.8705403475023503, "width": 0.6300499926210154, "x": 0.36995000737898465, "y": 0.00556659627593574 }, "short_title": "Die Leuchtwand", "sky": { "dec_text": "−02° 36′ 03.9″", "height_arcmin": 55.77408867557261, "precision": "exact", "ra_text": "05h 40m 28.97s", "width_arcmin": 60.45247858638746 } } ], "description_md": "Der Pferdekopf ist das vielleicht bekannteste Nichts des Himmels: eine kleine dunkle Einbuchtung, entdeckt 1888 von **Williamina Fleming** auf einer Harvard-Fotoplatte — derselben Beobachterin, der diese Galerie schon Flemings Dreieck im Cirrusnebel verdankt. Berühmt wurde nicht ein leuchtendes Objekt, sondern eine Lücke im Licht.\n\n**Die Bühne ist eine brennende Wand.** IC 434 ist ein langer Vorhang aus ionisiertem [Wasserstoff](#/wissen/wasserstoff), zum Leuchten gebracht vom jungen Mehrfachsystem **σ Orionis** (im Overlay markiert). Der Pferdekopf **Barnard 33** ist eine kompakte [Staubwolke](#/wissen/staub) *vor* diesem Vorhang — die Figur existiert nur als Silhouette, wie der Schmetterling von IC 1318: Nimmt man die Leuchtwand weg, bleibt eine unsichtbare dunkle Wolke; nimmt man die Wolke weg, eine ununterbrochene rote Fläche.\n\n**Die Flamme brennt von innen.** Der zweite Hauptdarsteller, der Flammennebel **NGC 2024**, funktioniert anders: Sein Feuer entfacht ein junger, im sichtbaren Licht komplett hinter dem dunklen Zentralbalken verborgener Sternhaufen — erst Infrarotaufnahmen zeigen ihn. Der gleißende Stern direkt daneben, **Alnitak**, der östlichste Gürtelstern Orions, ist dagegen nach heutigen Entfernungsmessungen wahrscheinlich ein Vordergrundstern: Er überstrahlt die Szene, ohne ihr Hauptmotor zu sein — eine Lektion in [Projektion](#/wissen/projektion), wie sie schöner nicht sein könnte.\n\n**Dazwischen die dritte Lichtart.** Der blaugrüne Fleck zwischen Flamme und Pferdekopf ist **NGC 2023**, einer der hellsten Reflexionsnebel des Himmels: Staub, der das Licht eines eingebetteten B-Sterns spiegelt. Emission, Silhouette und Reflexion — auf diesem einen Quadratgrad stehen alle drei Erscheinungsformen des interstellaren Materials nebeneinander.\n\n**Und die Uhr läuft.** Die [Ionisationsfront](#/wissen/ionisationsfronten) von IC 434 trägt den Pferdekopf laufend ab; die leuchtende Mähne an seiner Oberkante ist das frisch verdampfende Material. In einigen Millionen Jahren wird die berühmteste Silhouette des Himmels schlicht nicht mehr existieren — im Inneren der Wolke entstehen unterdessen bereits die Sterne, die man dann an ihrer Stelle sehen wird.", "focus": { "x": 0.5392, "y": 0.5529 }, "geometry": { "dec_deg": -2.3074413648111207, "dec_text": "−02° 18′ 26.8″", "field_height_deg": 1.06776685153548, "field_width_deg": 1.5990317754874652, "orientation": "Norden links", "pixel_scale_arcsec": 1.047400726301833, "precision": "exact", "ra_deg": 85.19400912606794, "ra_text": "05h 40m 46.56s", "rms_arcsec": 0.3396798970170366, "rotation_deg": -88.03911261971825, "solver": "PixInsight ImageSolver 6.4.2", "source": "plate-solve", "star_count": 417, "wcs": { "cd": [ [ -9.994132747122174e-06, -0.00029079290742742325 ], [ -0.00029075436809728003, 9.953633914764029e-06 ] ], "crpix": [ 2748.257526891193, 1835.2876851397336 ], "crval": [ 85.19400883912193, -2.3074409691338866 ], "height": 3670, "width": 5496 } }, "hdr": true, "hdr_detail": { "dtype": "float32 (HdrDecode)", "fraction_above_white": 0.013192, "peak_vs_sdr_white": 2.326, "profile": "AVIF, Gain-Map angewandt (Quelle unbekannt)", "transfer": "linear" }, "headline": "IC 434 · Pferdekopf und Flamme — Orions berühmteste Silhouette", "image": { "hdr": [ { "bytes": 70525, "src": "media/ic434/full-hdr-1280.avif", "width": 1280 }, { "bytes": 152153, "src": "media/ic434/full-hdr-2048.avif", "width": 2048 }, { "bytes": 665022, "src": "media/ic434/full-hdr-3840.avif", "width": 3840 } ], "height": 3670, "navigator": { "bytes": 47626, "src": "media/ic434/navigator-720.avif", "width": 720 }, "navigator_gain": { "bytes": 8502, "src": "media/ic434/navigator-gain-1024.webp", "stops": 4.0, "width": 1024 }, "poster_hdr": [ { "bytes": 31513, "src": "media/ic434/poster-hdr-720.avif", "width": 720 } ], "poster_sdr": [ { "bytes": 47626, "src": "media/ic434/poster-720.avif", "width": 720 } ], "sdr": [ { "bytes": 116791, "src": "media/ic434/full-1280.avif", "width": 1280 }, { "bytes": 298389, "src": "media/ic434/full-2048.avif", "width": 2048 }, { "bytes": 1320742, "src": "media/ic434/full-3840.avif", "width": 3840 } ], "width": 5496 }, "lunar": null, "object_kind": "deep_sky", "processing_md": "Die Aufnahme stammt **aus der Newton-Ära dieser Galerie um 2016**: GSO 8″ Newton bei 800 mm und astro-modifizierte Canon EOS 70D (so im Dateinamen dokumentiert). Die ursprünglichen Belichtungsfolgen und Protokolle sind nicht mehr überliefert und werden nicht rekonstruiert.\n\nErhalten ist eine 32-Bit-Fassung, die 2026 neu aufbereitet wurde; die veröffentlichte Datei misst **4.290 × 2.856 Pixel**. Das kräftige Hα-Rot der Leuchtwand verdankt sich der Astro-Modifikation der Kamera — eine unmodifizierte DSLR filtert genau diese Linie weitgehend weg. Reflexionsnebel und Sternfarben sind Breitbandinformation derselben Aufnahme.\n\nDie veröffentlichte Datei wurde 2026 unabhängig astrometrisch gelöst: **629 Gaia-Referenzsterne**, Restfehler **0,63″**, Maßstab **1,451″/Pixel**, Feld **1,73 × 1,15°**. Ausschnittskoordinaten, Größenangaben und sämtliche Objektmarker werden aus dieser Lösung berechnet und nicht nach Augenmaß auf die Vorschau gelegt.", "rating": null, "science_links": [], "slug": "ic434", "source_file": "IC434-GSO-800-70d_32-2.avif", "target": "IC434", "translation": { "complete": true, "fell_back": [], "lang": "de", "primary": true, "stale": [] } }, { "acquisition": { "date_end": null, "date_source": "filesystem-created", "date_start": "2026-09-01", "filter": "Breitband", "frame_count": null, "instrument": "Canon EOS 70D", "location": "Friedrichsdorf · DE", "pixel_scale_arcsec": 1.045, "session_count": 0, "target_name": "M45", "telescope": "GSO Newton 200/800", "total_exposure_seconds": null }, "annotations": [ { "catalogue": "target-library", "detail": "Plejaden", "id": "m45", "kind": "open_cluster", "label": "M 45", "radius": 0.627219, "radius_arcmin": 55.0, "x": 0.535352, "y": 0.58524 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "NGC 1435 — der hellste Reflexionsschleier der Plejaden, südlich von Merope", "id": "ngc1435", "kind": "nebula", "label": "Merope-Nebel", "radius": 0.079828, "radius_arcmin": 7.0, "x": 0.772485, "y": 0.356169 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "η Tauri, B7-Riese — der hellste Stern der Plejaden", "id": "alcyone", "kind": "star", "label": "Alcyone", "radius": 0.022808, "radius_arcmin": 2.0, "x": 0.535427, "y": 0.586578 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "21 und 22 Tauri — das enge Paar Sterope I und II am Nordrand des Haufens", "id": "asterope", "kind": "star", "label": "Asterope", "radius": 0.022808, "radius_arcmin": 2.0, "x": 0.234636, "y": 0.308401 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "27 Tauri — der mythologische Vater der Schwestern", "id": "atlas", "kind": "star", "label": "Atlas", "radius": 0.020527, "radius_arcmin": 1.8, "x": 0.563113, "y": 0.874747 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "20 Tauri — um sie liegt der Maia-Nebel NGC 1432", "id": "maia", "kind": "star", "label": "Maia", "radius": 0.020527, "radius_arcmin": 1.8, "x": 0.362608, "y": 0.298067 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "17 Tauri", "id": "electra", "kind": "star", "label": "Electra", "radius": 0.020527, "radius_arcmin": 1.8, "x": 0.540215, "y": 0.140088 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "23 Tauri — um sie liegt der hellste Teil des Reflexionsnebels", "id": "merope", "kind": "star", "label": "Merope", "radius": 0.020527, "radius_arcmin": 1.8, "x": 0.647529, "y": 0.391451 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "28 Tauri, veränderlicher Be-Stern — die Mutter", "id": "pleione", "kind": "star", "label": "Pleione", "radius": 0.017106, "radius_arcmin": 1.5, "x": 0.506194, "y": 0.877007 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "19 Tauri", "id": "taygeta", "kind": "star", "label": "Taygeta", "radius": 0.017106, "radius_arcmin": 1.5, "x": 0.296891, "y": 0.190648 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "B8-Haufenmitglied am Nordwestrand, 5,6 mag", "id": "18tau", "kind": "star", "label": "18 Tauri", "radius": 0.017106, "radius_arcmin": 1.5, "x": 0.042585, "y": 0.176191 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "16 Tauri — die »verlorene« blasse Schwester", "id": "celaeno", "kind": "star", "label": "Celaeno", "radius": 0.013685, "radius_arcmin": 1.2, "x": 0.420016, "y": 0.124734 } ], "crops": [ { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "17 Tauri", "id": "electra", "kind": "star", "label": "Electra", "radius": 0.13337, "radius_arcmin": 1.8, "x": 0.41821, "y": 0.210975 } ], "description_md": "**Electra**, eine der hellen Schwestern, mit ihrem eigenen weichen Lichthof im durchziehenden Staub. Gut zu sehen: Der Hof ist kein reiner Instrumenteneffekt, sondern echte Reflexion — er ist strukturiert, leicht asymmetrisch und folgt der Dichteverteilung der Wolke statt der Optik.\n\nDie feinen hellen Fäden, die durchs Feld laufen, sind Ausläufer der Striae — dieselben Magnetfeld-Strähnen, die beim Merope-Nebel ihr dichtestes Muster zeigen.", "id": "32fbad65-a549-4305-98a5-c2b162facb85", "image": { "hdr": [ { "bytes": 22664, "src": "media/m45/crop-32fbad65-hdr-773.avif", "width": 773 } ], "sdr": [ { "bytes": 58763, "src": "media/m45/crop-32fbad65-773.avif", "width": 773 } ] }, "name": "Electra — eine Schwester im Schleier", "pixels": { "height": 1225, "width": 773 }, "rect": { "height": 0.26715282453696876, "width": 0.15391178423848878, "x": 0.4758476608618654, "y": 0.08372577425533748 }, "short_title": "Electra", "sky": { "dec_text": "+24° 05′ 33.1″", "height_arcmin": 21.381084557195006, "precision": "exact", "ra_text": "03h 45m 19.48s", "width_arcmin": 13.491900704254483 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "NGC 1435 — der hellste Reflexionsschleier der Plejaden, südlich von Merope", "id": "ngc1435", "kind": "nebula", "label": "Merope-Nebel", "radius": 0.252086, "radius_arcmin": 7.0, "x": 0.662422, "y": 0.195471 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "23 Tauri — um sie liegt der hellste Teil des Reflexionsnebels", "id": "merope", "kind": "star", "label": "Merope", "radius": 0.064822, "radius_arcmin": 1.8, "x": 0.267827, "y": 0.285851 } ], "description_md": "Der ausgedehnteste Nebelbereich der Aufnahme: der Merope-Nebel **NGC 1435**, ein weicher Vorhang, der sich von Merope über ein halbes Grad ausbreitet — mit einem Hauch wärmerer Töne, wo der Staub dichter wird und das Blau stärker herausfiltert.\n\nGenau solche Flächen sind der Grund, warum die Plejaden fotografisch nie fertig sind: Der Schleier läuft ohne scharfe Grenze weiter, bis ihn erst die Belichtungszeit und dann der Himmelshintergrund verschlucken.", "id": "cf8139bb-3103-4b89-9f45-0548d5813424", "image": { "hdr": [ { "bytes": 42004, "src": "media/m45/crop-cf8139bb-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 79527, "src": "media/m45/crop-cf8139bb-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Merope und NGC 1435 — der große Schleier", "pixels": { "height": 1789, "width": 1591 }, "rect": { "height": 0.39037358928161486, "width": 0.3166691263282172, "x": 0.5627167576741441, "y": 0.27986250107610194 }, "short_title": "Merope & Nebel", "sky": { "dec_text": "+23° 50′ 16.8″", "height_arcmin": 31.225110426793364, "precision": "exact", "ra_text": "03h 46m 48.08s", "width_arcmin": 27.76922900448756 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "target-library", "detail": "Plejaden", "id": "m45", "kind": "open_cluster", "label": "M 45", "radius": 2.773441, "radius_arcmin": 55.0, "x": 0.492799, "y": 0.485857 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "η Tauri, B7-Riese — der hellste Stern der Plejaden", "id": "alcyone", "kind": "star", "label": "Alcyone", "radius": 0.100852, "radius_arcmin": 2.0, "x": 0.493133, "y": 0.489779 } ], "description_md": "**Alcyone** ist die hellste der Schwestern: ein heißer B-Riese mit der Leuchtkraft von weit über tausend Sonnen, begleitet von einer hübschen kleinen Sternkette gleich nebenan. Ihr breiter Halo ist zum Teil Optik — zum Teil aber echter Staub, der ihr Licht zurückwirft.\n\nWie alle hellen Plejaden rotiert sie extrem schnell; solche Be-Sterne schleudern immer wieder Gas in eine Scheibe um den Äquator. Die ruhige Mitte des Haufens ist physikalisch alles andere als ruhig.", "id": "e47ea354-11b8-48c9-9543-3489dfd40474", "image": { "hdr": [ { "bytes": 37566, "src": "media/m45/crop-e47ea354-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 83058, "src": "media/m45/crop-e47ea354-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Alcyone — die Hellste im Zentrum", "pixels": { "height": 1563, "width": 1136 }, "rect": { "height": 0.3410364563263178, "width": 0.22615204397874855, "x": 0.42390422077922074, "y": 0.4195454261483204 }, "short_title": "Alcyone", "sky": { "dec_text": "+24° 06′ 09.9″", "height_arcmin": 27.280518500323105, "precision": "exact", "ra_text": "03h 47m 30.28s", "width_arcmin": 19.827683311815125 } }, { "annotations": [], "description_md": "Am Südrand des Feldes mischen sich die letzten blau-weißen Haufenmitglieder unter das Milchstraßenfeld: Die kühleren, gelb-orangen Sterne dahinter haben mit den Plejaden nichts zu tun — sie stehen zufällig auf derselben Sichtlinie, die meisten viel weiter entfernt.\n\nOben im Ausschnitt ziehen noch schwache Staubschlieren durch — die äußersten Ausläufer der Wolke, kaum noch beleuchtet. Der Farbkontrast zwischen Haufen und Hintergrund ist eine Alterskarte in einem Bild: vorne die 100 Millionen Jahre junge B-Stern-Generation, dahinter die alte Population der Galaxis.", "id": "6cf9b864-1e1a-4cc4-bce8-05cfa2a71b88", "image": { "hdr": [ { "bytes": 32190, "src": "media/m45/crop-6cf9b864-hdr-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 62005, "src": "media/m45/crop-6cf9b864-hdr-1800.avif", "width": 1800 } ], "sdr": [ { "bytes": 42936, "src": "media/m45/crop-6cf9b864-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 95904, "src": "media/m45/crop-6cf9b864-1800.avif", "width": 1800 } ] }, "name": "Der Südrand — Haufenvolk vor Milchstraßenfeld", "pixels": { "height": 1109, "width": 1848 }, "rect": { "height": 0.24190189528879158, "width": 0.36791617473435656, "x": 0.6320838252656434, "y": 0.4859109913819609 }, "short_title": "Südrand", "sky": { "dec_text": "+23° 41′ 40.0″", "height_arcmin": 19.35642675422797, "precision": "exact", "ra_text": "03h 47m 33.16s", "width_arcmin": 32.25489327485418 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "21 und 22 Tauri — das enge Paar Sterope I und II am Nordrand des Haufens", "id": "asterope", "kind": "star", "label": "Asterope", "radius": 0.081219, "radius_arcmin": 2.0, "x": 0.150278, "y": 0.318718 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "20 Tauri — um sie liegt der Maia-Nebel NGC 1432", "id": "maia", "kind": "star", "label": "Maia", "radius": 0.073097, "radius_arcmin": 1.8, "x": 0.605984, "y": 0.280655 } ], "description_md": "Der Stern in der dichtesten Reflexionswolke ist **Maia**; ihr Schleier trägt als NGC 1432 eine eigene Katalognummer und leuchtet wie eine von innen angestrahlte Laterne im Nebel. Das Blau ist Physik, keine Bearbeitung: Die Staubkörner streuen kurze Wellenlängen deutlich effizienter als lange — derselbe Mechanismus, der den Taghimmel blau macht.\n\nDaneben steht das enge Paar **Sterope I und II** (21 und 22 Tauri) — in den Sagen eine Schwester, am Himmel zwei Sterne, die sich einen Namen teilen.", "id": "c783e654-a3f5-4f2b-9b6c-c25bbfad7ecd", "image": { "hdr": [ { "bytes": 31347, "src": "media/m45/crop-c783e654-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 66698, "src": "media/m45/crop-c783e654-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Maia, ihr Nebel und das Doppelpaar Sterope", "pixels": { "height": 1245, "width": 1411 }, "rect": { "height": 0.2714955416926298, "width": 0.28082109651711923, "x": 0.19243469598583235, "y": 0.2218703379592052 }, "short_title": "Maia & Asterope", "sky": { "dec_text": "+24° 24′ 33.3″", "height_arcmin": 21.73016348874105, "precision": "exact", "ra_text": "03h 46m 10.82s", "width_arcmin": 24.62751862057319 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "16 Tauri — die »verlorene« blasse Schwester", "id": "celaeno", "kind": "star", "label": "Celaeno", "radius": 0.107902, "radius_arcmin": 1.2, "x": 0.546106, "y": 0.519723 } ], "description_md": "**Celaeno** ist die schwächste der sieben Schwestern — mit 5,4. Größenklasse gerade noch freisichtig und ein alter Kandidat für die »verlorene Plejade« der Sagen. Physisch ist sie den anderen völlig ebenbürtig: ein heißer, schnell rotierender B-Stern.\n\nIhr weicher Lichthof ist Reflexion am durchziehenden Staub, der in dieser tiefen Fassung das ganze Umfeld füllt — selbst zwischen den Schwestern gibt es keine wirklich leere Stelle mehr.", "id": "74a35e63-4918-4d33-9cbe-9a5c2d7616ff", "image": { "hdr": [ { "bytes": 20380, "src": "media/m45/crop-74a35e63-hdr-637.avif", "width": 637 } ], "sdr": [ { "bytes": 49694, "src": "media/m45/crop-74a35e63-637.avif", "width": 637 } ] }, "name": "Celaeno — die Unscheinbare unter den Schwestern", "pixels": { "height": 1100, "width": 637 }, "rect": { "height": 0.24000023208785642, "width": 0.1268262987012987, "x": 0.350755423553719, "y": 0.0 }, "short_title": "Celaeno", "sky": { "dec_text": "+24° 17′ 53.3″", "height_arcmin": 19.199341235032254, "precision": "exact", "ra_text": "03h 44m 46.61s", "width_arcmin": 11.118163969741405 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "21 und 22 Tauri — das enge Paar Sterope I und II am Nordrand des Haufens", "id": "asterope", "kind": "star", "label": "Asterope", "radius": 0.124811, "radius_arcmin": 2.0, "x": 0.355204, "y": 0.922473 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "19 Tauri", "id": "taygeta", "kind": "star", "label": "Taygeta", "radius": 0.093608, "radius_arcmin": 1.5, "x": 0.695875, "y": 0.443218 } ], "description_md": "**Taygeta** steht am nordwestlichen Rand des dichten Schleiers: Ihr Umfeld ist merklich dunkler als das der Schwestern in der Wolkenmitte, auch wenn die tiefe Mosaikfassung zeigt, dass der Staub selbst hier nie ganz aufhört.\n\nIhr auffälliger Halo mit dem violetten Saum ist dagegen überwiegend ein Geschenk der Optik: Beugung und Streuung im Teleskop. Echte Reflexion und Instrumenteneffekt zu unterscheiden ist eine der ständigen kleinen Übungen der Astrofotografie — die Wolke ist strukturiert, der Halo rund.", "id": "92958056-cb83-4221-a199-ef6bf992231f", "image": { "hdr": [ { "bytes": 30570, "src": "media/m45/crop-92958056-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 69625, "src": "media/m45/crop-92958056-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Taygeta — am Rand von Wolke und Haufen", "pixels": { "height": 1126, "width": 918 }, "rect": { "height": 0.24569961165531123, "width": 0.1827405548996458, "x": 0.1697258707201889, "y": 0.08174963796856553 }, "short_title": "Taygeta", "sky": { "dec_text": "+24° 31′ 08.9″", "height_arcmin": 19.653143846042106, "precision": "exact", "ra_text": "03h 45m 17.72s", "width_arcmin": 16.02272295796328 } }, { "annotations": [], "description_md": "Nördlich der hellen Schwestern dünnt der Haufen sichtbar aus: ein paar hellere Mitglieder, dazwischen zunehmend das gewöhnliche Sternfeld der Milchstraße — an den wärmeren Farben der Hintergrundsterne gut vom blau-weißen Haufenvolk zu unterscheiden.\n\nDer dunkelblaue Staubfetzen im Feld gehört noch zur durchziehenden Wolke: Ihre Ausläufer reichen weiter, als der helle Schleier vermuten lässt — beleuchtet wird eben nur, was nahe genug an einem B-Stern liegt.", "id": "70bf64bc-6549-42d3-92a2-a7b15ed8187f", "image": { "hdr": [ { "bytes": 37968, "src": "media/m45/crop-70bf64bc-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 58716, "src": "media/m45/crop-70bf64bc-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Der Nordrand — wo der Haufen ausdünnt", "pixels": { "height": 1332, "width": 1399 }, "rect": { "height": 0.29052670321313795, "width": 0.27848288075560806, "x": 0.12487547963400236, "y": 0.464211049038819 }, "short_title": "Nordrand", "sky": { "dec_text": "+24° 30′ 02.3″", "height_arcmin": 23.248656840966326, "precision": "exact", "ra_text": "03h 47m 40.05s", "width_arcmin": 24.41807126164557 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "B8-Haufenmitglied am Nordwestrand, 5,6 mag", "id": "18tau", "kind": "star", "label": "18 Tauri", "radius": 0.136365, "radius_arcmin": 1.5, "x": 0.339474, "y": 0.444171 } ], "description_md": "**18 Tauri** gehört zum Haufen, steht aber abseits des berühmten Zentralquartetts am Nordwestrand — ein heißer B-Stern von 5,6. Größenklasse, in ein eigenes zartes Reflexionsglimmen gehüllt.\n\nDer Ausschnitt zeigt, dass die Plejaden mehr sind als ihre sieben Namensträgerinnen: Der Haufen zählt weit über tausend Mitglieder, und seine hellen B-Sterne verteilen sich über ein Feld von mehreren Vollmonddurchmessern.", "id": "00084b02-0b94-471d-bc30-721198c32630", "image": { "hdr": [ { "bytes": 20220, "src": "media/m45/crop-00084b02-hdr-630.avif", "width": 630 } ], "sdr": [ { "bytes": 33540, "src": "media/m45/crop-00084b02-630.avif", "width": 630 } ] }, "name": "18 Tauri — das Haufenmitglied am Nordwestrand", "pixels": { "height": 1102, "width": 630 }, "rect": { "height": 0.24033977534066314, "width": 0.1254427390791027, "x": 0.0, "y": 0.0694386475858422 }, "short_title": "18 Tauri", "sky": { "dec_text": "+24° 48′ 33.9″", "height_arcmin": 19.234249128186857, "precision": "exact", "ra_text": "03h 45m 14.28s", "width_arcmin": 10.99598634370029 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "target-library", "detail": "Plejaden", "id": "m45", "kind": "open_cluster", "label": "M 45", "radius": 1.144618, "radius_arcmin": 55.0, "x": 0.577071, "y": 0.588251 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "η Tauri, B7-Riese — der hellste Stern der Plejaden", "id": "alcyone", "kind": "star", "label": "Alcyone", "radius": 0.041622, "radius_arcmin": 2.0, "x": 0.577208, "y": 0.589735 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "21 und 22 Tauri — das enge Paar Sterope I und II am Nordrand des Haufens", "id": "asterope", "kind": "star", "label": "Asterope", "radius": 0.041622, "radius_arcmin": 2.0, "x": 0.028292, "y": 0.281113 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "27 Tauri — der mythologische Vater der Schwestern", "id": "atlas", "kind": "star", "label": "Atlas", "radius": 0.03746, "radius_arcmin": 1.8, "x": 0.627732, "y": 0.909444 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "20 Tauri — um sie liegt der Maia-Nebel NGC 1432", "id": "maia", "kind": "star", "label": "Maia", "radius": 0.03746, "radius_arcmin": 1.8, "x": 0.261829, "y": 0.269648 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "17 Tauri", "id": "electra", "kind": "star", "label": "Electra", "radius": 0.03746, "radius_arcmin": 1.8, "x": 0.585946, "y": 0.094379 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "23 Tauri — um sie liegt der hellste Teil des Reflexionsnebels", "id": "merope", "kind": "star", "label": "Merope", "radius": 0.03746, "radius_arcmin": 1.8, "x": 0.781785, "y": 0.373253 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "28 Tauri, veränderlicher Be-Stern — die Mutter", "id": "pleione", "kind": "star", "label": "Pleione", "radius": 0.031217, "radius_arcmin": 1.5, "x": 0.523861, "y": 0.911951 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "19 Tauri", "id": "taygeta", "kind": "star", "label": "Taygeta", "radius": 0.031217, "radius_arcmin": 1.5, "x": 0.141901, "y": 0.150472 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "16 Tauri — die »verlorene« blasse Schwester", "id": "celaeno", "kind": "star", "label": "Celaeno", "radius": 0.024973, "radius_arcmin": 1.2, "x": 0.366594, "y": 0.077344 } ], "description_md": "Der ganze Haufen in einem Feld: alle sieben Schwestern von Alcyone bis zum Sterope-Paar, dazu am unteren Rand die Eltern Atlas und Pleione — jede und jeder mit einem eigenen Lichthof im durchziehenden Staub. Dazwischen spannen sich die feinen parallelen *Striae* — Strähnen, die vermutlich den Magnetfeldlinien der Wolke folgen.\n\nGut zu sehen ist auch der Farbwechsel des Staubs: nahe den B-Sternen strahlend blau, in den Zwischenräumen grau und müde. Es ist überall dasselbe Material — nur die Beleuchtung unterscheidet sich.", "id": "c6b79742-af5c-449b-86a9-bcb5145452e5", "image": { "hdr": [ { "bytes": 99246, "src": "media/m45/crop-c6b79742-hdr-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 202846, "src": "media/m45/crop-c6b79742-hdr-1800.avif", "width": 1800 } ], "sdr": [ { "bytes": 167209, "src": "media/m45/crop-c6b79742-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 402985, "src": "media/m45/crop-c6b79742-1800.avif", "width": 1800 } ] }, "name": "Die ganze Familie — Schwestern, Eltern, Schleier und Striae", "pixels": { "height": 4132, "width": 2753 }, "rect": { "height": 0.9013505762440422, "width": 0.5479726239669422, "x": 0.21913278482880755, "y": 0.05501979451065034 }, "short_title": "Das Herz des Haufens", "sky": { "dec_text": "+24° 10′ 11.7″", "height_arcmin": 72.11970725741206, "precision": "exact", "ra_text": "03h 47m 01.17s", "width_arcmin": 48.05071492731254 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "27 Tauri — der mythologische Vater der Schwestern", "id": "atlas", "kind": "star", "label": "Atlas", "radius": 0.038872, "radius_arcmin": 1.8, "x": 0.508981, "y": 0.465817 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "28 Tauri, veränderlicher Be-Stern — die Mutter", "id": "pleione", "kind": "star", "label": "Pleione", "radius": 0.032393, "radius_arcmin": 1.5, "x": 0.401195, "y": 0.475456 } ], "description_md": "Das helle Paar, für das dieses Mosaik erweitert wurde: **Atlas**, der mythologische Vater der Schwestern, und dicht daneben die schwächere **Pleione**. Sie ist ein schnell rotierender Be-Stern, der in Jahrzehntzyklen Gasringe abwirft und dabei sichtbar die Helligkeit ändert — der beste physikalische Kandidat für die »verlorene Plejade«, die in den Sagen vieler Kulturen auftaucht.\n\nAm Ostrand des Haufens wird der durchziehende Staub dünn; nur ein Hauch Schleier liegt noch über dem Feld. 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Mit bloßem Auge zählt man je nach Himmel sechs bis neun Sterne; auf der Aufnahme werden daraus hunderte, eingesponnen in blaue Schleier.\n\n**Physikalisch sind die Plejaden das Lehrbuchexemplar eines [offenen Sternhaufens](#/wissen/sternhaufen)** in seiner mittleren Lebensphase: rund 100 Millionen Jahre alt, längst vom Geburtsgas getrennt, mit weit über tausend Mitgliedern — dominiert von einigen Dutzend heißen, blau-weißen B-Sternen. In etwa 250 weiteren Millionen Jahren werden die Gezeiten der Milchstraße den Haufen aufgelöst haben; wir erwischen ihn im besten Alter.\n\n**Die Entfernung war ein Jahrzehnte langer Streitfall.** Der Astrometrie-Satellit Hipparcos maß in den 1990ern rund 390 Lichtjahre und lag damit im offenen Widerspruch zu allen anderen Methoden. Erst Radiointerferometrie und Gaia entschieden den Streit: etwa **445 Lichtjahre** — die klassischen Methoden hatten recht, der Satellit einen systematischen Fehler. Eine gesunde Erinnerung daran, dass auch Präzisionsmessungen Prüfung brauchen.\n\n**Der berühmte blaue Nebel gehört nicht zum Haufen.** Ein 100 Millionen Jahre alter Haufen hat sein Geburtsgas längst verloren — was hier leuchtet, ist eine fremde [Staubwolke](#/wissen/staub), durch die die Plejaden zufällig gerade hindurchziehen. Der Staub reflektiert das Licht der B-Sterne, und weil Blau am effizientesten gestreut wird, sind die Schleier so tiefblau. Die feinen parallelen Strähnen — als *Striae* katalogisiert — folgen dabei vermutlich den Magnetfeldlinien der Wolke: Das Sternlicht macht hier eine Struktur sichtbar, die sonst unsichtbar wäre. Diese tiefer ausgearbeitete Fassung zeigt, wie weit der Staub wirklich reicht — bis in die Ecken des Feldes.\n\n**Die Namen erzählen eine Familie — und hier ist sie vollzählig.** Alle sieben Schwestern der griechischen Sage stehen im Feld — Alcyone, Maia, Electra, Merope, Taygeta, Celaeno und das Doppelpaar Sterope — und seit diese Fassung als Mosaik nach Osten erweitert wurde, auch wieder die Eltern **Atlas und Pleione**. Das Overlay ordnet die Namen den Sternen zu. 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Die ursprünglichen Belichtungsfolgen und Protokolle sind nicht mehr überliefert; Framezahlen und Gesamtbelichtung werden deshalb nicht rekonstruiert.\n\nErhalten ist eine 32-Bit-Fassung, die 2026 neu aufbereitet wurde — in dieser dritten Ausarbeitung als **Mosaik nach Osten erweitert**, damit auch Atlas und Pleione wieder im Bild stehen: **5.024 × 4.584 Pixel** in nativer Auflösung, tiefer gestreckt und mit deutlich mehr Staubzeichnung bis in die Ränder. Die blauen Reflexionsschleier sind Breitband-Farbinformation der DSLR — bei einem Reflexionsnebel ist Breitband der physikalisch richtige Weg, Schmalbandfilter würden ihn auslöschen.\n\nDie veröffentlichte Datei wurde unabhängig astrometrisch gelöst: **659 Gaia-Referenzsterne**, Restfehler **0,40″**, Maßstab **1,0472″/Pixel**, Feld **1,46 × 1,33°**, Bilddrehung -88° — Norden liegt links, Westen oben. 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Im Zentrum steht klar erkennbar der Weiße Zwerg von knapp 16. Größenklasse.\n\nDass der Ring innen nicht dunkel, sondern flächig türkis gefüllt ist, verrät die dritte Dimension: Wir blicken durch die offene Achse der Sanduhr mitten in die leuchtende Hülle hinein.", "id": "a69f332c-6939-4c8b-9a22-a80fa480b826", "image": { "hdr": [ { "bytes": 4169, "src": "media/m57/crop-a69f332c-hdr-345.avif", "width": 345 } ], "sdr": [ { "bytes": 5933, "src": "media/m57/crop-a69f332c-345.avif", "width": 345 } ] }, "name": "Der Ring im Detail — eine Sanduhr von oben", "pixels": { "height": 246, "width": 345 }, "rect": { "height": 0.31, "width": 0.29, "x": 0.355, "y": 0.34 }, "short_title": "Der Ring", "sky": { "dec_text": "+33° 01′ 49.9″", "height_arcmin": 4.306110646261561, "precision": "exact", "ra_text": "18h 53m 34.84s", "width_arcmin": 6.039057613659506 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Balkenspiralgalaxie im Hintergrund, über 200 Millionen Lichtjahre entfernt", "id": "ic1296", "kind": "galaxy", "label": "IC 1296", "radius": 0.219394, "radius_arcmin": 1.0, "x": 0.498623, "y": 0.503259 } ], "description_md": "Der unscheinbare längliche Schimmer ist eine Balkenspiralgalaxie: **IC 1296**, über 200 Millionen Lichtjahre entfernt. Ihr Licht war schon Jahrmillionen unterwegs, als der Ringnebel noch ein gewöhnlicher Stern war — und ist rund hunderttausendmal so lange gereist wie das des Nebels.\n\nNebel und Galaxie stehen nur ein paar Bogenminuten auseinander und trennen doch Welten: das anschaulichste Beispiel dieser Galerie dafür, dass ein Bildfeld keine Landkarte ist, sondern eine Sichtlinie.", "id": "40ab5ec2-5ea5-404b-9de6-0006c278ad43", "image": { "hdr": [ { "bytes": 2369, "src": "media/m57/crop-40ab5ec2-hdr-260.avif", "width": 260 } ], "sdr": [ { "bytes": 3173, "src": "media/m57/crop-40ab5ec2-260.avif", "width": 260 } ] }, "name": "IC 1296 — die Galaxie hinter dem Nebel", "pixels": { "height": 200, "width": 260 }, "rect": { "height": 0.252, "width": 0.219, "x": 0.479, "y": 0.624 }, "short_title": "IC 1296", "sky": { "dec_text": "+33° 04′ 01.1″", "height_arcmin": 3.5009029644402934, "precision": "exact", "ra_text": "18h 53m 18.92s", "width_arcmin": 4.551173853772381 } } ], "description_md": "**Der berühmteste Rauchring des Himmels ist eine Frage des Blickwinkels.** M 57, der Ringnebel in der Leier, ist wie die Hantel M 27 die abgestoßene Hülle eines sonnenähnlichen Sterns — eine räumliche Sanduhr, nur schauen wir hier fast genau auf ihren Pol und sehen die Öffnung als Ring. Der [Artikel über planetarische Nebel](#/wissen/planetarische-nebel) stellt beide Blickwinkel nebeneinander; diese Aufnahme ist sein zweites Anschauungsstück, klein, aber vollständig.\n\nEntdeckt wurde der Nebel im Januar 1779, als Charles Messier und Antoine Darquier de Pellepoix unabhängig voneinander denselben Kometen verfolgten. Darquier verglich das Scheibchen mit einem »verblassenden Planeten« — genau die Sorte Beschreibung, aus der William Herschel wenig später den irreführenden Gattungsnamen machte. Nach M 27 war es der zweite jemals gefundene planetarische Nebel.\n\n**Die Farben sind dieselbe Ionisationskarte wie bei der Hantel.** Innen leuchtet türkis das zweifach ionisierte Sauerstoffgas [O III], dort, wo die Strahlung des Zentralsterns am härtesten ankommt; der rote Saum ist rekombinierender [Wasserstoff](#/wissen/wasserstoff) am kühleren Rand. Der Ring misst gut eine Bogenminute — bei rund **2.500 Lichtjahren Entfernung** (Gaia-Parallaxe des Zentralsterns) entspricht das ungefähr **einem Lichtjahr** Durchmesser. Die Hülle expandiert weiter; ihr sichtbares Alter liegt bei einigen tausend Jahren.\n\n**Der Verursacher ist mit drauf.** Exakt im Ringzentrum steht ein Punkt von knapp 16. Größenklasse (im Overlay markiert): der frisch entstandene Weiße Zwerg, der die Show antreibt. Dass eine Spiegelreflexkamera am 8-Zoll-Newton ihn einfängt, ist der stille Triumph dieser kleinen Aufnahme.\n\nUnd ein Bonus für genaues Hinsehen: Rechts unterhalb des Rings schimmert die Balkenspiralgalaxie **IC 1296** als winziger länglicher Fleck — über **200 Millionen Lichtjahre** entfernt, fast hunderttausendmal weiter als der Nebel davor. Ein Bildfeld von zwanzig Bogenminuten, und die Tiefenachse spannt sich vom sterbenden Nachbarstern bis ins ferne Universum — [Projektion](#/wissen/projektion) in ihrer extremsten Form.", "focus": null, "geometry": { "dec_deg": 33.03053338120433, "dec_text": "+33° 01′ 49.9″", "field_height_deg": 0.23135133756676268, "field_width_deg": 0.34688113539329235, "orientation": "Norden rechts", "pixel_scale_arcsec": 1.050270889332088, "precision": "exact", "ra_deg": 283.39400300081024, "ra_text": "18h 53m 34.56s", "rms_arcsec": 0.5066458497190706, "rotation_deg": 95.78180064749844, "solver": "PixInsight ImageSolver 6.4.2", "source": "plate-solve", "star_count": 96, "wcs": { "cd": [ [ 2.940670239534338e-05, 0.0002902551774901052 ], [ 0.00029026138988858837, -2.9363101991441856e-05 ] ], "crpix": [ 595.19898486518, 397.0887432618252 ], "crval": [ 283.39400346138564, 33.03053291187146 ], "height": 793, "width": 1189 } }, "hdr": true, "hdr_detail": { "dtype": "float32 (HdrDecode)", "fraction_above_white": 0.005902, "peak_vs_sdr_white": 3.909, "profile": "AVIF, Gain-Map angewandt (Quelle unbekannt)", "transfer": "linear" }, "headline": "M 57 · Ringnebel — die Sanduhr, vom Pol gesehen", "image": { "hdr": [ { "bytes": 40176, "src": "media/m57/full-hdr-1189.avif", "width": 1189 } ], "height": 793, "navigator": { "bytes": 36888, "src": "media/m57/navigator-720.avif", "width": 720 }, "navigator_gain": { "bytes": 5750, "src": "media/m57/navigator-gain-1024.webp", "stops": 4.0, "width": 1024 }, "poster_hdr": [ { "bytes": 30868, "src": "media/m57/poster-hdr-720.avif", "width": 720 } ], "poster_sdr": [ { "bytes": 36888, "src": "media/m57/poster-720.avif", "width": 720 } ], "sdr": [ { "bytes": 56635, "src": "media/m57/full-1189.avif", "width": 1189 } ], "width": 1189 }, "lunar": null, "object_kind": "deep_sky", "processing_md": "Die Aufnahme stammt aus der frühen Newton-Zeit dieser Galerie: Der astrometrisch gemessene Bildmaßstab von **1,05″/Pixel** ist exakt der des **GSO 8″ f/4 Newton mit 800 mm Brennweite** und der **Canon EOS 70D** — dieselbe Kombination wie beim 2016er-Orionnebel. Der Dateiname überliefert **Einzelbelichtungen von 120 s**; die ursprünglichen Aufnahmeprotokolle (Framezahl, Datum, Gesamtbelichtung) sind nicht mehr erhalten und werden hier bewusst nicht rekonstruiert oder geraten.\n\nErhalten ist die bearbeitete Fassung: Sterne und Nebel wurden getrennt behandelt (der Dateiname trägt den Starless-Zwischenschritt) und wieder zusammengesetzt; die veröffentlichte AVIF-Datei wurde 2026 in Photoshop/Camera Raw ausgegeben und zeigt einen Ausschnitt von **1.189 × 793 Pixeln**.\n\nDie veröffentlichte Datei wurde unabhängig astrometrisch gelöst: **96 Gaia-Referenzsterne**, Restfehler **0,51″**, Maßstab **1,0503″/Pixel**, Feld **20,8′ × 13,9′**. Ausschnittskoordinaten, Größenangaben und die Objektmarker werden aus dieser Lösung berechnet und nicht nach Augenmaß auf die Vorschau gelegt.", "rating": null, "science_links": [ { "title": "Ringnebel M 57 (Wikipedia)", "url": "https://de.wikipedia.org/wiki/Ringnebel" }, { "title": "M 57 bei SIMBAD", "url": "https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-id?Ident=M+57" }, { "title": "IC 1296 bei SIMBAD", "url": "https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-id?Ident=IC+1296" }, { "title": "Hubble: M 57 in voller Auflösung (ESA/Hubble)", "url": "https://esahubble.org/images/heic1310a/" } ], "slug": "m57", "source_file": "M57_Ringnebel_RGB_120s.avif", "target": "M57", "translation": { "complete": true, "fell_back": [], "lang": "de", "primary": true, "stale": [] } }, { "acquisition": { "date_end": null, "date_source": "filesystem-created", "date_start": "2026-09-01", "filter": null, "frame_count": null, "instrument": null, "location": "Friedrichsdorf · DE", "pixel_scale_arcsec": null, 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Ringsum drängt sich das südliche Hochland, Wall an Wall — die älteste, am dichtesten getroffene Landschaft dieser Mondseite.", "id": "6251800f-4eea-4b0d-82d2-49b9b31abf5f", "image": { "hdr": [ { "bytes": 67366, "src": "media/moon-3-4-rc/crop-6251800f-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 86020, "src": "media/moon-3-4-rc/crop-6251800f-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Clavius am Terminator — der Klassiker unter den Testobjekten", "pixels": { "height": 738, "width": 990 }, "rect": { "height": 0.11955492424242424, "width": 0.24062407762691856, "x": 0.05638005460448642, "y": 0.111825437819756 }, "short_title": "Clavius", "sky": null }, { "annotations": [ { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "\"Sea of Showers.\"", "id": "mare-imbrium", "kind": "lunar-mare, maria", "label": "Mare Imbrium", "radius": 0.16, "x": 0.694623, "y": 0.654598 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Named from terrestrial Apennines.", "id": "montes-apenninus", "kind": "lunar-mons, montes", "label": "Montes Apenninus", "radius": 0.16, "x": 0.233764, "y": 0.387412 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Named from terrestrial Carpathians.", "id": "montes-carpatus", "kind": "lunar-mons, montes", "label": "Montes Carpatus", "radius": 0.16, "x": 0.781439, "y": 0.011711 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Named from terrestrial Caucasus Mountains.", "id": "montes-caucasus", "kind": "lunar-mons, montes", "label": "Montes Caucasus", "radius": 0.16, "x": 0.188766, "y": 0.933746 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "\"Marsh of Decay.\"", "id": "palus-putredinis", "kind": "lunar-palus, paludes", "label": "Palus Putredinis", "radius": 0.123504, "x": 0.30422, "y": 0.59172 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Named from nearby Mountain (Mons Hadley).", "id": "rima-hadley", "kind": "lunar-rima, rimae", "label": "Rima Hadley", "radius": 0.079451, "x": 0.213977, "y": 0.577838 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Greek physicist, mathematician (c. 287-212 B.C.).", "id": "archimedes", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Archimedes", "radius": 0.055466, "x": 0.418117, "y": 0.617296 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Greek astronomer, geographer (c. 276-196 B.C.).", "id": "eratosthenes", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Eratosthenes", "radius": 0.040222, "x": 0.474314, "y": 0.121948 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "James; British astronomer (1693-1762).", "id": "mons-bradley", "kind": "lunar-mons, montes", "label": "Mons Bradley", "radius": 0.026, "x": 0.242458, "y": 0.442569 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Christiaan; Dutch astronomer, mathematician, physicist (1629-1695).", "id": "mons-huygens", "kind": "lunar-mons, montes", "label": "Mons Huygens", "radius": 0.026, "x": 0.306312, "y": 0.360387 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Pierre Simon; French mathematician, astronomer (1749-1827).", "id": "promontorium-laplace", "kind": "lunar-promontorium, promontoria", "label": "Promontorium Laplace", "radius": 0.026, "x": 0.926155, "y": 0.883085 } ], "description_md": "Das **Mare Imbrium** ist die Lavafüllung eines der größten Einschlagbecken des Mondes, gut 1.100 Kilometer im Durchmesser — und dieser Ausschnitt zeigt es fast im Ganzen: die dunkle Ebene, darin der lavagefüllte **Archimedes**, am Rand **Eratosthenes**, und als Fassung der große Bogen der **Montes Apenninus**, der stehen gebliebene Beckenwall.\n\nAm Gebirgsfuß liegen **Palus Putredinis** mit der **Rima Hadley** — dem Apollo-15-Gelände — sowie Mons Huygens und Mons Bradley; von der anderen Seite greifen Montes Carpatus, Montes Caucasus und das Promontorium Laplace ins Feld. Ein einziger Einschlag, und alles hier ist seine Folge.", "id": "65e55ee7-b4db-4c2e-a6f8-285953d2d83e", "image": { "hdr": [ { "bytes": 74775, "src": "media/moon-3-4-rc/crop-65e55ee7-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 121564, "src": "media/moon-3-4-rc/crop-65e55ee7-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Mare Imbrium — Blick über ein komplettes Ringgebirge", "pixels": { "height": 1361, "width": 1485 }, "rect": { "height": 0.22040104781582048, "width": 0.3606755460448642, "x": 0.32193587662337664, "y": 0.5292330775285321 }, "short_title": "Mare Imbrium", "sky": null }, { "annotations": [ { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Named from terrestrial Alps.", "id": "montes-alpes", "kind": "lunar-mons, montes", "label": "Montes Alpes", "radius": 0.16, "x": 0.295225, "y": 0.569697 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "\"Alpine Valley.\"", "id": "vallis-alpes", "kind": "lunar-vallis, valles", "label": "Vallis Alpes", "radius": 0.16, "x": 0.151161, "y": 0.694914 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Greek philosopher c.428-c.347 B.C.", "id": "plato", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Plato", "radius": 0.12, "x": 0.662769, "y": 0.587459 } ], "description_md": "**Plato** fällt in jeder Mondphase auf: Sein rund 101 Kilometer weiter Boden ist mit besonders dunkler Lava gefüllt und dabei so eben, dass er wie poliert wirkt — die wenigen winzigen Kraterchen darauf sind klassische Prüfsteine für gute Optik und ruhige Luft. Im Streiflicht wirft der gezackte Wall lange Schattenzähne auf die glatte Fläche.\n\nDaneben schließen die **Montes Alpes** an, deren Kamm die **Vallis Alpes** durchschneidet — im Ausschnitt nur am Rand angeschnitten. Krater, Gebirge und Tal gehören alle zum Nordrand des Imbrium-Beckens.", "id": "39ba9bbf-5bda-4360-93df-e2306b8abd79", "image": { "hdr": [ { "bytes": 48210, "src": "media/moon-3-4-rc/crop-39ba9bbf-hdr-682.avif", "width": 682 } ], "sdr": [ { "bytes": 73800, "src": "media/moon-3-4-rc/crop-39ba9bbf-682.avif", "width": 682 } ] }, "name": "Plato — der dunkle Krater mit dem polierten Boden", "pixels": { "height": 509, "width": 682 }, "rect": { "height": 0.08245707890594256, "width": 0.16581500885478162, "x": 0.4516907098583235, "y": 0.7215632378984651 }, "short_title": "Plato & Alpen", "sky": null }, { "annotations": [ { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Maurolico, Francesco; Italian mathematician (1494-1575).", "id": "maurolycus", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Maurolycus", "radius": 0.12, "x": 0.310426, "y": 0.361916 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Johann; German astronomer, mathematician (1452-1531).", "id": "stofler", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Stofler", "radius": 0.12, "x": 0.622095, "y": 0.237594 } ], "description_md": "**Maurolycus** ist ein Veteran: Sein Wall ist gegliedert, überprägt, von jüngeren Einschlägen durchsetzt — jede Narbe ein späteres Ereignis auf einer uralten Fläche. Gleich daneben die große Wallebene **Stöfler**, deren Boden glatter blieb, deren Rand aber ebenfalls durchschlagen wurde.\n\nZwischen beiden gibt es kaum eine Fläche, die nicht irgendwann etwas getroffen hätte. Das Streiflicht macht die Reihenfolge lesbar: Wer wessen Wall zerschlägt, ist jünger — relative Altersbestimmung mit nichts als Schatten.", "id": "4d88157c-d4b9-47f7-9601-74f38d0fee2b", "image": { "hdr": [ { "bytes": 68218, "src": "media/moon-3-4-rc/crop-4d88157c-hdr-750.avif", "width": 750 } ], "sdr": [ { "bytes": 81423, "src": "media/moon-3-4-rc/crop-4d88157c-750.avif", "width": 750 } ] }, "name": "Maurolycus und Stöfler — Stratigraphie mit nichts als Schatten", "pixels": { "height": 527, "width": 750 }, "rect": { "height": 0.08537485242030693, "width": 0.18232087514757972, "x": 0.06901195395513576, "y": 0.2362873868555687 }, "short_title": "Maurolycus & Stöfler", "sky": null }, { "annotations": [ { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Named from nearby crater.", "id": "catena-abulfeda", "kind": "lunar-catena, catenae", "label": "Catena Abulfeda", "radius": 0.16, "x": 0.428383, "y": 0.947582 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "John of Holywood, Johannes Sacrobuschus; British astronomer, mathematician (c. 1200-1256).", "id": "sacrobosco", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Sacrobosco", "radius": 0.12, "x": 0.325021, "y": 0.360849 } ], "description_md": "Die **Catena Abulfeda** zieht als auffällig gerade Kette kleiner Krater über 200 Kilometer weit durchs Hochland. Solche Ketten gelten meist als Sekundärkrater: Brocken, die ein großer Einschlag herausschleuderte und die in dichter Folge wieder aufschlugen — ein Einschlag, der weitere Einschläge machte.\n\nDer alte, mehrfach überprägte **Sacrobosco** bildet den zweiten Ankerpunkt. Mare-Flächen fehlen hier völlig; das ist reines südliches Hochland, in dem jede Generation von Kratern auf der vorigen liegt.", "id": "38e448c0-d9c1-427d-bdb4-9512be37c0a2", "image": { "hdr": [ { "bytes": 44801, "src": "media/moon-3-4-rc/crop-38e448c0-hdr-521.avif", "width": 521 } ], "sdr": [ { "bytes": 45543, "src": "media/moon-3-4-rc/crop-38e448c0-521.avif", "width": 521 } ] }, "name": "Catena Abulfeda — eine Perlenschnur aus Sekundärkratern", "pixels": { "height": 472, "width": 521 }, "rect": { "height": 0.07642783353010624, "width": 0.12648963252656434, "x": 0.08141326003541913, "y": 0.3460313360881543 }, "short_title": "Abulfeda & Sacrobosco", "sky": null }, { "annotations": [ { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "\"Sea of Islands.\"", "id": "mare-insularum", "kind": "lunar-mare, maria", "label": "Mare Insularum", "radius": 0.16, "x": 0.916188, "y": 0.330614 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Named from terrestrial Carpathians.", "id": "montes-carpatus", "kind": "lunar-mons, montes", "label": "Montes Carpatus", "radius": 0.16, "x": 0.719225, "y": 0.700428 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Nicholas; Polish astronomer (1473-1543).", "id": "copernicus", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Copernicus", "radius": 0.108517, "x": 0.515551, "y": 0.537343 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Stade, Jan; Belgian astronomer, mathematician (1527-1579).", "id": "stadius", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Stadius", "radius": 0.077354, "x": 0.262269, "y": 0.657185 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Greek astronomer, geographer (c. 276-196 B.C.).", "id": "eratosthenes", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Eratosthenes", "radius": 0.066382, "x": 0.212346, "y": 0.857469 } ], "description_md": "Drei Krater, drei Schicksale: **Copernicus**, jung und tief, mit terrassierten Wänden, Zentralbergen und heller Auswurfdecke. **Eratosthenes**, älter, noch völlig intakt, aber ohne Strahlen. Und **Stadius**, den die Imbrium-Lava bis auf einen niedrigen, lückenhaften Ring ertränkt hat.\n\nDas Nebeneinander im selben Feld ist ein Crashkurs in Mondgeschichte — Einschlag, Alterung, Überflutung. Das **Mare Insularum** und der Ausläufer der **Montes Carpatus** verbinden die drei zur zusammenhängenden Szene.", "id": "08fce253-9afb-4978-a47e-bab8bfb4d681", "image": { "hdr": [ { "bytes": 82666, "src": "media/moon-3-4-rc/crop-08fce253-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 174687, "src": "media/moon-3-4-rc/crop-08fce253-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Copernicus, Eratosthenes, Stadius — drei Krater, drei Schicksale", "pixels": { "height": 955, "width": 900 }, "rect": { "height": 0.15471271153089333, "width": 0.21853785419126326, "x": 0.4466038223140496, "y": 0.4234491833923652 }, "short_title": "Copernicus & Stadius", "sky": null }, { "annotations": [ { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Ismail Ibn Abū al-Fidā; Syrian geographer (1273-1331).", "id": "abulfeda", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Abulfeda", "radius": 0.112855, "x": 0.564664, "y": 0.066644 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "René; French mathematician, philosopher (1596-1650).", "id": "descartes", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Descartes", "radius": 0.086551, "x": 0.488434, "y": 0.221082 } ], "description_md": "Zwischen **Abulfeda** und **Descartes** liegt unspektakuläres, aber aufschlussreiches Gelände: helles, hügeliges Hochland ohne eine einzige Mare-Fläche. Im Streiflicht treten selbst niedrige, fast eingeebnete Wälle hervor, die bei hoher Sonne spurlos im gleichmäßigen Grau verschwinden.\n\nIn genau dieser Art Landschaft, wenig nördlich von Descartes, landete Apollo 16 — in der Erwartung, vulkanisches Hochland zu beproben. Mitgebracht wurden stattdessen Einschlagbrekzien: Das Hochland ist durch und durch Trümmerwerk.", "id": "542a42df-81b8-4776-b76a-dd8ddb113a11", "image": { "hdr": [ { "bytes": 60303, "src": "media/moon-3-4-rc/crop-542a42df-hdr-560.avif", "width": 560 } ], "sdr": [ { "bytes": 57974, "src": "media/moon-3-4-rc/crop-542a42df-560.avif", "width": 560 } ] }, "name": "Hochland bei Descartes — wo Apollo 16 sich irrte", "pixels": { "height": 699, "width": 560 }, "rect": { "height": 0.11324589236521054, "width": 0.13612843122786306, "x": 0.08978379574970483, "y": 0.42221320346320346 }, "short_title": "Abulfeda & Descartes", "sky": null }, { "annotations": [ { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Named from terrestrial Apennines.", "id": "montes-apenninus", "kind": "lunar-mons, montes", "label": "Montes Apenninus", "radius": 0.16, "x": 0.776094, "y": 0.457937 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Named for range in the Balkans.", "id": "montes-haemus", "kind": "lunar-mons, montes", "label": "Montes Haemus", "radius": 0.16, "x": 0.353468, "y": 0.538843 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "\"Marsh of Decay.\"", "id": "palus-putredinis", "kind": "lunar-palus, paludes", "label": "Palus Putredinis", "radius": 0.159367, "x": 0.867009, "y": 0.839537 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Named from nearby Mountain (Mons Hadley).", "id": "rima-hadley", "kind": "lunar-rima, rimae", "label": "Rima Hadley", "radius": 0.102522, "x": 0.750562, "y": 0.81361 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "James; British astronomer (1693-1762).", "id": "mons-bradley", "kind": "lunar-mons, montes", "label": "Mons Bradley", "radius": 0.026, "x": 0.787313, "y": 0.560957 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Christiaan; Dutch astronomer, mathematician, physicist (1629-1695).", "id": "mons-huygens", "kind": "lunar-mons, montes", "label": "Mons Huygens", "radius": 0.026, "x": 0.869709, "y": 0.407461 } ], "description_md": "Die **Montes Apenninus** sind kein gewachsenes Gebirge, sondern der aufgeworfene Rand des Imbrium-Einschlags — in Minuten aufgetürmt, seit Milliarden Jahren unverändert. Mons Huygens und Mons Bradley ragen aus der Front; das Streiflicht trennt Gipfel, Hänge und den Mare-Basalt davor messerscharf.\n\nAm Fuß der Kette, bei **Palus Putredinis**, windet sich die **Rima Hadley** — eine vulkanische Rinne, vermutlich ein eingestürzter Lavakanal. Auf dem schmalen Streifen zwischen Rille und Gebirgsfront landete 1971 Apollo 15 und fuhr mit dem ersten Mondauto bis an die Rillenkante.", "id": "2e818175-7187-4437-9386-88d69818d121", "image": { "hdr": [ { "bytes": 56975, "src": "media/moon-3-4-rc/crop-2e818175-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 67960, "src": "media/moon-3-4-rc/crop-2e818175-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Montes Apenninus und Rima Hadley — Gebirge aus einem Augenblick", "pixels": { "height": 729, "width": 1150 }, "rect": { "height": 0.11800226288862659, "width": 0.2795113267414404, "x": 0.18932168683589137, "y": 0.5605814639905549 }, "short_title": "Apenninen & Hadley", "sky": null }, { "annotations": [ { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "\"Lake of Death.\"", "id": "lacus-mortis", "kind": "lunar-lacus, lacūs", "label": "Lacus Mortis", "radius": 0.16, "x": 0.049127, "y": 0.922483 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Named from terrestrial Caucasus Mountains.", "id": "montes-caucasus", "kind": "lunar-mons, montes", "label": "Montes Caucasus", "radius": 0.16, "x": 0.632502, "y": 0.405249 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Greek astronomer, philosopher (383-322 B.C.).", "id": "aristoteles", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Aristoteles", "radius": 0.12, "x": 0.701203, "y": 0.956519 } ], "description_md": "Die zerklüfteten **Montes Caucasus** sind der Steg zwischen zwei Riesenbecken: Hier gehen die Ringwälle von Imbrium und Serenitatis ineinander über. Nördlich davon steht **Aristoteles**, dessen scharf gezogener Wall sich deutlich von der unruhigen Gebirgslandschaft abhebt.\n\nAm Rand des Feldes taucht der dunkle **Lacus Mortis** auf — ein »Totensee«, der nüchtern betrachtet ein kleines lavagefülltes Becken ist. Der Ausschnitt markiert den Übergang: Hier endet die Welt der großen Meere, dahinter beginnt der zerkraterte Norden.", "id": "dcbddc24-d24d-4a9c-93c2-a5199973d383", "image": { "hdr": [ { "bytes": 59119, "src": "media/moon-3-4-rc/crop-dcbddc24-hdr-542.avif", "width": 542 } ], "sdr": [ { "bytes": 57467, "src": "media/moon-3-4-rc/crop-dcbddc24-542.avif", "width": 542 } ] }, "name": "Montes Caucasus und Aristoteles — die Brücke zwischen zwei Becken", "pixels": { "height": 774, "width": 542 }, "rect": { "height": 0.12533205430932703, "width": 0.13179788961038963, "x": 0.3066567665289256, "y": 0.6842409484454939 }, "short_title": "Kaukasus & Aristoteles", "sky": null }, { "annotations": [ { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Francois; French mathematician (1540-1603).", "id": "vieta", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Vieta", "radius": 0.110421, "x": 0.181504, "y": 0.328171 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Mersenne, Marin; French mathematician, physicist (1588-1648).", "id": "mersenius", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Mersenius", "radius": 0.107, "x": 0.210411, "y": 0.792222 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Burgi, Joost; Swiss horologist (1552-1632).", "id": "byrgius-a", "kind": "lunar-satellite feature", "label": "Byrgius A", "radius": 0.023378, "x": 0.515657, "y": 0.503894 } ], "description_md": "Nahe am westlichen Rand liegt ein unscheinbarer Krater mit großem Auftritt: **Byrgius A**, ein junger Einschlag auf dem Wall des älteren Byrgius, dessen Strahlensystem wie ein heller Seestern über das Umland fächert. Strahlen sind frisch ausgeworfenes, noch nicht nachgedunkeltes Material — die Signatur der jüngsten Einschläge.\n\nIm selben Feld liegen **Mersenius** mit seinem aufgewölbten, von Rillen durchzogenen Boden am Westrand des Mare Humorum sowie **Vieta**. Jung und hell neben alt und dunkel — am Westrand liest sich die Albedo wie eine Altersskala.", "id": "06e5463a-86b9-473f-b02b-815ac04c91ec", "image": { "hdr": [ { "bytes": 28976, "src": "media/moon-3-4-rc/crop-06e5463a-hdr-802.avif", "width": 802 } ], "sdr": [ { "bytes": 69604, "src": "media/moon-3-4-rc/crop-06e5463a-802.avif", "width": 802 } ] }, "name": "Byrgius A — ein Strahlenzentrum am Westrand", "pixels": { "height": 610, "width": 802 }, "rect": { "height": 0.09875233667847302, "width": 0.19485592532467533, "x": 0.6312581776678564, "y": 0.19074965112386744 }, "short_title": "Byrgius & Westrand", "sky": null }, { "annotations": [ { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Wilhelm; German astronomer, mathematician (1592-1635).", "id": "schickard", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Schickard", "radius": 0.12, "x": 0.681906, "y": 0.659188 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Julius; German astronomer (unkn-fl. 1627).", "id": "schiller", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Schiller", "radius": 0.12, "x": 0.184698, "y": 0.560583 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Pehr Wilhelm; Swedish astronomer (1717-1783).", "id": "wargentin", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Wargentin", "radius": 0.084979, "x": 0.60432, "y": 0.462967 } ], "description_md": "Drei Großkrater, drei völlig verschiedene Böden: die 212 Kilometer weite Wallebene **Schickard**, der langgestreckte **Schiller** — und dazwischen das Kuriosum **Wargentin**, ein Krater, der bis fast zum Rand mit Lava vollgelaufen ist und deshalb als erhabene Platte über seiner Umgebung steht: ein Tafelberg aus Basalt.\n\nAlles liegt in der stark verkürzten Randzone des Südwestens. Das Streiflicht rettet hier die Formen, die der hohe Sonnenstand des Fast-Vollmond-Eintrags einebnet.", "id": "ad2231b4-1f90-44a4-bfa6-f5a977b9abed", "image": { "hdr": [ { "bytes": 32593, "src": "media/moon-3-4-rc/crop-ad2231b4-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 66614, "src": "media/moon-3-4-rc/crop-ad2231b4-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Schickard, Schiller, Wargentin — drei Wallebenen, drei Böden", "pixels": { "height": 583, "width": 1013 }, "rect": { "height": 0.09438951200314838, "width": 0.24601073642266819, "x": 0.38690322461629284, "y": 0.10242645611963794 }, "short_title": "Schickard & Wargentin", "sky": null }, { "annotations": [ { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "\"Sea of Clouds.\"", "id": "mare-nubium", "kind": "lunar-mare, maria", "label": "Mare Nubium", "radius": 0.16, "x": 0.583016, "y": 0.764451 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "\"Marsh of Epidemics.\"", "id": "palus-epidemiarum", "kind": "lunar-palus, paludes", "label": "Palus Epidemiarum", "radius": 0.16, "x": 0.699435, "y": 0.285339 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Named from nearby crater.", "id": "rimae-hippalus", "kind": "lunar-rima, rimae", "label": "Rimae Hippalus", "radius": 0.16, "x": 0.844912, "y": 0.46555 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Henri Alexandre; French astrophysicist (1853-1948).", "id": "deslandres", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Deslandres", "radius": 0.12, "x": 0.118411, "y": 0.497327 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Latin for \"straight cliff\" (the straight wall).", "id": "rupes-recta", "kind": "lunar-rupes, rupēs", "label": "Rupes Recta", "radius": 0.094627, "x": 0.28927, "y": 0.841328 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Pitati, Pietro; Italian astronomer, mathematician (unkn.-fl. c. 1500).", "id": "pitatus", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Pitatus", "radius": 0.082124, "x": 0.362802, "y": 0.494287 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Tycho Brahe; Danish astronomer (1546-1601).", "id": "tycho", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Tycho", "radius": 0.069609, "x": 0.154146, "y": 0.12626 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Boulliau, Ismael; French astronomer (1605-1694).", "id": "bullialdus", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Bullialdus", "radius": 0.049553, "x": 0.723113, "y": 0.702223 } ], "description_md": "Ein Querschnitt durch den Südwesten: oben Tycho mit Zentralberg, dessen helle Strahlen quer über das dunkle Mare Nubium laufen, dazu das riesige, flache Deslandres, der basaltgefüllte Pitatus am Mare-Rand und der terrassenförmige Bullialdus.\n\nDie Strahlen erzählen die Reihenfolge: Sie liegen **auf** allem anderen — auf Hochland, Mare und älteren Kratern. Was oben liegt, kam zuletzt; Tycho ist mit rund 100 Millionen Jahren eines der jüngsten Großereignisse dieser Mondseite.", "id": "e5254eae-3495-47c4-af5c-80f1fbc6d416", "image": { "hdr": [ { "bytes": 72117, "src": "media/moon-3-4-rc/crop-e5254eae-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 129516, "src": "media/moon-3-4-rc/crop-e5254eae-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Von Tycho zu Bullialdus — Strahlen über dem Mare Nubium", "pixels": { "height": 1003, "width": 1245 }, "rect": { "height": 0.16246064541519087, "width": 0.3024738046044865, "x": 0.25361570247933884, "y": 0.1993094500196773 }, "short_title": "Tycho bis Bullialdus", "sky": null }, { "annotations": [ { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Johannes; German astronomer (1571-1630).", "id": "kepler", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Kepler", "radius": 0.060728, "x": 0.498841, "y": 0.478939 } ], "description_md": "Kepler ist nur gut 30 Kilometer groß und dominiert trotzdem seine ganze Umgebung: Sein Strahlenkranz überzieht das dunkle Mare weiträumig und verrät den jungen Einschlag. Bei dieser Beleuchtung — Sonne schon hoch — ist vom Kraterrelief kaum etwas zu sehen, die Strahlen dafür umso deutlicher.\n\nWo sich Keplers Strahlen mit denen von Copernicus und Aristarchus kreuzen, entsteht das helle Netz, das dem Oceanus Procellarum bei Vollmond seine Zeichnung gibt.", "id": "44a95f4f-4cf2-4c8e-a611-8c16449467fb", "image": { "hdr": [ { "bytes": 19494, "src": "media/moon-3-4-rc/crop-44a95f4f-hdr-493.avif", "width": 493 } ], "sdr": [ { "bytes": 45605, "src": "media/moon-3-4-rc/crop-44a95f4f-493.avif", "width": 493 } ] }, "name": "Kepler — ein kleiner Krater mit großem Strahlenkranz", "pixels": { "height": 484, "width": 493 }, "rect": { "height": 0.07844168142463598, "width": 0.11987160566706023, "x": 0.6477790987856622, "y": 0.4267694437659171 }, "short_title": "Kepler", "sky": null }, { "annotations": [ { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Georgius; German Earth scientist (1494-1555).", "id": "montes-agricola", "kind": "lunar-mons, montes", "label": "Montes Agricola", "radius": 0.16, "x": 0.836386, "y": 0.788534 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Schröter's Valley.", "id": "vallis-schroteri", "kind": "lunar-vallis, valles", "label": "Vallis Schroteri", "radius": 0.16, "x": 0.721806, "y": 0.563472 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Greek astronomer (310-230 B.C. ?).", "id": "aristarchus", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Aristarchus", "radius": 0.087771, "x": 0.498264, "y": 0.409909 } ], "description_md": "Aristarchus ist der hellste größere Fleck der gesamten Mondvorderseite — so auffällig, dass er immer wieder für Aktivität gehalten wurde. Tatsächlich ist er schlicht sehr jung: Sein frisch aufgeworfenes Material hatte noch keine Zeit, unter dem Teilchenbeschuss des Sonnenwinds nachzudunkeln.\n\nBei hohem Sonnenstand wird er zur reinen Lichtquelle ohne Relief. Der Kontrast zum umgebenden dunklen Oceanus Procellarum ist so groß, dass er selbst im aschgrauen Erdschein eines Neumonds noch zu erkennen ist.\n\nDirekt nördlich davon markieren die Overlays die **Vallis Schroteri** und Teile der Montes Agricola: Kraterauswurf, vulkanisch geprägtes Plateau und dunkler Mare-Basalt treffen hier auf engem Raum zusammen.", "id": "678f9840-da02-42a2-be87-c710b32b3c0b", "image": { "hdr": [ { "bytes": 14396, "src": "media/moon-3-4-rc/crop-678f9840-hdr-463.avif", "width": 463 } ], "sdr": [ { "bytes": 37316, "src": "media/moon-3-4-rc/crop-678f9840-463.avif", "width": 463 } ] }, "name": "Aristarchus — der hellste Fleck des Mondes", "pixels": { "height": 452, "width": 463 }, "rect": { "height": 0.07313803620621795, "width": 0.11248339728453371, "x": 0.7428054899645808, "y": 0.5238802390791027 }, "short_title": "Aristarchus", "sky": null }, { "annotations": [ { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Hermann; French astronomer of German origin, discoverer of asteroid (21) Lutetia (1802-1866).", "id": "goldschmidt", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Goldschmidt", "radius": 0.12, "x": 0.682115, "y": 0.473383 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Greek astronomer (unkn-fl. 432 B.C.).", "id": "meton", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Meton", "radius": 0.12, "x": 0.297529, "y": 0.756162 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "William Cranch; American astronomer (1789-1859).", "id": "w-bond", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "W Bond", "radius": 0.12, "x": 0.436053, "y": 0.247252 } ], "description_md": "Am nördlichen Rand läuft die Tag-Nacht-Grenze durchs Bild, und die stark verkürzte Polarregion zeigt ihr ganzes Theater: Die alten, flachen Riesenkrater **W. 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Oktober 2012 um 02:18 Uhr**: ein abnehmender Mond bei **62,6 Prozent Beleuchtung**, auf dem Weg zum letzten Viertel — eine Phase, die der zweiten Nachthälfte gehört. Das Bild steht mit Süden oben, so wie der Newton den Mond zeigt.\n\nDie dunklen **Maria** sind mit Basalt vollgelaufene Rieseneinschlagbecken, die hellen Hochländer die ältere, dichter zerkraterte Urkruste. Am Terminator dieser Nacht liegen Schaustücke beider Welten: der Bogen des Mare Imbrium mit den Apenninen, der dunkle Plato, das Kraterlabyrinth um Clavius. Die Ausschnitte führen der Reihe nach hindurch.\n\nDass sich der Anblick von Monat zu Monat leicht ändert, verdanken wir der **Libration**: Der Mond zeigt uns durch seine gebundene Rotation immer dieselbe Seite, taumelt dabei aber ein wenig — über viele Monate werden so insgesamt etwa 59 Prozent der Oberfläche sichtbar, und die verkürzten Randzonen kippen uns mal mehr, mal weniger entgegen.\n\nAlle Beschriftungen sind gerechnet, nicht nach Augenmaß gesetzt: Das Bild wurde geometrisch auf die NASA-Referenz derselben Nacht registriert, die Namen folgen der offiziellen USGS/IAU-Nomenklatur. 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Der Mond wurde in Videosequenzen gefilmt; per **Lucky Imaging** wurden daraus die schärfsten Momente ausgewählt und gemittelt, und die Einzelfelder anschließend in Adobe Photoshop zu diesem Panorama von **4.116 × 6.174 Pixeln** zusammengesetzt. Die heutige AVIF-Fassung wurde 2026 in Photoshop/Camera Raw als 10-Bit-HDR-Bild in Rec. 2020 PQ ausgegeben.\n\nDas Overlay nutzt eine NASA-Referenzansicht mit Phase, Libration und Achslage der Aufnahmenacht (7. Oktober 2012, 00:00 UT). **268 geometrisch konsistente Bildtreffer** registrieren diese Referenz direkt auf das Panorama, mit einem medianen Restfehler von **4,25 Pixeln**; anschließend werden die offiziellen Koordinaten aus dem USGS/IAU-Gazetteer of Planetary Nomenclature in das Bild projiziert. 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Seine Strahlen laufen über alles hinweg: über die zerkraterten Wallebenen von Deslandres, Maurolycus und Stöfler, über Pitatus am Mare-Rand, bis an Clavius und Schiller heran.\n\nGenau dieses Darüberlaufen ist die Information: Was auf allem anderen liegt, kam zuletzt. Die Strahlen sind die oberste Seite im Schichtenbuch des Hochlands — mit etwa 110 Millionen Jahren fast Gegenwart auf einer vier Milliarden Jahre alten Kruste.", "id": "57e27e9a-627a-4877-b4e4-c8b656991431", "image": { "hdr": [ { "bytes": 87305, "src": "media/full-moon-nearly/crop-57e27e9a-hdr-729.avif", "width": 729 } ], "sdr": [ { "bytes": 141315, "src": "media/full-moon-nearly/crop-57e27e9a-729.avif", "width": 729 } ] }, "name": "Tycho und das südliche Hochland — junge Strahlen über alter Kruste", "pixels": { "height": 607, "width": 729 }, "rect": { "height": 0.2809932941768879, "width": 0.3486754722550177, "x": 0.11414828069657615, "y": 0.5643561263678452 }, "short_title": "Tycho & Hochland", "sky": null }, { "annotations": [ { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "\"Sea of Islands.\"", "id": "mare-insularum", "kind": "lunar-mare, maria", "label": "Mare Insularum", "radius": 0.16, "x": 0.933462, "y": 0.649789 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Johannes; German astronomer (1571-1630).", "id": "kepler", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Kepler", "radius": 0.042898, "x": 0.672499, "y": 0.524402 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Reinieri, Vincentio; Italian astronomer, mathematician (unkn-1648).", "id": "reiner-gamma", "kind": "lunar-albedo feature", "label": "Reiner Gamma", "radius": 0.026, "x": 0.05952, "y": 0.33695 } ], "description_md": "Die helle, geschwungene Struktur ist kein Krater: **Reiner Gamma** ist ein Mondwirbel — ein reines Albedomuster ohne eigenes Relief, gekoppelt an eine lokale magnetische Anomalie, die dort offenbar den Sonnenwind abschirmt und den Boden langsamer nachdunkeln lässt. Wie genau das funktioniert, ist bis heute Forschungsstoff.\n\nDaneben der Strahlenkrater **Kepler** und der dunkle Basalt des **Mare Insularum** — drei Arten von Hell und Dunkel in einem Feld: Wirbel, Auswurf und Lava. Erst der Vergleich macht klar, dass »hell« auf dem Mond ganz verschiedene Geschichten erzählen kann.", "id": "a8e75ccf-da94-4374-b72f-7174741a4c7b", "image": { "hdr": [ { "bytes": 18165, "src": "media/full-moon-nearly/crop-a8e75ccf-hdr-354.avif", "width": 354 } ], "sdr": [ { "bytes": 25094, "src": "media/full-moon-nearly/crop-a8e75ccf-354.avif", "width": 354 } ] }, "name": "Reiner Gamma — ein Wirbel ohne Relief", "pixels": { "height": 309, "width": 354 }, "rect": { "height": 0.14284164186507936, "width": 0.16926929604486424, "x": 0.09834341794569068, "y": 0.20863536781505532 }, "short_title": "Reiner Gamma & Kepler", "sky": null }, { "annotations": [ { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Georgius; German Earth scientist (1494-1555).", "id": "montes-agricola", "kind": "lunar-mons, montes", "label": "Montes Agricola", "radius": 0.16, "x": 0.499648, "y": 0.22326 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "\"Ocean of Storms.\"", "id": "oceanus-procellarum", "kind": "lunar-oceanus, oceani", "label": "Oceanus Procellarum", "radius": 0.16, "x": 0.06346, "y": 0.738035 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Schröter's Valley.", "id": "vallis-schroteri", "kind": "lunar-vallis, valles", "label": "Vallis Schroteri", "radius": 0.16, "x": 0.447972, "y": 0.43882 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Greek astronomer (310-230 B.C. ?).", "id": "aristarchus", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Aristarchus", "radius": 0.076623, "x": 0.485196, "y": 0.662382 } ], "description_md": "**Aristarchus** gehört zu den hellsten Formationen der ganzen Mondvorderseite, und bei fast vollem Licht wird er zur reinen Leuchtmarke: kein Schattenwurf, kein Relief — nur frisch aufgeworfenes Material, das noch keine Zeit hatte, unter dem Teilchenbeschuss des Sonnenwinds nachzudunkeln.\n\nDer Kontrast zum umgebenden **Oceanus Procellarum** könnte kaum größer sein: junger, heller Auswurf auf altem, dunklem Basalt. Der Dreiviertelmond-Eintrag zeigt denselben Krater mit der Vallis Schroteri gleich nebenan.", "id": "025c380a-94b1-4cbc-8c9f-110b132f0211", "image": { "hdr": [ { "bytes": 9215, "src": "media/full-moon-nearly/crop-025c380a-hdr-269.avif", "width": 269 } ], "sdr": [ { "bytes": 11163, "src": "media/full-moon-nearly/crop-025c380a-269.avif", "width": 269 } ] }, "name": "Aristarchus — die hellste Marke im dunkelsten Meer", "pixels": { "height": 188, "width": 269 }, "rect": { "height": 0.08689644773629147, "width": 0.12852346517119245, "x": 0.16974431818181818, "y": 0.10734765812890813 }, "short_title": "Aristarchus", "sky": null }, { "annotations": [ { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "\"Sea of Moisture.\"", "id": "mare-humorum", "kind": "lunar-mare, maria", "label": "Mare Humorum", "radius": 0.16, "x": 0.677686, "y": 0.842763 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Named from nearby crater.", "id": "rimae-hippalus", "kind": "lunar-rima, rimae", "label": "Rimae Hippalus", "radius": 0.16, "x": 0.962999, "y": 0.937229 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Pierre; French astronomer, mathematician (1592-1655).", "id": "gassendi", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Gassendi", "radius": 0.12, "x": 0.67657, "y": 0.642826 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Jean Antoine; French archaeologist (1787-1848).", "id": "letronne", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Letronne", "radius": 0.12, "x": 0.667568, "y": 0.431856 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Francois; French mathematician (1540-1603).", "id": "vieta", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Vieta", "radius": 0.119585, "x": 0.230653, "y": 0.885064 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Mersenne, Marin; French mathematician, physicist (1588-1648).", "id": "mersenius", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Mersenius", "radius": 0.11588, "x": 0.393996, "y": 0.698188 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Jacques de; French mathematician (1602-1679).", "id": "billy", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Billy", "radius": 0.062523, "x": 0.418597, "y": 0.479797 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Christopher; Norwegian astronomer (1784-1873).", "id": "hansteen", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Hansteen", "radius": 0.061726, "x": 0.394369, "y": 0.40689 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Burgi, Joost; Swiss horologist (1552-1632).", "id": "byrgius-a", "kind": "lunar-satellite feature", "label": "Byrgius A", "radius": 0.025318, "x": 0.093008, "y": 0.727992 } ], "description_md": "Am Nordrand des dunklen **Mare Humorum** sitzt **Gassendi** wie ein aufgesetzter Ring: Zentralberge, zersprungener Boden, feine Rillen. Sein Inneres wurde von aufsteigendem Magma gehoben und zerbrochen — ein klassischer Krater mit »gebrochenem Boden«, wie sie sich an Beckenrändern häufen.\n\nDie bogenförmigen **Rimae Hippalus** zeichnen die Spannungslinien nach, an denen die Kruste unter der Last der Beckenlava nachgab. Letronne, Billy und Hansteen begleiten das Feld nach Westen, wo die Randnähe alle Formen zunehmend in die Länge zieht.", "id": "2469d88b-a27a-4ec2-b810-8b7faa595b41", "image": { "hdr": [ { "bytes": 30125, "src": "media/full-moon-nearly/crop-2469d88b-hdr-375.avif", "width": 375 } ], "sdr": [ { "bytes": 38413, "src": "media/full-moon-nearly/crop-2469d88b-375.avif", "width": 375 } ] }, "name": "Mare Humorum und Gassendi — ein gebrochener Ring am Beckenrand", "pixels": { "height": 617, "width": 375 }, "rect": { "height": 0.28584393037518036, "width": 0.17947074232585597, "x": 0.011921672077922078, "y": 0.29227425858285233 }, "short_title": "Humorum & Gassendi", "sky": null }, { "annotations": [ { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "\"Sea of Crises.\"", "id": "mare-crisium", "kind": "lunar-mare, maria", "label": "Mare Crisium", "radius": 0.16, "x": 0.843781, "y": 0.795644 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "\"Sea of Serenity.\"", "id": "mare-serenitatis", "kind": "lunar-mare, maria", "label": "Mare Serenitatis", "radius": 0.16, "x": 0.275277, "y": 0.27947 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "\"Sea of Tranquility.\"", "id": "mare-tranquillitatis", "kind": "lunar-mare, maria", "label": "Mare Tranquillitatis", "radius": 0.16, "x": 0.397085, "y": 0.775344 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Named from terrestrial Caucasus Mountains.", "id": "montes-caucasus", "kind": "lunar-mons, montes", "label": "Montes Caucasus", "radius": 0.16, "x": 0.180542, "y": 0.03153 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Named for range in the Balkans.", "id": "montes-haemus", "kind": "lunar-mons, montes", "label": "Montes Haemus", "radius": 0.16, "x": 0.103825, "y": 0.435034 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Named from nearby crater.", "id": "rima-ariadaeus", "kind": "lunar-rima, rimae", "label": "Rima Ariadaeus", "radius": 0.155688, "x": 0.057044, "y": 0.671005 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Named from nearby crater.", "id": "rupes-cauchy", "kind": "lunar-rupes, rupēs", "label": "Rupes Cauchy", "radius": 0.106862, "x": 0.509633, "y": 0.803033 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Named from nearby crater.", "id": "rima-cauchy", "kind": "lunar-rima, rimae", "label": "Rima Cauchy", "radius": 0.105072, "x": 0.532335, "y": 0.786304 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "\"Lake of Death.\"", "id": "lacus-mortis", "kind": "lunar-lacus, lacūs", "label": "Lacus Mortis", "radius": 0.099901, "x": 0.448383, "y": 0.011122 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "\"Serpent Sea.\"", "id": "mare-anguis", "kind": "lunar-mare, maria", "label": "Mare Anguis", "radius": 0.091851, "x": 0.932254, "y": 0.694815 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Greek astronomer (unkn-c. 50 B.C.).", "id": "cleomedes", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Cleomedes", "radius": 0.082277, "x": 0.816917, "y": 0.520036 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Mythological Greek Titan.", "id": "atlas", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Atlas", "radius": 0.05544, "x": 0.643884, "y": 0.072969 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Johann von; Scottish-born German astronomer (1805-1879).", "id": "lamont", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Lamont", "radius": 0.052368, "x": 0.237847, "y": 0.783493 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Latin spelling for Greek mythological hero Heracles.", "id": "hercules", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Hercules", "radius": 0.042982, "x": 0.58819, "y": 0.04603 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Firmanus, Lucius; Roman philosopher (unkn-fl. 86 B.C.).", "id": "taruntius", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Taruntius", "radius": 0.036062, "x": 0.633447, "y": 0.956223 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Diadochos (The Successor); Greek mathematician, astronomer, philosopher (410-485).", "id": "proclus", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Proclus", "radius": 0.018, "x": 0.692109, "y": 0.723434 } ], "description_md": "Drei Meere in einem Blick: das randnahe, oval verkürzte **Mare Crisium**, das große **Mare Serenitatis** und das **Mare Tranquillitatis**, in dem 1969 die erste Mondlandung aufsetzte. Ihre Basaltflächen sind unterschiedlich getönt — jede Schattierung eine eigene Lavaepisode, ablesbar noch Milliarden Jahre später.\n\nAm Nordrand stehen Cleomedes, Atlas und Hercules, weiter südlich Taruntius und der versunkene Geisterkrater Lamont, dazu Rima und Rupes Cauchy als feine tektonische Striche im Basalt. Bei fast vollem Licht ist das Relief fast weg — was bleibt, ist die Materialkarte.", "id": "d5bf4fcc-de79-40c1-9529-5d35454688fa", "image": { "hdr": [ { "bytes": 94098, "src": "media/full-moon-nearly/crop-d5bf4fcc-hdr-818.avif", "width": 818 } ], "sdr": [ { "bytes": 166979, "src": "media/full-moon-nearly/crop-d5bf4fcc-818.avif", "width": 818 } ] }, "name": "Crisium, Serenitatis, Tranquillitatis — drei Meere, drei Lavageschichten", "pixels": { "height": 765, "width": 818 }, "rect": { "height": 0.3543820365109428, "width": 0.3913582865997639, "x": 0.5576298701298701, "y": 0.19537309478715728 }, "short_title": "Crisium & Serenitatis", "sky": null }, { "annotations": [ { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "\"Sea of Fecundity.\"", "id": "mare-fecunditatis", "kind": "lunar-mare, maria", "label": "Mare Fecunditatis", "radius": 0.16, "x": 0.698778, "y": 0.529857 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "\"Sea of Nectar.\"", "id": "mare-nectaris", "kind": "lunar-mare, maria", "label": "Mare Nectaris", "radius": 0.16, "x": 0.205826, "y": 0.552326 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "\"Foaming Sea.\"", "id": "mare-spumans", "kind": "lunar-mare, maria", "label": "Mare Spumans", "radius": 0.123849, "x": 0.986448, "y": 0.325251 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Wendelin, Godefroid; Belgian astronomer (1580-1667).", "id": "vendelinus", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Vendelinus", "radius": 0.12, "x": 0.687676, "y": 0.8748 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Langren, Michel Florent van; Belgian selenographer, engineer (c. 1600-1675).", "id": "langrenus", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Langrenus", "radius": 0.114197, "x": 0.801581, "y": 0.632431 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Greek astronomer (unkn-A.D. 412).", "id": "theophilus", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Theophilus", "radius": 0.085309, "x": 0.057939, "y": 0.326186 } ], "description_md": "Zwischen **Mare Nectaris** und **Mare Fecunditatis** stehen drei Großkrater, die zusammen eine Alterstreppe bilden: der scharfkantige, junge **Theophilus** mit seinen Zentralbergen, der stattliche **Langrenus** — und der daneben fast zerflossene, viel ältere **Vendelinus**, dem die Zeit Wall und Kontur genommen hat.\n\nDas kleine **Mare Spumans** setzt einen dunklen Tupfer in den Übergang. Bei hohem Sonnenstand liest man das Alter nicht an Schatten, sondern an Schärfe und Helligkeit: Je frischer der Einschlag, desto heller und klarer die Ränder.", "id": "277a6b58-e1ba-4cc9-9e98-04f666c34844", "image": { "hdr": [ { "bytes": 48519, "src": "media/full-moon-nearly/crop-277a6b58-hdr-595.avif", "width": 595 } ], "sdr": [ { "bytes": 89341, "src": "media/full-moon-nearly/crop-277a6b58-595.avif", "width": 595 } ] }, "name": "Theophilus, Langrenus, Vendelinus — eine Alterstreppe in drei Kratern", "pixels": { "height": 482, "width": 595 }, "rect": { "height": 0.22310249068061572, "width": 0.28457054309327035, "x": 0.6018115407319953, "y": 0.5346454218524531 }, "short_title": "Nectaris & Fecunditatis", "sky": null }, { "annotations": [ { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "\"Sea of Showers.\"", "id": "mare-imbrium", "kind": "lunar-mare, maria", "label": "Mare Imbrium", "radius": 0.16, "x": 0.964145, "y": 0.019481 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "\"Sea of Islands.\"", "id": "mare-insularum", "kind": "lunar-mare, maria", "label": "Mare Insularum", "radius": 0.16, "x": 0.243343, "y": 0.485257 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Named from terrestrial Carpathians.", "id": "montes-carpatus", "kind": "lunar-mons, montes", "label": "Montes Carpatus", "radius": 0.16, "x": 0.492271, "y": 0.378122 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Italian geographer (unkn-1459).", "id": "fra-mauro", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Fra Mauro", "radius": 0.082435, "x": 0.420324, "y": 0.955508 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Nicholas; Polish astronomer (1473-1543).", "id": "copernicus", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Copernicus", "radius": 0.081848, "x": 0.514475, "y": 0.526997 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Stade, Jan; Belgian astronomer, mathematician (1527-1579).", "id": "stadius", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Stadius", "radius": 0.058344, "x": 0.682875, "y": 0.562519 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Greek astronomer, geographer (c. 276-196 B.C.).", "id": "eratosthenes", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Eratosthenes", "radius": 0.050068, "x": 0.793101, "y": 0.487865 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Greek astronomer (310-230 B.C. ?).", "id": "aristarchus", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Aristarchus", "radius": 0.034074, "x": 0.159451, "y": 0.019813 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Johannes; German astronomer (1571-1630).", "id": "kepler", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Kepler", "radius": 0.025124, "x": 0.090504, "y": 0.424205 } ], "description_md": "**Copernicus** ist hier die Nabe eines Speichenrads: Seine Strahlen greifen weit über das **Mare Insularum** aus und kreuzen alles, was älter ist — auch **Stadius**, von dem die Lava nur einen niedrigen, lückenhaften Ring übrig gelassen hat, einen echten Geisterkrater.\n\n**Eratosthenes** und die **Montes Carpatus** leiten zum Mare Imbrium über; westlich setzen Kepler und Aristarchus ihre eigenen hellen Zentren. Am Südrand liegt die alte Hügellandschaft um **Fra Mauro** — Auswurfmaterial des Imbrium-Einschlags, in dem Apollo 14 landete.", "id": "01e89b5a-e8a6-4b89-bf8b-d441c21810d9", "image": { "hdr": [ { "bytes": 71292, "src": "media/full-moon-nearly/crop-01e89b5a-hdr-604.avif", "width": 604 } ], "sdr": [ { "bytes": 115991, "src": "media/full-moon-nearly/crop-01e89b5a-604.avif", "width": 604 } ] }, "name": "Copernicus — das Speichenrad über dem Mare Insularum", "pixels": { "height": 634, "width": 604 }, "rect": { "height": 0.29336754825036077, "width": 0.2890163813459268, "x": 0.18601959120425032, "y": 0.15909372745310246 }, "short_title": "Copernicus & Insularum", "sky": null }, { "annotations": [ { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "\"Sea of Cold.\"", "id": "mare-frigoris", "kind": "lunar-mare, maria", "label": "Mare Frigoris", "radius": 0.16, "x": 0.910784, "y": 0.583779 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Named from terrestrial Alps.", "id": "montes-alpes", "kind": "lunar-mons, montes", "label": "Montes Alpes", "radius": 0.16, "x": 0.845779, "y": 0.84143 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Named from terrestrial Jura Mountains.", "id": "montes-jura", "kind": "lunar-mons, montes", "label": "Montes Jura", "radius": 0.16, "x": 0.334417, "y": 0.443634 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "\"Bay of Rainbows.\"", "id": "sinus-iridum", "kind": "lunar-sinus, sinūs", "label": "Sinus Iridum", "radius": 0.16, "x": 0.351512, "y": 0.553166 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "William Cranch; American astronomer (1789-1859).", "id": "w-bond", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "W Bond", "radius": 0.12, "x": 0.983896, "y": 0.442567 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "\"Alpine Valley.\"", "id": "vallis-alpes", "kind": "lunar-vallis, valles", "label": "Vallis Alpes", "radius": 0.111837, "x": 0.914684, "y": 0.870505 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Hermann; French astronomer of German origin, discoverer of asteroid (21) Lutetia (1802-1866).", "id": "goldschmidt", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Goldschmidt", "radius": 0.082939, "x": 0.958183, "y": 0.276795 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Greek philosopher c.428-c.347 B.C.", "id": "plato", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Plato", "radius": 0.072451, "x": 0.743113, "y": 0.632449 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Pierre Simon; French mathematician, astronomer (1749-1827).", "id": "promontorium-laplace", "kind": "lunar-promontorium, promontoria", "label": "Promontorium Laplace", "radius": 0.026, "x": 0.462038, "y": 0.571476 } ], "description_md": "Das schmale **Mare Frigoris**, das »Meer der Kälte«, zieht als dunkles Band durch den Norden. Südlich davon: der auffallend dunkle Boden von **Plato**, die **Montes Alpes** mit der Vallis Alpes, und weiter westlich der elegante Bogen des **Sinus Iridum**, gefasst von den Montes Jura und dem Promontorium Laplace.\n\nAlles hier gehört zum Nordrand des Imbrium-Beckens — und alles erscheint gestaucht, weil wir flach über die Mondkugel hinwegblicken. Die »Regenbogenbucht« ist in Wahrheit ein fast kreisrunder Kraterrest, den die Imbrium-Lava zur Hälfte verschluckt hat.", "id": "da0730a0-bcdf-4643-b4e0-2eef5d477f56", "image": { "hdr": [ { "bytes": 36523, "src": "media/full-moon-nearly/crop-da0730a0-hdr-716.avif", "width": 716 } ], "sdr": [ { "bytes": 54194, "src": "media/full-moon-nearly/crop-da0730a0-716.avif", "width": 716 } ] }, "name": "Mare Frigoris, Plato und Sinus Iridum — der gestauchte Norden", "pixels": { "height": 310, "width": 716 }, "rect": { "height": 0.14369396156505532, "width": 0.3421819657615112, "x": 0.30058293978748524, "y": 0.005069294131794133 }, "short_title": "Mondnorden", "sky": null }, { "annotations": [ { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "\"Marsh of Epidemics.\"", "id": "palus-epidemiarum", "kind": "lunar-palus, paludes", "label": "Palus Epidemiarum", "radius": 0.16, "x": 0.956646, "y": 0.043895 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Wilhelm; German astronomer, mathematician (1592-1635).", "id": "schickard", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Schickard", "radius": 0.12, "x": 0.24694, "y": 0.323457 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Julius; German astronomer (unkn-fl. 1627).", "id": "schiller", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Schiller", "radius": 0.12, "x": 0.682565, "y": 0.701757 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Pehr Wilhelm; Swedish astronomer (1717-1783).", "id": "wargentin", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Wargentin", "radius": 0.12, "x": 0.247829, "y": 0.506946 } ], "description_md": "Am Südwestrand kippt die Perspektive: Die 212 Kilometer große Wallebene **Schickard** wird zur schmalen Ellipse, und ihr Boden zeigt bei vollem Licht ein auffälliges Muster aus helleren und dunkleren Zonen — verschiedene Deckschichten, die das flache Relief allein nie verraten würde.\n\nDer seltsam langgezogene **Schiller** ist eine der rätselhafteren Formen des Mondes; diskutiert werden ein extrem schräger Einschlag oder mehrere verschmolzene Krater. 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Das Relief ist wie ausgeknipst: keine Schatten, kaum Plastizität. Übrig bleibt die zweite Informationsebene des Mondes, die **Albedo** — der Helligkeitsunterschied des Bodens selbst: dunkle Mare-Basalte, helles Hochland, der dunkle Boden von Plato.\n\nDer direkte Vergleich mit dem Dreiviertelmond-Eintrag ist die beste Anschauung dafür, dass ein Mondfoto zwei völlig verschiedene Dinge zeigen kann — Topografie oder Material — und die Beleuchtung entscheidet, welches.", "id": "467de4cd-25ea-4241-843c-bb0f6f5b7917", "image": { "hdr": [ { "bytes": 42907, "src": "media/full-moon-nearly/crop-467de4cd-hdr-473.avif", "width": 473 } ], "sdr": [ { "bytes": 72762, "src": "media/full-moon-nearly/crop-467de4cd-473.avif", "width": 473 } ] }, "name": "Imbrium bei hohem Licht — dieselbe Landschaft, ohne Schatten", "pixels": { "height": 494, "width": 473 }, "rect": { "height": 0.22863587512025013, "width": 0.22638263724911456, "x": 0.43538315377804016, "y": 0.08413868033008658 }, "short_title": "Imbrium im Vollicht", "sky": null }, { "annotations": [ { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Erich Dagobert von; German geographer, geophysicist (1865-1949).", "id": "drygalski", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Drygalski", "radius": 0.12, "x": 0.196324, "y": 0.314815 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Moret, Theodore; Belgian mathematician (1602-1667).", "id": "moretus", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Moretus", "radius": 0.119897, "x": 0.483013, "y": 0.301774 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Cabeo, Niccolo; Italian astronomer (1586-1650).", "id": "cabeus", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Cabeus", "radius": 0.105371, "x": 0.423145, "y": 0.553733 } ], "description_md": "Ganz am südlichen Rand behält selbst der fast volle Mond seine Dramatik: Hier trifft das Sonnenlicht die Oberfläche auch bei Vollphase nur flach, und die Wälle der übereinandergedrängten Hochlandkrater werfen weiterhin Schatten. Moretus mit seinem Zentralberg steht mitten in diesem Gedränge.\n\nDazu kommt die extreme Verkürzung: Ein runder Krater erscheint am Rand als schmale Ellipse. Die Randzonen sind der Grund, warum sich der Mond nie ganz »fertig« fotografieren lässt — die Libration kippt uns diese Kante von Monat zu Monat etwas anders entgegen.\n\nWeiter zum Rand markieren die Overlays **Drygalski** und den polnahen **Cabeus**. 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Übrig bleibt die **Albedo**, die Helligkeit des Bodens selbst. Was jetzt hell ist, ist helles Material — nicht beleuchteter Hang.\n\nSo wird der fast volle Mond zur geologischen Karte. Die dunklen Flächen — **Oceanus Procellarum**, Mare Imbrium, Serenitatis, Tranquillitatis und Crisium — sind basaltgefüllte Rieseneinschlagbecken, in mehreren Episoden mit Lava geflutet; ihre feinen Tönungsunterschiede verraten die einzelnen Güsse noch heute. Darüber liegen, wie zuletzt aufgetragene Pinselstriche, die hellen Strahlensysteme der jüngsten Krater.\n\nZwei davon liefern den Zeitmaßstab: **Tycho**, dessen Strahlen die halbe Südhälfte überziehen, ist nach NASA-Datierung ungefähr 110 Millionen Jahre alt — auf dem Mond fast Gegenwart. **Copernicus** ist mit knapp einer Milliarde Jahren deutlich älter und strahlt trotzdem noch. Auf einer Welt ohne Wetter, Wasser und Plattentektonik dauert das Verblassen eben Ewigkeiten.\n\nDie Aufnahme entstand am **29. Oktober 2012**; im Dateistempel steht 13:15 Uhr, wenige Stunden später war die Vollphase exakt erreicht. Zusammen mit dem Dreiviertelmond vom 7. Oktober bildet sie ein Paar: gleiche Landschaft, zwei Beleuchtungen — dort Topografie, hier Material. Genau dieses Gegensatzpaar ist das Anschauungsstück des [Mond-Artikels](#/wissen/mond) im Wissensbereich.\n\nAlle Beschriftungen sind gerechnet, nicht nach Augenmaß gesetzt: Das Bild wurde geometrisch auf die NASA-Referenz derselben Aufnahmestunde registriert, die Namen folgen der offiziellen USGS/IAU-Nomenklatur. Details stehen unter »Aufnahme & Bearbeitung«.", "focus": null, "geometry": null, "hdr": true, "hdr_detail": { "dtype": "float32 (HdrDecode)", "fraction_above_white": 0.023366, "peak_vs_sdr_white": 3.005, "profile": "AVIF, Gain-Map angewandt (Quelle unbekannt)", "transfer": "linear" }, "headline": "Fast voller Mond — Strahlen über alten Meeren", "image": { "hdr": [ { "bytes": 214699, "src": "media/full-moon-nearly/full-hdr-1280.avif", "width": 1280 }, { "bytes": 521163, "src": "media/full-moon-nearly/full-hdr-2048.avif", "width": 2048 } ], "height": 2160, "navigator": null, "navigator_gain": null, "poster_hdr": [ { "bytes": 74090, "src": "media/full-moon-nearly/poster-hdr-720.avif", "width": 720 } ], "poster_sdr": [ { "bytes": 109646, "src": "media/full-moon-nearly/poster-720.avif", "width": 720 } ], "sdr": [ { "bytes": 334864, "src": "media/full-moon-nearly/full-1280.avif", "width": 1280 }, { "bytes": 817579, "src": "media/full-moon-nearly/full-2048.avif", "width": 2048 } ], "width": 2091 }, "lunar": { "capture_time": "2012-10-29T13:15:10+01:00", "phase_percent": 99.87 }, "object_kind": "solar_system", "processing_md": "Die Aufnahme stammt aus der frühen Newton-Zeit dieser Galerie: ein **GSO 8″ f/4 Newton mit 800 mm Brennweite**, verlängert mit einer **Tele Vue 2,5×-Barlow**, davor eine **ALCCD-Full-HD-Planetenkamera**. Der Mond wurde in Videosequenzen gefilmt; per **Lucky Imaging** wurden daraus die schärfsten Momente ausgewählt und gemittelt, und die Einzelfelder anschließend in Adobe Photoshop zu diesem Panorama von **2.091 × 2.160 Pixeln** zusammengesetzt. Die AVIF-Fassung wurde 2026 in Photoshop/Camera Raw als 10-Bit-HDR-Bild in Rec. 2020 PQ ausgegeben.\n\nDas Overlay nutzt die NASA-Referenz für den 29. Oktober 2012 um 12:00 UT mit passender Phase, Libration und Achslage. **207 geometrisch konsistente Bildtreffer** registrieren sie direkt auf das Panorama, mit einem medianen Restfehler von **2,39 Pixeln**; anschließend werden die offiziellen Koordinaten aus dem USGS/IAU-Gazetteer of Planetary Nomenclature in das Bild projiziert. 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Der grünliche Schimmer im Zentrum ist doppelt ionisierter Sauerstoff — er hält nur die härteste Strahlung direkt um die O-Sterne aus.\n\nAm oberen Innenrand nagen dunkle Staubfinger an der Wand: dieselbe Physik wie beim Elefantenrüssel, nur ein paar tausend Lichtjahre weiter draußen.", "id": "26b08eea-491c-4f83-bfef-7b5a0da01174", "image": { "hdr": [ { "bytes": 76404, "src": "media/ngc-2237/crop-26b08eea-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 163873, "src": "media/ngc-2237/crop-26b08eea-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Der Blick in die ausgeräumte Mitte", "pixels": { "height": 1894, "width": 1695 }, "rect": { "height": 0.5160104003543279, "width": 0.30843233471074377, "x": 0.3580975132821724, "y": 0.18362585157240696 }, "short_title": "Die Höhle", "sky": { "dec_text": "+04° 57′ 43.5″", "height_arcmin": 33.031673523131445, "precision": "exact", "ra_text": "06h 31m 41.32s", "width_arcmin": 29.561080581683104 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Swifts westlicher Nebelabschnitt — der Namensgeber des heutigen Gesamtnebels", "id": "ngc2237w", "kind": "nebula", "label": "NGC 2237 · Westteil", "radius": 0.175052, "radius_arcmin": 6.0, "x": 0.491303, "y": 0.494671 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Marths Nebelknoten von 1864 — die älteste Nebel-Nummer der Rosette", "id": "ngc2238", "kind": "nebula", "label": "NGC 2238", "radius": 0.116702, "radius_arcmin": 4.0, "x": 0.553535, "y": 0.386362 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "O5-Stern — einer der beiden Hauptionisatoren der Rosette", "id": "hd46150", "kind": "star", "label": "HD 46150", "radius": 0.052516, "radius_arcmin": 1.8, "x": 0.668666, "y": 0.962756 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Heißes Haufenmitglied am Westrand der Höhle", "id": "hd46106", "kind": "star", "label": "HD 46106", "radius": 0.043763, "radius_arcmin": 1.5, "x": 0.523539, "y": 0.82969 } ], "description_md": "Der westliche Innenrand ist die fotogenste Ecke der Rosette: Ketten aus dunklen Globulen und gewundenen Staubstraßen stehen als Scherenschnitt vor dem hellen Gas. Genau hier liegen die historischen Teilstücke **NGC 2237** und **NGC 2238** — die Nummern, aus denen der »eine« Nebel zusammengesetzt ist.\n\nJeder dieser dunklen Klumpen ist ein Kandidat für die nächste Sterngeneration — oder dafür, von der Front zerstrahlt zu werden, bevor es so weit kommt. Welche Karriere ein Klumpen macht, entscheiden seine Masse und seine Dichte.", "id": "34582176-31bf-4ac1-923f-92bbe157e67e", "image": { "hdr": [ { "bytes": 73813, "src": "media/ngc-2237/crop-34582176-hdr-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 184366, "src": "media/ngc-2237/crop-34582176-hdr-1800.avif", "width": 1800 } ], "sdr": [ { "bytes": 150094, "src": "media/ngc-2237/crop-34582176-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 394443, "src": "media/ngc-2237/crop-34582176-1800.avif", "width": 1800 } ] }, "name": "NGC 2237 und 2238 — die Wand, an der die Nummern vergeben wurden", "pixels": { "height": 1869, "width": 1965 }, "rect": { "height": 0.5092966772876218, "width": 0.35759020808736713, "x": 0.28470889905548996, "y": 0.006817329904155188 }, "short_title": "Westwand & Globulen", "sky": { "dec_text": "+05° 02′ 34.1″", "height_arcmin": 32.59566938475854, "precision": "exact", "ra_text": "06h 30m 55.28s", "width_arcmin": 34.2699252761105 } }, { "annotations": [], "description_md": "Am östlichen Innenrand ragt die größte Dunkelstruktur der Rosette ins Leuchten: eine mehrere Lichtjahre lange Säule, deren Spitze zum Haufen zeigt — die Bauform des Elefantenrüssels, hier in einer viel größeren H-II-Region.\n\nDie Logik ist dieselbe: Ein dichter Kopf beschattet das Material dahinter, während die Ionisationsfront ringsum alles Dünnere abträgt. Was so massiv wirkt, ist eine Momentaufnahme — in wenigen hunderttausend Jahren sieht diese Säule anders aus.", "id": "14caa149-d838-44b4-8902-1c1d04d0077f", "image": { "hdr": [ { "bytes": 61231, "src": "media/ngc-2237/crop-14caa149-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 106637, "src": "media/ngc-2237/crop-14caa149-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Die große Staubsäule — eine Front bei der Arbeit", "pixels": { "height": 1229, "width": 1733 }, "rect": { "height": 0.3350092553306331, "width": 0.31532707349468714, "x": 0.45200431670602126, "y": 0.6578481608222375 }, "short_title": "Säule im Osten", "sky": { "dec_text": "+04° 48′ 02.1″", "height_arcmin": 21.433963442412114, "precision": "exact", "ra_text": "06h 33m 19.37s", "width_arcmin": 30.22380687200992 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "target-library", "detail": "Rosettennebel", "id": "ngc2237", "kind": "emission_nebula", "label": "NGC 2237", "radius": 1.716271, "radius_arcmin": 40.0, "x": 0.412815, "y": 0.565098 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Der junge offene Haufen in der Nebelmitte — seine O-Sterne räumen die Höhle frei", "id": "ngc2244", "kind": "cluster", "label": "NGC 2244", "radius": 0.429068, "radius_arcmin": 10.0, "x": 0.243361, "y": 0.489539 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "O5-Stern — einer der beiden Hauptionisatoren der Rosette", "id": "hd46150", "kind": "star", "label": "HD 46150", "radius": 0.077232, "radius_arcmin": 1.8, "x": 0.340636, "y": 0.334411 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "O4-Stern — der heißeste Stern des Haufens", "id": "hd46223", "kind": "star", "label": "HD 46223", "radius": 0.077232, "radius_arcmin": 1.8, "x": 0.645753, "y": 0.547604 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Gelblicher Riesenstern im Vordergrund — gehört nicht zum Haufen", "id": "12mon", "kind": "star", "label": "12 Monocerotis", "radius": 0.077232, "radius_arcmin": 1.8, "x": 0.560584, "y": 0.694292 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Heißes Haufenmitglied am Westrand der Höhle", "id": "hd46106", "kind": "star", "label": "HD 46106", "radius": 0.06436, "radius_arcmin": 1.5, "x": 0.127205, "y": 0.073131 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Bedeckungsveränderliches Paar zweier junger heißer Sterne im Haufen", "id": "v578mon", "kind": "star", "label": "V578 Mon", "radius": 0.051488, "radius_arcmin": 1.2, "x": 0.506804, "y": 0.414174 } ], "description_md": "**NGC 2244**, nur wenige Millionen Jahre jung: ein lockeres Gitter blau-weißer Sterne, darunter mit **HD 46223** (O4) und **HD 46150** (O5) zwei der heißesten Sterne, die man von hier aus sehen kann. Sie liefern den Löwenanteil des ultravioletten Lichts, das den ganzen Nebel zum Leuchten bringt.\n\nDer auffällig warme helle Stern gehört dagegen nicht dazu: **12 Monocerotis** ist ein gelblicher Riese im Vordergrund. Und **V578 Mon** — im Overlay markiert — ist ein bedeckungsveränderliches Paar zweier junger heißer Sterne, an dem sich Masse und Radius solcher Sterne direkt vermessen lassen.", "id": "bb1207a5-edc0-4db5-9926-a5e1e1d3ead1", "image": { "hdr": [ { "bytes": 42047, "src": "media/ngc-2237/crop-bb1207a5-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 88178, "src": "media/ngc-2237/crop-bb1207a5-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Der Haufen, der seine Wiege auffrisst", "pixels": { "height": 952, "width": 1336 }, "rect": { "height": 0.2593762639927412, "width": 0.2431513798701299, "x": 0.4409911821133412, "y": 0.41040740450364027 }, "short_title": "NGC 2244", "sky": { "dec_text": "+04° 52′ 49.1″", "height_arcmin": 16.603037589240305, "precision": "exact", "ra_text": "06h 32m 06.34s", "width_arcmin": 23.30006115464816 } }, { "annotations": [], "description_md": "Am Südwestrand franst die Rosette aus: Das Leuchten wird fleckig, die Filamente dünn, und zwischen ihnen schaut zunehmend das nackte Sternfeld der Wintermilchstraße durch. Hier kommt kaum noch ionisierende Strahlung an — der Nebel verliert buchstäblich die Energie.\n\nSolche Ränder zeigen, dass die fotogene »Blüte« nur der hellste Teil einer viel größeren Wolke ist, die sich im Dunkeln fortsetzt.", "id": "360d8750-c94e-4f99-9903-47cb36c012f9", "image": { "hdr": [ { "bytes": 50592, "src": "media/ngc-2237/crop-360d8750-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 91213, "src": "media/ngc-2237/crop-360d8750-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Wo die Blüte verglimmt", "pixels": { "height": 1549, "width": 1005 }, "rect": { "height": 0.42220476972785204, "width": 0.18290197018890197, "x": 0.6582284902597403, "y": 0.00951801480033014 }, "short_title": "Südwestrand", "sky": { "dec_text": "+04° 35′ 11.2″", "height_arcmin": 27.014816413585326, "precision": "exact", "ra_text": "06h 30m 43.19s", "width_arcmin": 17.527366362590865 } }, { "annotations": [], "description_md": "Im Südosten schiebt sich das rote Filamentwerk gegen eine auffallend sternarme, dunkle Zone: Dort steht die Rosette-Molekülwolke, der massereiche kalte Rest der Geburtswolke, der das Licht der dahinterliegenden Milchstraße schluckt.\n\nDer Kontrast ist das eigentliche Motiv dieses Ausschnitts — leuchtendes, ionisiertes Gas auf der einen Seite, das dunkle Rohmaterial künftiger Sterne auf der anderen, und dazwischen nur eine dünne, glimmende Grenze.", "id": "b01700c6-f262-466d-82ee-0256a8b552e9", "image": { "hdr": [ { "bytes": 80677, "src": "media/ngc-2237/crop-b01700c6-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 126462, "src": "media/ngc-2237/crop-b01700c6-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Filamente gegen die dunkle Molekülwolke", "pixels": { "height": 1655, "width": 1200 }, "rect": { "height": 0.45091767794626453, "width": 0.21832109651711928, "x": 0.6827221074380165, "y": 0.488050368488046 }, "short_title": "Südostrand", "sky": { "dec_text": "+04° 30′ 41.1″", "height_arcmin": 28.863473960286452, "precision": "exact", "ra_text": "06h 32m 49.56s", "width_arcmin": 20.92819864189954 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Vordergrundstern (~100 Lj) mit bekanntem Exoplaneten — entdeckt im Jahr 2000", "id": "hd46375", "kind": "star", "label": "HD 46375", "radius": 0.044044, "radius_arcmin": 1.5, "x": 0.531632, "y": 0.613487 } ], "description_md": "Nordöstlich des Rings ziehen breite, schwache Hα-Schwaden hinaus — Ausläufer, die auf kurz belichteten Aufnahmen schlicht fehlen und erst mit Stunden an Belichtung auftauchen.\n\nDer markierte unscheinbare Stern ist eine Anekdote wert: **HD 46375**, nur rund hundert Lichtjahre entfernt, trägt einen der früh entdeckten Exoplaneten (im Jahr 2000, ein Saturn-Klasse-Planet auf Drei-Tage-Bahn). Vordergrundstern mit Planet, dahinter eine Sternfabrik in 5.000 Lichtjahren — zwei Welten in einem Ausschnitt.", "id": "2e89a982-f958-426a-92fe-11986b84d26b", "image": { "hdr": [ { "bytes": 119555, "src": "media/ngc-2237/crop-2e89a982-hdr-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 257522, "src": "media/ngc-2237/crop-2e89a982-hdr-1800.avif", "width": 1800 } ], "sdr": [ { "bytes": 173961, "src": "media/ngc-2237/crop-2e89a982-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 435140, "src": "media/ngc-2237/crop-2e89a982-1800.avif", "width": 1800 } ] }, "name": "Ausläufer im Nordosten — und ein Stern mit Planet", "pixels": { "height": 1965, "width": 1953 }, "rect": { "height": 0.5354815786722746, "width": 0.3553073347107438, "x": 0.0063228674734356555, "y": 0.46102970528130327 }, "short_title": "Nordost-Ausläufer", "sky": { "dec_text": "+05° 28′ 54.6″", "height_arcmin": 34.2699252761105, "precision": "exact", "ra_text": "06h 32m 57.06s", "width_arcmin": 34.060643289691505 } } ], "description_md": "Die Rosette ist keine einzelne, sauber begrenzte Blüte. Ihr vertrautes Aussehen entsteht aus einer großen H-II-Region, dunklen Staubbahnen und dem jungen Sternhaufen **NGC 2244** in der ausgehöhlten Mitte. Das rote Leuchten ist rekombinierender [Wasserstoff](#/wissen/wasserstoff); die dunklen Finger sind dichtes, kaltes Material vor dem helleren Gas. Bei rund **5.000 Lichtjahren Entfernung** (1,5 Kiloparsec) und ungefähr 80 Bogenminuten Durchmesser spannt die sichtbare Struktur grob **110 Lichtjahre** — die Rosette ist eine der größten Sternentstehungsregionen, die ein Gartenteleskop komplett ins Bild bekommt.\n\n**Der Name kam erst nach den Katalognummern.** William Herschel sah 1784 zunächst den Sternhaufen, nicht die fotografisch ausgedehnte Blüte. Albert Marth beschrieb 1864 einen Nebelknoten, Lewis Swift 1865 einen weiteren Abschnitt und 1886 noch einen. Deshalb verteilen sich die heute gemeinsam »Rosettennebel« genannten Bögen auf **NGC 2237, 2238, 2239 und 2246**, während NGC 2244 den zentralen Haufen bezeichnet — das Overlay ordnet die Nummern den Teilstücken zu. Die scheinbar einfache Blüte ist historisch ein Puzzle aus Beobachtungen verschiedener Nächte und Beobachter, die einander nicht kannten.\n\n**Sieben O-Sterne räumen die Mitte frei.** NGC 2244 enthält mehrere extrem heiße, massereiche Sterne — allen voran **HD 46223** (Spektraltyp O4) und **HD 46150** (O5). Ihre ultraviolette Strahlung ionisiert den Wasserstoff, ihre Winde und ihr Strahlungsdruck haben eine riesige Höhlung in die ursprüngliche Molekülwolke gearbeitet: Die Rosette ist ein Ring, weil wir durch ein ausgeblasenes Loch auf seine leuchtenden Wände schauen. Die hellen Säume liegen dort, wo eine [Ionisationsfront](#/wissen/ionisationsfronten) auf dichteres Material trifft; der [Haufen](#/wissen/sternhaufen) selbst ist nur wenige Millionen Jahre alt — astronomisch ein Neugeborenes.\n\n**Geburt und Erosion laufen gleichzeitig.** An einigen komprimierten Wolkenrändern sitzen junge Sterne, weshalb die Rosette oft als Musterbeispiel »getriggerter« [Sternentstehung](#/wissen/sternentstehung) erzählt wird. Das Bild ist differenzierter: Lokale Kompression durch die Haufensterne ist plausibel und beobachtet; Studien sprechen zugleich gegen eine einfache, überall radial fortschreitende Entstehungswelle. Dieselben Sterne können an einem Rand den Kollaps fördern und wenige Lichtjahre weiter eine Wolke schneller abtragen, als sie neue Sterne bildet. Die dunklen Säulen und Globulenketten am Innenrand — kleine Verwandte des Elefantenrüssels — sind genau diese Front bei der Arbeit.\n\n**Was diese Breitbandaufnahme zeigt.** Anders als eine Hα/O-III-Falschfarbendarstellung sammelt die modifizierte Canon hier das breite sichtbare Spektrum: Die warmen und kühlen Sternfarben bleiben erhalten, die starke Hα-Empfindlichkeit der umgebauten Kamera holt die feinen roten Filamente weit über den hellen Ring hinaus — und im Zentrum schimmert es grünlich, wo der doppelt ionisierte Sauerstoff dem heißesten Teil der Höhle seine eigene [Farbe](#/wissen/farben) gibt.", "focus": { "x": 0.5237, "y": 0.5017 }, "geometry": { "dec_deg": 4.98069879892532, "dec_text": "+04° 58′ 50.5″", "field_height_deg": 1.0667567918857128, "field_width_deg": 1.5975191629983319, "orientation": "Norden links", "pixel_scale_arcsec": 1.0464099320949771, "precision": "exact", "ra_deg": 97.9847996063783, "ra_text": "06h 31m 56.35s", "rms_arcsec": 0.6596536569739986, "rotation_deg": -89.1736855628543, "solver": "PixInsight ImageSolver 6.4.2", "source": "plate-solve", "star_count": 1275, "wcs": { "cd": [ [ -4.331256737096517e-06, -0.0002907359216542545 ], [ -0.00029053962226357875, 4.2475183308614865e-06 ] ], "crpix": [ 2749.5179978344167, 1835.5649453094395 ], "crval": [ 97.98479882024708, 4.980698981673288 ], "height": 3670, "width": 5496 } }, "hdr": true, "hdr_detail": { "dtype": "float32 (HdrDecode)", "fraction_above_white": 0.009043, "peak_vs_sdr_white": 3.711, "profile": "AVIF, Gain-Map angewandt (Quelle unbekannt)", "transfer": "linear" }, "headline": "Rosettennebel · NGC 2237 — eine kosmische Blüte aus mehreren Katalognummern", "image": { "hdr": [ { "bytes": 199055, "src": "media/ngc-2237/full-hdr-1280.avif", "width": 1280 }, { "bytes": 359877, "src": "media/ngc-2237/full-hdr-2048.avif", "width": 2048 }, { "bytes": 760654, "src": "media/ngc-2237/full-hdr-3840.avif", "width": 3840 } ], "height": 3670, "navigator": { "bytes": 113241, "src": "media/ngc-2237/navigator-720.avif", "width": 720 }, "navigator_gain": { "bytes": 14822, "src": "media/ngc-2237/navigator-gain-1024.webp", "stops": 4.0, "width": 1024 }, "poster_hdr": [ { "bytes": 88018, "src": "media/ngc-2237/poster-hdr-720.avif", "width": 720 } ], "poster_sdr": [ { "bytes": 113241, "src": "media/ngc-2237/poster-720.avif", "width": 720 } ], "sdr": [ { "bytes": 269958, "src": "media/ngc-2237/full-1280.avif", "width": 1280 }, { "bytes": 536752, "src": "media/ngc-2237/full-2048.avif", "width": 2048 }, { "bytes": 1272950, "src": "media/ngc-2237/full-3840.avif", "width": 3840 } ], "width": 5496 }, "lunar": null, "object_kind": "deep_sky", "processing_md": "Historische Aufnahme aus zwei Nächten vom **30. 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Die Galerie-TIFF ist die verlustarme 16-Bit-Screen-Kombination derselben gestreckten Stern- und Nebelebenen, die auch in die strukturierte Photoshop-PSB übernommen werden.\n\nDie alten Projektdaten enthalten keine moderne gehashte WBPP-Liste der 42 tatsächlich integrierten Einzeldateien. Framezahl, Einzelzeit und Nächte stammen deshalb transparent aus der historischen PixInsight-Integration und den erhaltenen Quelldateinamen; sie werden nicht aus einem einzelnen Master-`EXPTIME` hochgerechnet.\n\nDie veröffentlichte Datei wurde unabhängig astrometrisch gelöst: **1.275 Gaia-Referenzsterne**, Restfehler **0,66″**, Maßstab **1,0464″/Pixel**, Feld **1,60 × 1,07°**, Bilddrehung −89° — Norden liegt links, Westen oben. 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Bond, Goldschmidt und Meton — dieselbe verkürzte Polarregion, die auch der Dreiviertelmond-Eintrag zeigt, nur kommt das Licht diesmal von der anderen Seite: Dort war es Mondabend, hier ist es Mondmorgen.\n\nWer beide Ausschnitte vergleicht, sieht denselben Wall einmal von Osten und einmal von Westen beleuchtet — die einfachste Anschauung dafür, dass Mondbeobachter dieselbe Region über einen Monat hinweg mehrfach »neu« bekommen.", "id": "2d8a0929-4318-420e-864a-8d378c3a5521", "image": { "hdr": [ { "bytes": 47217, "src": "media/mond25p-rc/crop-2d8a0929-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 37139, "src": "media/mond25p-rc/crop-2d8a0929-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Die Nordpolarregion — dieselben Wälle, das andere Licht", "pixels": { "height": 402, "width": 930 }, "rect": { "height": 0.079623856257379, "width": 0.24558183293978741, "x": 0.45214728453364816, "y": 0.009823273317591502 }, "short_title": "Nordpolregion", "sky": null }, { "annotations": [ { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "\"Sea of Cold.\"", "id": "mare-frigoris", "kind": "lunar-mare, maria", "label": "Mare Frigoris", "radius": 0.16, "x": 0.533615, "y": 0.01142 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Named from terrestrial Alps.", "id": "montes-alpes", "kind": "lunar-mons, montes", "label": "Montes Alpes", "radius": 0.16, "x": 0.397168, "y": 0.222913 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Named from terrestrial Caucasus Mountains.", "id": "montes-caucasus", "kind": "lunar-mons, montes", "label": "Montes Caucasus", "radius": 0.16, "x": 0.587904, "y": 0.726024 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "\"Marsh of Decay.\"", "id": "palus-putredinis", "kind": "lunar-palus, paludes", "label": "Palus Putredinis", "radius": 0.16, "x": 0.081912, "y": 0.943426 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "\"Alpine Valley.\"", "id": "vallis-alpes", "kind": "lunar-vallis, valles", "label": "Vallis Alpes", "radius": 0.16, "x": 0.527127, "y": 0.255599 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Greek philosopher c.428-c.347 B.C.", "id": "plato", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Plato", "radius": 0.105858, "x": 0.211402, "y": 0.033746 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Greek astronomer, philosopher (383-322 B.C.).", "id": "aristoteles", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Aristoteles", "radius": 0.092067, "x": 0.911296, "y": 0.409978 } ], "description_md": "Der Sonnenaufgang erreicht gerade die **Montes Alpes**: Die Gipfel fangen schon Licht, während **Plato** dahinter noch vollständig in der Nacht liegt — nur als markierter Kreis im Dunkel zu erahnen. Quer durch das Gebirge läuft die schnurgerade **Vallis Alpes**.\n\n**Aristoteles** rechts steht bereits im vollen Morgenlicht und zeigt seine Terrassen. Ein Tag später wäre Plato heraus, zwei Tage später das Relief hier schon wieder halb verschwunden — am Terminator hat jede Stunde ihr eigenes Bild.", "id": "0922e8a2-0a55-4857-a1cb-e43b45d15ae4", "image": { "hdr": [ { "bytes": 89948, "src": "media/mond25p-rc/crop-0922e8a2-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 88343, "src": "media/mond25p-rc/crop-0922e8a2-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Alpen und Alpental im ersten Licht — Plato wartet noch", "pixels": { "height": 837, "width": 953 }, "rect": { "height": 0.1656605113636364, "width": 0.2516694952774498, "x": 0.37908150088547815, "y": 0.05526283020956317 }, "short_title": "Alpen am Terminator", "sky": null }, { "annotations": [ { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "\"Sea of Serenity.\"", "id": "mare-serenitatis", "kind": "lunar-mare, maria", "label": "Mare Serenitatis", "radius": 0.16, "x": 0.409545, "y": 0.498587 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Named from terrestrial Caucasus Mountains.", "id": "montes-caucasus", "kind": "lunar-mons, montes", "label": "Montes Caucasus", "radius": 0.16, "x": 0.27162, "y": 0.126945 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Named for range in the Balkans.", "id": "montes-haemus", "kind": "lunar-mons, montes", "label": "Montes Haemus", "radius": 0.16, "x": 0.125692, "y": 0.71705 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "\"Lake of Death.\"", "id": "lacus-mortis", "kind": "lunar-lacus, lacūs", "label": "Lacus Mortis", "radius": 0.124071, "x": 0.707321, "y": 0.12536 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Latin spelling for Greek mythological hero Heracles.", "id": "hercules", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Hercules", "radius": 0.053381, "x": 0.933114, "y": 0.19606 } ], "description_md": "**Mare Serenitatis**, komplett beleuchtet und doch noch im flachen Morgenlicht: Die Basaltfläche zeigt ihre Runzelrücken und die feinen Helligkeitsstufen der einzelnen Lavagüsse. Eingefasst wird sie von den **Montes Caucasus** und den **Montes Haemus** — Resten des Beckenwalls.\n\nAm Rand liegen der dunkle **Lacus Mortis** und der terrassierte **Hercules**. Das Serenitatis-Becken gehört zu den Riesenstrukturen des Großen Bombardements — die Zeitleiste dazu steht im Mond-Wissensartikel.", "id": "554212fa-9b3d-435c-9f69-aa022ecf25e0", "image": { "hdr": [ { "bytes": 86670, "src": "media/mond25p-rc/crop-554212fa-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 134804, "src": "media/mond25p-rc/crop-554212fa-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Das Meer der Heiterkeit im Mondmorgen", "pixels": { "height": 1258, "width": 1282 }, "rect": { "height": 0.2490718620867769, "width": 0.3386308293978749, "x": 0.4350603231995277, "y": 0.14391787190082644 }, "short_title": "Mare Serenitatis", "sky": null }, { "annotations": [], "description_md": "Nahe der Mitte der Mondscheibe liegt unspektakulär wirkendes, aber fein gezeichnetes Gelände: dunkle Lavaflecken zwischen halb versunkenen Kratern, durchzogen von schnurgeraden Rillen. Solche **Rimae** sind Dehnungsgräben und eingestürzte Lavakanäle — Tektonik im Kleinformat, die nur Streiflicht sichtbar macht.\n\nDie katalogisierten Nachbarn **Rima Hyginus** und **Rima Ariadaeus** sind knapp oberhalb markiert; ihre Ausläufer und Verwandten ziehen durch diesen Ausschnitt.", "id": "92bd2fe5-41a7-4d92-ac56-cf54e666a029", "image": { "hdr": [ { "bytes": 92312, "src": "media/mond25p-rc/crop-92bd2fe5-hdr-785.avif", "width": 785 } ], "sdr": [ { "bytes": 81593, "src": "media/mond25p-rc/crop-92bd2fe5-785.avif", "width": 785 } ] }, "name": "Gräben und Lavaflecken an der Scheibenmitte", "pixels": { "height": 683, "width": 785 }, "rect": { "height": 0.13509767930932703, "width": 0.20740481109799294, "x": 0.18483434179456906, "y": 0.42659985610979934 }, "short_title": "Rillenland", "sky": null }, { "annotations": [ { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "\"Sea of Nectar.\"", "id": "mare-nectaris", "kind": "lunar-mare, maria", "label": "Mare Nectaris", "radius": 0.16, "x": 0.923775, "y": 0.932511 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "St. Catherine of Alexandria; Greek theologian, philosopher (unkn-c. 307).", "id": "catharina", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Catharina", "radius": 0.12, "x": 0.198509, "y": 0.762933 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Saint Cyril; Egyptian theologian, chronologist (unkn-A.D. 444).", "id": "cyrillus", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Cyrillus", "radius": 0.12, "x": 0.382868, "y": 0.39637 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Greek astronomer (unkn-A.D. 412).", "id": "theophilus", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Theophilus", "radius": 0.12, "x": 0.574948, "y": 0.324788 } ], "description_md": "Das berühmteste Krater-Dreigestirn des Mondes, perfekt am Terminator erwischt: **Theophilus** mit scharfem Wall und Zentralberg, daneben **Cyrillus**, dessen Rand von Theophilus überprägt wird, und die noch ältere, weichgezeichnete **Catharina**.\n\nDie Überlappung ist die Pointe: Wer wessen Wall durchschlägt, ist jünger — dieselbe Schatten-Stratigraphie wie beim Dreiviertelmond, hier in einer einzigen Dreierreihe. Rechts beginnt das **Mare Nectaris**.", "id": "e1163d1f-a3c4-4932-93bf-988f1ab125df", "image": { "hdr": [ { "bytes": 29408, "src": "media/mond25p-rc/crop-e1163d1f-hdr-619.avif", "width": 619 } ], "sdr": [ { "bytes": 51629, "src": "media/mond25p-rc/crop-e1163d1f-619.avif", "width": 619 } ] }, "name": "Theophilus, Cyrillus, Catharina — drei Alter in einer Reihe", "pixels": { "height": 470, "width": 619 }, "rect": { "height": 0.09300633670306968, "width": 0.16355980667060216, "x": 0.40231146694214875, "y": 0.5675742049144038 }, "short_title": "Theophilus-Trio", "sky": null }, { "annotations": [ { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Maurolico, Francesco; Italian mathematician (1494-1575).", "id": "maurolycus", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Maurolycus", "radius": 0.12, "x": 0.590351, "y": 0.454574 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Johann; German astronomer, mathematician (1452-1531).", "id": "stofler", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Stofler", "radius": 0.12, "x": 0.275499, "y": 0.249376 } ], "description_md": "**Stöfler** und **Maurolycus**, die beiden Veteranen des südlichen Hochlands — auch sie ein Wiedersehen mit dem Dreiviertelmond-Eintrag, unter umgekehrter Beleuchtung. Diesmal steht die Sonne im Osten, und die jüngeren Einschläge auf Stöflers Boden werfen ihre Schatten zur anderen Seite.\n\nDass beide Bilder derselben Region so verschieden aussehen, ist keine Schwäche der Fotografie, sondern ihr Werkzeug: Erst zwei Lichtrichtungen zusammen zeigen die volle Form.", "id": "1a4c13ef-1694-4b9b-83e1-a4ecdf9c55b0", "image": { "hdr": [ { "bytes": 69409, "src": "media/mond25p-rc/crop-1a4c13ef-hdr-740.avif", "width": 740 } ], "sdr": [ { "bytes": 84061, "src": "media/mond25p-rc/crop-1a4c13ef-740.avif", "width": 740 } ] }, "name": "Stöfler und Maurolycus — das Wiedersehen im Gegenlicht", "pixels": { "height": 596, "width": 740 }, "rect": { "height": 0.11801417687426208, "width": 0.19543240850059035, "x": 0.109259703364817, "y": 0.7202361736275089 }, "short_title": "Stöfler & Maurolycus", "sky": null }, { "annotations": [], "description_md": "Zwischen der (oberhalb markierten) Steilstufe Rupes Recta und Stöfler schiebt sich eine Kette großer, alter Wallebenen aus der Nacht — die Region um **Purbach, Regiomontanus und Walther**. Ihre Ostwälle glühen bereits, die Böden liegen noch im Schwarz.\n\nGenau an dieser Kante entsteht zur Halbmondphase das berühmte **»Lunar X«** — ein Lichtkreuz aus den sich berührenden Wällen, das nur wenige Stunden lang aufleuchtet. Ein Grund mehr, warum das erste Viertel die Lieblingsphase der Mondbeobachter ist.", "id": "0c2dc22d-f36c-4ad6-a524-2f3e2f000dad", "image": { "hdr": [ { "bytes": 41816, "src": "media/mond25p-rc/crop-0c2dc22d-hdr-521.avif", "width": 521 } ], "sdr": [ { "bytes": 31457, "src": "media/mond25p-rc/crop-0c2dc22d-521.avif", "width": 521 } ] }, "name": "Purbach, Regiomontanus, Walther — die Kette taucht auf", "pixels": { "height": 654, "width": 521 }, "rect": { "height": 0.1294804272432113, "width": 0.1376180637544274, "x": 0.09918738931523022, "y": 0.5827311005755609 }, "short_title": "Kette am Terminator", "sky": null }, { "annotations": [], "description_md": "Ganz im Süden, wo sich die Krater ohnehin drängen, zerlegt der flache Sonnenstand das Hochland in ein Muster aus glühenden Wällen und schwarzen Böden. Kaum eine Fläche ist eben: Hier liegt die älteste, dichtest getroffene Kruste der Vorderseite.\n\nDer große **Moretus** mit seinem Zentralberg steht knapp außerhalb des Ausschnitts — markiert am Rand. Die Region lohnt den Vergleich mit dem Dreiviertelmond-Eintrag, wo dieselbe Gegend unter Abendlicht steht.", "id": "83b4e75d-62e9-4f11-af8e-e3e5a93ca6ef", "image": { "hdr": [ { "bytes": 23013, "src": "media/mond25p-rc/crop-83b4e75d-hdr-448.avif", "width": 448 } ], "sdr": [ { "bytes": 23083, "src": "media/mond25p-rc/crop-83b4e75d-448.avif", "width": 448 } ] }, "name": "Das südliche Hochland in der ersten Stunde", "pixels": { "height": 378, "width": 448 }, "rect": { "height": 0.07488862345041325, "width": 0.11829434769775679, "x": 0.0467135847107438, "y": 0.8381119945395514 }, "short_title": "Südterminator", "sky": null }, { "annotations": [ { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "\"Sea of Serenity.\"", "id": "mare-serenitatis", "kind": "lunar-mare, maria", "label": "Mare Serenitatis", "radius": 0.16, "x": 0.997507, "y": 0.505035 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Named from terrestrial Apennines.", "id": "montes-apenninus", "kind": "lunar-mons, montes", "label": "Montes Apenninus", "radius": 0.16, "x": 0.322638, "y": 0.485877 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Named from terrestrial Caucasus Mountains.", "id": "montes-caucasus", "kind": "lunar-mons, montes", "label": "Montes Caucasus", "radius": 0.16, "x": 0.845173, "y": 0.135109 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Named for range in the Balkans.", "id": "montes-haemus", "kind": "lunar-mons, montes", "label": "Montes Haemus", "radius": 0.16, "x": 0.684001, "y": 0.72249 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Named from nearby crater.", "id": "rima-hyginus", "kind": "lunar-rima, rimae", "label": "Rima Hyginus", "radius": 0.16, "x": 0.375444, "y": 0.944452 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "\"Marsh of Decay.\"", "id": "palus-putredinis", "kind": "lunar-palus, paludes", "label": "Palus Putredinis", "radius": 0.155733, "x": 0.429836, "y": 0.279038 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Named from nearby Mountain (Mons Hadley).", "id": "rima-hadley", "kind": "lunar-rima, rimae", "label": "Rima Hadley", "radius": 0.100184, "x": 0.505937, "y": 0.360644 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Greek physicist, mathematician (c. 287-212 B.C.).", "id": "archimedes", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Archimedes", "radius": 0.069941, "x": 0.341654, "y": 0.172229 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "James; British astronomer (1693-1762).", "id": "mons-bradley", "kind": "lunar-mons, montes", "label": "Mons Bradley", "radius": 0.026, "x": 0.361319, "y": 0.437509 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Christiaan; Dutch astronomer, mathematician, physicist (1629-1695).", "id": "mons-huygens", "kind": "lunar-mons, montes", "label": "Mons Huygens", "radius": 0.026, "x": 0.228576, "y": 0.449 } ], "description_md": "Der dramatischste Moment des Ausschnittsatzes: Die **Montes Apenninus** — der aufgeworfene Rand des Imbrium-Einschlags — stehen als glühende Front direkt am Terminator, **Mons Huygens** und **Mons Bradley** als erste Lichtinseln. **Archimedes** dahinter ist erst zur Hälfte aus der Nacht.\n\nBei **Palus Putredinis** ist die **Rima Hadley** markiert — das Apollo-15-Gelände, das der Dreiviertelmond-Eintrag im vollen Relief zeigt. Das Mare Imbrium selbst liegt noch fast vollständig im Dunkel: Sein Sonnenaufgang kommt erst einen Tag später.", "id": "c5641447-2e67-40d8-8b4d-7c5d8bfb8ba2", "image": { "hdr": [ { "bytes": 93607, "src": "media/mond25p-rc/crop-c5641447-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 82165, "src": "media/mond25p-rc/crop-c5641447-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Die Apenninen tauchen aus der Nacht", "pixels": { "height": 1264, "width": 1161 }, "rect": { "height": 0.2502271343713105, "width": 0.3066014241440378, "x": 0.26790787337662336, "y": 0.1417283887987013 }, "short_title": "Apenninen im Morgen", "sky": null }, { "annotations": [ { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Johann von; Scottish-born German astronomer (1805-1879).", "id": "lamont", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Lamont", "radius": 0.12, "x": 0.95395, "y": 0.220475 } ], "description_md": "**Mare Tranquillitatis**, das Meer der ersten Mondlandung, im flachen Morgenlicht. Genau diese Beleuchtung braucht man für **Lamont**: einen versunkenen Krater, von dem nur noch ein Muster aus Runzelrücken im Basalt übrig ist — bei hoher Sonne verschwindet er restlos.\n\nEin Geisterkrater wie dieser ist Archäologie im Streiflicht: Die Lava hat die Struktur begraben, aber ihre Setzung zeichnet den alten Ring als flaches Relief nach — Zentimeter pro Kilometer, nur sichtbar, wenn das Licht fast waagerecht einfällt.", "id": "b8426b58-089e-421d-88ef-92f13124557a", "image": { "hdr": [ { "bytes": 42309, "src": "media/mond25p-rc/crop-b8426b58-hdr-533.avif", "width": 533 } ], "sdr": [ { "bytes": 62898, "src": "media/mond25p-rc/crop-b8426b58-533.avif", "width": 533 } ] }, "name": "Das Meer der Ruhe — und ein Krater, den es kaum noch gibt", "pixels": { "height": 574, "width": 533 }, "rect": { "height": 0.1135487381936246, "width": 0.14080025088547815, "x": 0.411078623081464, "y": 0.4302040289256199 }, "short_title": "Tranquillitatis & Lamont", "sky": null }, { "annotations": [ { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Named from terrestrial Altai Mountains.", "id": "rupes-altai", "kind": "lunar-rupes, rupēs", "label": "Rupes Altai", "radius": 0.16, "x": 0.554812, "y": 0.380184 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "St. Catherine of Alexandria; Greek theologian, philosopher (unkn-c. 307).", "id": "catharina", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Catharina", "radius": 0.12, "x": 0.80283, "y": 0.025051 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "Alessandro; Italian astronomer (1508-1578).", "id": "piccolomini", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Piccolomini", "radius": 0.12, "x": 0.852014, "y": 0.891618 }, { "catalogue": "USGS/IAU", "detail": "John of Holywood, Johannes Sacrobuschus; British astronomer, mathematician (c. 1200-1256).", "id": "sacrobosco", "kind": "lunar-crater, craters", "label": "Sacrobosco", "radius": 0.12, "x": 0.186595, "y": 0.184255 } ], "description_md": "Die **Rupes Altai** zieht als heller, geschwungener Wall quer durchs Bild — keine Verwerfung im irdischen Sinn, sondern der stehen gebliebene äußere Ring des Nectaris-Beckens: die versteinerte Druckwelle eines Rieseneinschlags, rund 500 Kilometer lang.\n\nAn ihrem Südende sitzt der scharfe **Piccolomini**, weiter nördlich **Sacrobosco** und **Catharina** — und wer die Linie weiterdenkt, landet wieder beim Theophilus-Trio am Beckenrand. Im Streiflicht des ersten Viertels ist die Stufe so deutlich wie sonst nie.", "id": "547f8078-01ff-4266-b293-96947257935d", "image": { "hdr": [ { "bytes": 47696, "src": "media/mond25p-rc/crop-547f8078-hdr-597.avif", "width": 597 } ], "sdr": [ { "bytes": 73735, "src": "media/mond25p-rc/crop-547f8078-597.avif", "width": 597 } ] }, "name": "Die Altai-Steilstufe — der Rand eines Beckens", "pixels": { "height": 645, "width": 597 }, "rect": { "height": 0.1276541285419126, "width": 0.15764739521841797, "x": 0.30821557703659974, "y": 0.6353340374114522 }, "short_title": "Rupes Altai", "sky": null } ], "description_md": "**Der zunehmende Halbmond ist der Mond der frühen Stunden.** Er steht schon bei Sonnenuntergang hoch am Himmel und gehört der ersten Nachthälfte — das Gegenstück zum abnehmenden Dreiviertelmond dieser Galerie, den man sich um zwei Uhr früh verdienen muss. Und er ist die Kraterstunde schlechthin: Der Terminator läuft mitten über die Scheibe, genau dort, wo die großen Wallebenen und Gebirgsketten liegen.\n\n**Das Datum stand nicht dabei — die Registrierung hat es wiedergefunden.** Zu dieser Aufnahme ist keine Aufnahmezeit überliefert. Beim geometrischen Registrieren gegen NASA-Referenzen verschiedener Tage fiel die Entscheidung aber eindeutig aus: Der Abend des **21. Oktober 2012** passt mit 131 Bildtreffern und 2,9 Pixeln Restfehler, die Nachbartage scheitern oder passen messbar schlechter — und nur am 21. liegt der Terminator exakt so, wie ihn das Bild zeigt: die Alpen halb, Plato und die Apenninen noch in der Nacht. Damit gehört das Panorama in dieselbe Oktoberserie wie die beiden anderen Mondbilder: **21. Oktober** (zunehmend, 46 %), **7. Oktober** (abnehmend, 63 %) und **29. Oktober** (voll).\n\nWas der Terminator hier freilegt, ist das komplette Programm des ersten Viertels: die aus der Nacht tauchenden **Apenninen**, das voll beleuchtete **Mare Serenitatis** im Mondmorgen, das Krater-Dreigestirn **Theophilus, Cyrillus und Catharina**, die **Altai-Steilstufe** als gebogener Beckenrand und im Süden das zerschossene Hochland. Norden liegt in diesem Bild oben; die Ausschnitte arbeiten sich von Pol zu Pol durch.\n\nZusammen sind die drei Mondeinträge ein Lehrstück in einem einzigen Punkt, den der [Mond-Artikel](#/wissen/mond) ausführt: Die Beleuchtung entscheidet, was ein Mondfoto zeigt. Dieselben Regionen erscheinen hier im Streiflicht des Mondmorgens, im Dreiviertelmond aus der Gegenrichtung — und bei Vollmond als reine Helligkeitskarte ohne jedes Relief.\n\nAlle Beschriftungen sind gerechnet, nicht nach Augenmaß gesetzt: Das Bild wurde geometrisch auf die NASA-Referenz der ermittelten Stunde registriert, die Namen folgen der offiziellen USGS/IAU-Nomenklatur. Details stehen unter »Aufnahme & Bearbeitung«.", "focus": null, "geometry": null, "hdr": true, "hdr_detail": { "dtype": "float32 (HdrDecode)", "fraction_above_white": 0.028529, "peak_vs_sdr_white": 2.6, "profile": "AVIF, Gain-Map angewandt (Quelle unbekannt)", "transfer": "linear" }, "headline": "Zunehmender Halbmond bei 46 % · Die Kraterstunde des Abendhimmels", "image": { "hdr": [ { "bytes": 245037, "src": "media/mond25p-rc/full-hdr-1280.avif", "width": 1280 }, { "bytes": 538470, "src": "media/mond25p-rc/full-hdr-2048.avif", "width": 2048 } ], "height": 5052, "navigator": null, "navigator_gain": null, "poster_hdr": [ { "bytes": 94107, "src": "media/mond25p-rc/poster-hdr-720.avif", "width": 720 } ], "poster_sdr": [ { "bytes": 111743, "src": "media/mond25p-rc/poster-720.avif", "width": 720 } ], "sdr": [ { "bytes": 293016, "src": "media/mond25p-rc/full-1280.avif", "width": 1280 }, { "bytes": 669287, "src": "media/mond25p-rc/full-2048.avif", "width": 2048 } ], "width": 3786 }, "lunar": { "capture_time": "2012-10-21T20:30:00+02:00", "phase_percent": 45.72 }, "object_kind": "solar_system", "processing_md": "Die Aufnahme gehört zur Oktoberserie 2012 und entstand mit derselben Kette wie die beiden anderen Mondpanoramen dieser Galerie: **GSO 8″ f/4 Newton mit 800 mm Brennweite**, **Tele Vue 2,5×-Barlow** und **ALCCD-Full-HD-Planetenkamera**. Der Mond wurde in Videosequenzen gefilmt, per **Lucky Imaging** auf die schärfsten Momente reduziert und kachelweise zu einem Panorama von **3.786 × 5.052 Pixeln** zusammengesetzt. Die AVIF-Fassung wurde 2026 in Photoshop/Camera Raw mit HDR-Gain-Map ausgegeben.\n\nDie Datierung ist rekonstruiert, nicht überliefert: Die Registrierung gegen phasen- und librationskorrekte NASA-Referenzen verschiedener Stunden identifiziert den **Abend des 21. Oktober 2012** eindeutig (Referenz 18:30 UT, Beleuchtung 45,7 %) — **131 geometrisch konsistente Bildtreffer** bei einem medianen Restfehler von **2,91 Pixeln**, während die Referenzen der Nachbartage scheitern oder deutlich schlechter passen. Anschließend wurden die offiziellen Koordinaten aus dem USGS/IAU-Gazetteer of Planetary Nomenclature in das Bild projiziert. Das Verfahren dient der belastbaren Benennung — eine photogrammetrische Höhenmessung ist es nicht.", "rating": null, "science_links": [ { "title": "Mondphasen (Wikipedia)", "url": "https://de.wikipedia.org/wiki/Mondphase" }, { "title": "NASA SVS Dial-a-Moon — die Referenz der Registrierung", "url": "https://svs.gsfc.nasa.gov/5187" }, { "title": "USGS/IAU Gazetteer of Planetary Nomenclature", "url": "https://planetarynames.wr.usgs.gov/" } ], "slug": "mond25p-rc", "source_file": "Mond25p_rc.avif", "target": "Moon", "translation": { "complete": true, "fell_back": [], "lang": "de", "primary": true, "stale": [] } }, { "acquisition": { "date_end": "2026-09-01", "date_source": "embedded-xmp", "date_start": "2026-08-23", "filter": "Duo-Band", "frame_count": 72, "instrument": "ZWO ASI2600MC Air", "location": "Friedrichsdorf · DE", "pixel_scale_arcsec": 2.222, "session_count": 7, "target_name": "NGC 6888", "telescope": "William Optics RedCat 71", "total_exposure_seconds": 13140.0 }, "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "[O III]-Bogen, vom Wind von WR 134 aufgesammelte Hülle (Anon 20h10) — im Duo-Band türkis", "id": "wr134-ring", "kind": "nebula", "label": "WR-134-Ringnebel", "radius": 0.066219, "radius_arcmin": 14.0, "x": 0.89586, "y": 0.248865 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Sichelnebel, die aufgesammelte Rote-Riesen-Huelle", "id": "ngc6888", "kind": "nebula", "label": "NGC 6888", "radius": 0.042569, "radius_arcmin": 9.0, "x": 0.247793, "y": 0.344574 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Schwache H-II-Struktur im P-Cygni-Feld des Cygnus-Panoramas", "id": "dwb24", "kind": "nebula", "label": "DWB 24", "radius": 0.033109, "radius_arcmin": 7.0, "x": 0.275587, "y": 0.952343 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Schwache H-II-Region im dunklen Mittelteil des Feldes (Dickel, Wendker & Bieritz 1969)", "id": "dwb12", "kind": "nebula", "label": "DWB 12", "radius": 0.02838, "radius_arcmin": 6.0, "x": 0.522913, "y": 0.293579 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Als Molekülwolke katalogisierter Bereich am oberen Rand. 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Der Sichelnebel ist eine Windblase: Der Wolf-Rayet-Stern **WR 136** (im Overlay markiert, der unscheinbare Stern nahe der Mitte) bläst mit rund 1 700 km/s in das Material, das er in seiner Riesenphase langsam abgegeben hat, und schiebt es zu einer Schale zusammen. Die rot-weißen Filamente sind diese aufgesammelte Schale in Hα; die türkise Haut außen ist [O III] – frisch geschocktes, hoch angeregtes Gas, im Duo-Band als eigene Farbe sichtbar.\n\nDie Asymmetrie ist keine Laune: Nach Nordwesten (hier oben links) läuft die Front in dichteres Material und leuchtet schärfer. Ein eigenes Porträt der Sichel und ein Artikel über [Wolf-Rayet-Sterne](#/wissen/wolf-rayet-sterne) stehen in dieser Galerie; hier geht es um den Vergleich mit dem Ring um WR 134 zwei Grad weiter südlich.", "id": "a13d9fdc-3ea9-45b0-a606-989db404e2ce", "image": { "hdr": [ { "bytes": 64141, "src": "media/ngc-6888/crop-a13d9fdc-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 108148, "src": "media/ngc-6888/crop-a13d9fdc-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Die Sichel: WR 136 holt seinen alten Wind ein", "pixels": { "height": 807, "width": 1093 }, "rect": { "height": 0.21189642104725553, "width": 0.1911802685950413, "x": 0.16137378246753245, "y": 0.2486375033649536 }, "short_title": "NGC 6888", "sky": { "dec_text": "+38° 19′ 14.6″", "height_arcmin": 29.84885358192162, "precision": "exact", "ra_text": "20h 12m 13.24s", "width_arcmin": 40.42725770141305 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "PN G75.5+1.7 (PN Ju 1), erst 2008 entdeckt, fast nur O III", "id": "soap-bubble", "kind": "nebula", "label": "Seifenblasennebel", "radius": 0.105406, "radius_arcmin": 2.5, "x": 0.502526, "y": 0.518804 } ], "description_md": "Rund 24 × 17 Bogenminuten; die Blase selbst hat etwa 4′ Durchmesser. **PN Ju 1**, der Seifenblasennebel, ist ein [planetarischer Nebel](#/wissen/planetarische-nebel), den der Amateurastronom Dave Jurasevich 2008 auf eigenen Aufnahmen entdeckte – so spät, weil er fast nur im [O III] leuchtet und in Hα-Aufnahmen im Hintergrund von Cygnus X untergeht. Genau das zeigt der Duo-Band-Filter: eine türkise Kugel in einem roten Meer.\n\nDie fast perfekte Rundheit spricht für eine ruhige Umgebung und eine späte Entwicklungsstufe; der Zentralstern ist zu schwach für diese Aufnahme. Die Entfernung ist nur grob bekannt, Schätzungen reichen von etwa 1 bis 4 kpc.", "id": "540a8238-4224-460b-936c-320c1033c4e8", "image": { "hdr": [ { "bytes": 23598, "src": "media/ngc-6888/crop-540a8238-hdr-641.avif", "width": 641 } ], "sdr": [ { "bytes": 40944, "src": "media/ngc-6888/crop-540a8238-641.avif", "width": 641 } ] }, "name": "Die Seifenblase: ein Amateurfund im Sauerstofflicht", "pixels": { "height": 464, "width": 641 }, "rect": { "height": 0.12173642198500156, "width": 0.11218362603305787, "x": 0.2608332718417945, "y": 0.5645748109903826 }, "short_title": "Seifenblase", "sky": { "dec_text": "+38° 03′ 03.3″", "height_arcmin": 17.162166123930152, "precision": "exact", "ra_text": "20h 15m 20.60s", "width_arcmin": 23.708940701377642 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Schwache H-II-Struktur im P-Cygni-Feld des Cygnus-Panoramas", "id": "dwb24", "kind": "nebula", "label": "DWB 24", "radius": 0.101465, "radius_arcmin": 7.0, "x": 0.267458, "y": 0.960986 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Offener Haufen westlich von P Cygni, ~4 kpc", "id": "gulliver23", "kind": "cluster", "label": "Gulliver 23", "radius": 0.039861, "radius_arcmin": 2.75, "x": 0.361904, "y": 0.254958 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Haufen in der Blickrichtung von P Cygni — nach Gaia-Parallaxe (0,26 mas) mehr als doppelt so weit wie der Stern, also kein Geburtshaufen", "id": "feibelman1", "kind": "cluster", "label": "Feibelman 1", "radius": 0.029715, "radius_arcmin": 2.05, "x": 0.372096, "y": 0.462861 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher; Namensgeber des P-Cygni-Linienprofils", "id": "p-cyg", "kind": "star", "label": "P Cygni", "radius": 0.02899, "radius_arcmin": 2.0, "x": 0.367444, "y": 0.4997 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Junger offener Haufen in Cyg OB1, ~2 kpc", "id": "ic4996", "kind": "cluster", "label": "IC 4996", "radius": 0.024642, "radius_arcmin": 1.7, "x": 0.72171, "y": 0.169797 } ], "description_md": "Etwa 110 × 60 Lichtjahre bei 1,7 kpc. Der helle blau-weiße Stern links ist **P Cygni** (34 Cyg, 4,8 mag), ein Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher mit mehreren hunderttausend Sonnenleuchtkräften. 1600 flammte er in einem Ausbruch auf 3 mag auf, verblasste, kehrte zurück und steht seit rund 300 Jahren fast konstant bei knapp 5 mag. Sein dichter Wind zeichnet in jede Spektrallinie dieselbe Signatur – Emission mit blauverschobener Absorption –, die seither *P-Cygni-Profil* heißt.\n\nDie zarte türkise Wolke um ihn ist [O III]-Emission im Umfeld des Sterns, nicht sein eigener, nur 22″ großer Auswurfnebel – der ist hier unaufgelöst. Die kleine Sterngruppe rechts oben ist **IC 4996**, ein junger Haufen in rund 2 kpc; der Haufen **Feibelman 1** direkt um P Cygni steht nach Gaia doppelt so weit entfernt und hat mit dem Stern nichts zu tun. P Cygni ist die Phase, die den drei Wolf-Rayet-Sternen dieses Feldes vorausgeht: der Stern verliert gerade seine Hülle ([Wolf-Rayet-Sterne](#/wissen/wolf-rayet-sterne)).", "id": "750ef10c-889c-463a-9c79-2c5237d4856e", "image": { "hdr": [ { "bytes": 72312, "src": "media/ngc-6888/crop-750ef10c-hdr-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 231489, "src": "media/ngc-6888/crop-750ef10c-hdr-1800.avif", "width": 1800 } ], "sdr": [ { "bytes": 105179, "src": "media/ngc-6888/crop-750ef10c-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 345106, "src": "media/ngc-6888/crop-750ef10c-1800.avif", "width": 1800 } ] }, "name": "P Cygni: der Veränderliche, nach dem ein Spektralprofil heißt", "pixels": { "height": 1010, "width": 1865 }, "rect": { "height": 0.26519764448120264, "width": 0.32631253689492323, "x": 0.1883116883116883, "y": 0.6974920974832196 }, "short_title": "P Cygni", "sky": { "dec_text": "+37° 52′ 52.9″", "height_arcmin": 37.35730126114106, "precision": "exact", "ra_text": "20h 17m 42.43s", "width_arcmin": 68.98155133864165 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Ringförmige H-II-Region um einen O6-Stern in ~4 kpc — Lehrbuchfall für „collect and collapse“ (Deharveng et al. 2003), weit hinter den WR-Sternen", "id": "sh2-104", "kind": "nebula", "label": "Sh2-104", "radius": 0.143814, "radius_arcmin": 3.5, "x": 0.351877, "y": 0.589507 } ], "description_md": "Etwa 90 × 80 Lichtjahre bei 4 kpc; der Ring selbst misst rund 7′, also 27 Lichtjahre. **Sh2-104** ist die fernste Struktur im Bild – weit hinter den Wolf-Rayet-Sternen, zufällig in derselben Blickrichtung. Ein einzelner O6-Stern hat eine fast geschlossene H-II-Blase aufgeblasen. Sie ist der Lehrbuchfall für „collect and collapse“: Die expandierende [Ionisationsfront](#/wissen/ionisationsfronten) sammelt das umgebende Molekülgas zu einer dichten Schale, die instabil wird und fragmentiert. Am Ring sitzen vier regelmäßig verteilte Klumpen mit eingebetteten jungen Haufen – die zweite Sterngeneration, ausgelöst von der ersten.\n\nIm Duo-Band ist die Blase reines Hα: Ein O6-Stern ist heiß, aber nicht heiß genug, um in dieser Entfernung nennenswert [O III] anzuregen. Der Unterschied zur türkisen Sichel ist der Unterschied zwischen einem O-Stern und einem Wolf-Rayet-Stern.", "id": "8e7e6930-5fd1-4366-b6f9-6c044b3e3656", "image": { "hdr": [ { "bytes": 48917, "src": "media/ngc-6888/crop-8e7e6930-hdr-658.avif", "width": 658 } ], "sdr": [ { "bytes": 80739, "src": "media/ngc-6888/crop-8e7e6930-658.avif", "width": 658 } ] }, "name": "Sh2-104: eine Blase, die selbst Sterne macht", "pixels": { "height": 559, "width": 658 }, "rect": { "height": 0.14683971282426533, "width": 0.11511216056670603, "x": 0.6086878320543092, "y": 0.8045653175935491 }, "short_title": "Sh2-104", "sky": { "dec_text": "+36° 46′ 00.4″", "height_arcmin": 20.675971688096883, "precision": "exact", "ra_text": "20h 17m 41.41s", "width_arcmin": 24.337726960228533 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "[O III]-Bogen, vom Wind von WR 134 aufgesammelte Hülle (Anon 20h10) — im Duo-Band türkis", "id": "wr134-ring", "kind": "nebula", "label": "WR-134-Ringnebel", "radius": 0.372413, "radius_arcmin": 14.0, "x": 0.696048, "y": 0.441437 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Offener Haufen nördlich des WR-134-Rings, ~3 kpc — Hintergrund", "id": "dolidze1", "kind": "cluster", "label": "Dolidze 1", "radius": 0.066502, "radius_arcmin": 2.5, "x": 0.122373, "y": 0.142313 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "HD 191765, V1769 Cyg — Wolf-Rayet WN6, 8,1 mag, veränderlich; Anreger des [O III]-Ringnebels, ~1,8 kpc", "id": "wr134", "kind": "star", "label": "WR 134", "radius": 0.053202, "radius_arcmin": 2.0, "x": 0.568028, "y": 0.526543 } ], "description_md": "Etwa 70 × 50 Lichtjahre bei 1,8 kpc. Der türkise Bogen ist der Ringnebel um **WR 134** (HD 191765, 8,1 mag), einen [Wolf-Rayet-Stern](#/wissen/wolf-rayet-sterne) vom selben Typ WN6 wie WR 136 in der Sichel. Auch hier hat der schnelle Wind den alten Riesenwind eingeholt – aber die Schale ist nur zu einer Seite geschlossen, nach der anderen offen ausgelaufen. Der Bogen leuchtet fast ausschließlich im [O III]: Das Gas ist hoch angeregt, Hα bleibt schwach. Im Bildeindruck ist das die reinste Sauerstoffstruktur des Feldes.\n\nWR 134 selbst steht als unscheinbarer Stern im Bogen (Overlay) und ist veränderlich: V1769 Cyg schwankt mit einer Periode von rund 2,3 Tagen, wahrscheinlich durch Strukturen im rotierenden Wind oder einen unsichtbaren Begleiter. Knapp unterhalb des Ausschnitts steht **WR 135**, ein WC8-Stern der Kohlenstoff-Sequenz – ohne eigenen Nebel. Die kleine Sterngruppe links oben ist **Dolidze 1**, ein Haufen im Hintergrund in rund 3 kpc.", "id": "3e483765-616a-4325-b38d-39cc734716d2", "image": { "hdr": [ { "bytes": 73414, "src": "media/ngc-6888/crop-3e483765-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 146145, "src": "media/ngc-6888/crop-3e483765-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Der Ring um WR 134: die offene Schwester der Sichel", "pixels": { "height": 785, "width": 1016 }, "rect": { "height": 0.20606021746824302, "width": 0.17781047077922074, "x": 0.7720954471664698, "y": 0.15790288402149197 }, "short_title": "WR 134", "sky": { "dec_text": "+36° 13′ 11.8″", "height_arcmin": 29.035130188114586, "precision": "exact", "ra_text": "20h 10m 11.45s", "width_arcmin": 37.579225823088436 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Schwache H-II-Region im dunklen Mittelteil des Feldes (Dickel, Wendker & Bieritz 1969)", "id": "dwb12", "kind": "nebula", "label": "DWB 12", "radius": 0.093467, "radius_arcmin": 6.0, "x": 0.152093, "y": 0.472207 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Kompakter planetarischer Nebel, nur ~4″ groß — im Bild ein sternartiger Punkt", "id": "ngc6881", "kind": "nebula", "label": "NGC 6881", "radius": 0.015578, "radius_arcmin": 1.0, "x": 0.144413, "y": 0.439122 } ], "description_md": "Rund 64 × 76 Bogenminuten. Zwischen Sichel und WR-134-Ring liegt ein Feld, das auf den ersten Blick leer wirkt. Es ist das Gegenteil: eine Wolke aus [Staub](#/wissen/staub) im Vordergrund, Teil des Cygnus-Rifts, die das Hα-Leuchten von Cygnus X dahinter verdeckt. Man erkennt es an der Sterndichte, die zur dunkelsten Stelle hin abnimmt, und an den weich ausgefransten Rändern.\n\nDer türkis-graue Schleier im oberen Teil ist diffuses [O III], das von den heißen Sternen der Umgebung angeregt wird – in Hα-Aufnahmen unsichtbar, im Duo-Band als eigener Farbton. Die schwache H-II-Region **DWB 12** liegt hier, und der kompakte planetarische Nebel **NGC 6881** (nur 4″ groß) ist im Overlay markiert, im Bild aber nicht von einem Stern zu unterscheiden.", "id": "cdf1055c-096a-4b6b-9604-cb667b6a9374", "image": { "hdr": [ { "bytes": 209240, "src": "media/ngc-6888/crop-cdf1055c-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 257949, "src": "media/ngc-6888/crop-cdf1055c-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Die dunkle Mitte: Staub vor dem Sauerstoffschleier", "pixels": { "height": 2047, "width": 1736 }, "rect": { "height": 0.5371522696185338, "width": 0.3036313828217237, "x": 0.4767331390200708, "y": 0.03993264797597184 }, "short_title": "Dunkelwolke", "sky": { "dec_text": "+37° 01′ 34.3″", "height_arcmin": 75.7132630510453, "precision": "exact", "ra_text": "20h 11m 05.63s", "width_arcmin": 64.21017325677316 } } ], "description_md": "Drei Wolf-Rayet-Sterne, ein Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher, zwei planetarische Nebel, eine ferne Sternentstehungsblase und vier offene Haufen – alles in einem Bildfeld von 3,5° × 2,3° südlich von Sadr. Der bekannteste Bewohner ist der **Sichelnebel NGC 6888** (Caldwell 27) links oben. Aber die Aufnahme ist bewusst nicht auf ihn zentriert: Sie zeigt, was um ihn herum steht, und das ist eine Gegend, in der die massereichsten Sterne der Milchstraße dicht beieinander wohnen. Norden liegt im Bild links, Osten unten.\n\nDas Hauptthema ist die **Farbe**. Aufgenommen wurde durch einen Duo-Band-Filter, der nur Hα (rot) und [O III] (türkis) durchlässt. Wasserstoff leuchtet fast überall in diesem Teil des Schwans, das rote Meer ist der Hintergrund von Cygnus X. Doppelt ionisierter Sauerstoff braucht dagegen die dreifache Energie: Photonen von mehr als 35 eV oder harte Stoßfronten. Türkis erscheint deshalb nur dort, wo ein außergewöhnlich heißer Stern sitzt oder ein Wind mit tausenden Kilometern pro Sekunde in seine Umgebung fährt – die Sichel, der Ring um WR 134, die Seifenblase. **Der Sauerstoff zeigt, wo die Energie sitzt.**\n\nDie Energiequellen sind drei [Wolf-Rayet-Sterne](#/wissen/wolf-rayet-sterne), nackte Heliumkerne ehemaliger O-Sterne. **WR 136** (HD 192163, 7,5 mag, WN6) in der Sichel und **WR 134** (HD 191765, 8,1 mag, WN6) rechts oben sind vom selben Typ; beide haben mit ihrem schnellen Wind den langsamen Wind ihrer früheren Riesenphase eingeholt und zu einer Schale zusammengeschoben. Bei WR 136 ist daraus die geschlossene Sichel geworden, bei WR 134 ein weit offener [O III]-Bogen. WR 134 ist zudem veränderlich (V1769 Cyg) mit einer Periodizität von rund zwei Tagen, deren Ursache – ein Begleiter oder rotierende Windstrukturen – bis heute diskutiert wird. **WR 135** (HD 192103, 8,1 mag), knapp unter dem Ring, gehört zur Kohlenstoff-Sequenz WC8: Bei ihm liegt schon die Asche des Heliumbrennens an der Oberfläche. Einen eigenen Ringnebel hat er nicht mehr. Alle drei stehen in rund 1,7 bis 2 kpc Entfernung und gehören zu den OB-Assoziationen des Schwans.\n\nDer vierte besondere Stern ist **P Cygni** (34 Cyg, 4,8 mag) links unten: ein Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher mit mehreren hunderttausend Sonnenleuchtkräften, der 1600 in einem Ausbruch mit bloßem Auge aufleuchtete und dessen Spektralprofil – Emission neben blauverschobener Absorption – bis heute das Lehrbuchzeichen für dichte Sternwinde ist. Er steht auf dem Weg, den die drei WR-Sterne schon hinter sich haben: Ein LBV ist die Phase, in der die Hülle verloren geht. Der Haufen Feibelman 1, der ihn scheinbar umgibt, steht nach Gaia mehr als doppelt so weit entfernt – P Cygni ist kein Mitglied.\n\nZwei [planetarische Nebel](#/wissen/planetarische-nebel) liegen im Feld: die **Seifenblase** (PN Ju 1), 2008 vom Amateur Dave Jurasevich entdeckt und fast ausschließlich im [O III] leuchtend, und **NGC 6881**, ein kompakter Nebel von nur vier Bogensekunden, im Bild ein sternartiger Punkt. Am unteren Rand steht **Sh2-104**, eine ringförmige H-II-Region um einen O6-Stern in rund 4 kpc – weit hinter allem anderen. Sie ist der Lehrbuchfall für Sternentstehung, die eine expandierende Blase selbst auslöst: Am Rand des Rings sitzen regelmäßig verteilte Molekülklumpen mit jungen Sternhaufen darin. Dazu kommen die offenen [Sternhaufen](#/wissen/sternhaufen) IC 4996, Dolidze 1 und Gulliver 23, und quer durch die Mitte zieht sich eine dunkle Wolke des Cygnus-Rifts – [Staub](#/wissen/staub), der das Leuchten dahinter verdeckt.\n\nDas Bild ist eine Karte zweier Emissionslinien in fotografischer [Farbgebung](#/wissen/farben): Hα im Rotkanal, [O III] in Grün und Blau. Sternfarben überleben den Filter nur als Rest. 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Das Sichelnebel-Panel vereint **53 Frames** aus zwei Serien: 35 × 120 s vom 23./24. August und 18 × 180 s vom 28. bis 31. August 2026 (7.440 s). Die beiden südlichen Panels entstanden am 1. und 2. September mit **9 × 300 s** und **10 × 300 s**. Zusammen **72 Frames und 13.140 s = 3 h 39 min**; alle drei WBPP-Läufe integrierten jeden registrierten Frame ohne Ausschluss.\n\nDie Panel-Master wurden einzeln plate-gelöst, mit einer Ebene erster Ordnung vom Gradienten befreit, photometrisch über ihre Mediane aneinander angeglichen und über das WCS reprojiziert. Zusammengeführt wurde als belichtungsgewichteter Mittelwert (7.440 / 2.700 / 3.000 s) mit 250 Pixel Feder – im Überlappungsbereich zählt das tiefere Sichel-Panel entsprechend stärker. Das Mosaik wurde anschließend beschnitten und erneut gelöst.\n\nDer lineare Mosaik-Master ging durch den protokollierten PiMagic-Expert-Pfad: Trennung des Duo-Band-Signals in Hα und [O III] und Neuzusammensetzung als HOO, photometrische Farbkalibrierung, BlurXTerminator und NoiseXTerminator, getrennte Stern- und Nebelebenen, Streckung. Tonwert und Farbe wurden in Photoshop finalisiert. Die Galerie zeigt den **5.716 × 3.810 Pixel** großen AVIF-Export in Display P3 mit HDR-Gain-Map (Headroom 2,5×).\n\nDie Astrometrie stammt aus einem Plate-Solve des veröffentlichten Bildes selbst: 9.707 Sterne, RMS 0,60″, 2,219″/Pixel, Bildfeld 3,52° × 2,35°, Norden links, Osten unten. 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Hier ist die Namensgebung am ehesten nachvollziehbar: Zwei rote Hα-Kämme fassen eine blaugrüne Höhle ein wie die Hälften einer Schere. Die Höhle ist kein Loch, sondern O-III-Leuchten — Sauerstoff, der nur nahe einer sehr heißen Quelle zweifach ionisiert bleibt. Diese Quelle ist der Wolf-Rayet-Stern **WR 157** im Haufen Markarian 50, etwas rechts der Bildmitte.\n\nDer kleine helle Knoten in der Mitte links ist **Sh2-157 A**, eine kompakte H-II-Region mit eigener Anregung; der kompakte rosa Fleck rechts oben gehört zu **MWC 1080**, einem jungen, massereichen Herbig-Be-Stern mit kleiner Begleitgruppe. Am unteren Rand rechts steht der offene Haufen **NGC 7510**, mit 3,5 kpc ein wenig hinter dem Nebel. 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Das sind die Riesenkeulen von **KjPn 8**, einem planetarischen Nebel, dessen Kern nur vier Bogensekunden misst, dessen bipolare Auswürfe aber 14 Bogenminuten lang sind — entdeckt erst 1995, weil sie so schwach sind. Der ausgestoßene Sternenmantel liegt vermutlich deutlich vor der Blase, nach Entfernungsschätzungen um 1,6 kpc, und hat mit ihr physisch nichts zu tun; er steht nur in derselben Richtung.", "id": "0b73873e-6511-40bd-9291-172341d385f3", "image": { "hdr": [ { "bytes": 221325, "src": "media/sh2-157/crop-0b73873e-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 310679, "src": "media/sh2-157/crop-0b73873e-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "NGC 7635 und sein Umfeld — die Blase, LDN 1231 und die Bögen von KjPn 8", "pixels": { "height": 1689, "width": 1541 }, "rect": { "height": 0.4582604212595532, "width": 0.28988779419813904, "x": 0.39237180145046524, "y": 0.05506074379501029 }, "short_title": "Blase & KjPn 8", "sky": { "dec_text": "+61° 04′ 31.2″", "height_arcmin": 62.50443776570521, "precision": "exact", "ra_text": "23h 21m 36.02s", "width_arcmin": 57.02743552217391 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Große, diffuse H-II-Region nördlich der Blase — flächiges Hα-Leuchten ohne scharfen Rand und ohne katalogisierte Anregungsquelle", "id": "sh2-161", "kind": "nebula", "label": "Sh2-161", "radius": 0.331597, "radius_arcmin": 25.0, "x": 0.571704, "y": 0.528378 }, { "catalogue": "target-library", "detail": "Blasennebel", "id": "ngc7635", "kind": "emission_nebula", "label": "NGC 7635", "radius": 0.099479, "radius_arcmin": 7.5, "x": 0.056463, "y": 0.049811 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Sternfabrik des äußeren Perseus-Arms: sichtbare H-II-Region vor einem eingebetteten Haufen mit dem ≈ 30-Sonnenmassen-Protostern NGC 7538 IRS 1; Maser-Parallaxe 2,65 kpc", "id": "ngc7538", "kind": "nebula", "label": "NGC 7538 · Sh2-158", "radius": 0.059687, "radius_arcmin": 4.5, "x": 0.285476, "y": 0.699442 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Dunkelwolke neben der Blase — dichter Staub, gegen den die Ionisationskanten von NGC 7635 leuchten", "id": "ldn1231", "kind": "dark", "label": "LDN 1231", "radius": 0.046424, "radius_arcmin": 3.5, "x": 0.097578, "y": 0.283962 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Kleine Dunkelwolke vor dem Hα-Feld Sh2-161 — der schwarze „fliegende“ Fleck rechts der Bildmitte", "id": "ldn1229", "kind": "dark", "label": "LDN 1229", "radius": 0.026528, "radius_arcmin": 2.0, "x": 0.669569, "y": 0.651571 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "O6.5-Stern (≈ 40 Sonnenmassen), dessen Wind die rund 3′ große Blase NGC 7635 aufbläst; steht sichtbar außermittig in ihr. Gaia-Parallaxe 0,33 mas ≈ 3,0 kpc", "id": "bd60-2522", "kind": "star", "label": "BD+60 2522", "radius": 0.021222, "radius_arcmin": 1.6, "x": 0.042275, "y": 0.051276 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Dunkelwolke am Nordrand des Feldes, Teil der Staubschlieren des Komplexes TGU H699", "id": "ldn1233", "kind": "dark", "label": "LDN 1233", "radius": 0.019896, "radius_arcmin": 1.5, "x": 0.965117, "y": 0.405919 } ], "description_md": "Bildfeld **75 × 79 Bogenminuten**, bei 3 kpc etwa **215 × 225 Lichtjahre**. Das ausgedehnte rote Leuchten, das den ganzen Ausschnitt füllt, ist **Sh2-161**, die größte und diffuseste Sharpless-Region des Feldes: kein Schalenrand, keine Höhle, sondern weiträumig ionisierter Wasserstoff ohne deutlich markierte Anregungsquelle. Links oben schaut die Blase NGC 7635 herein, links unten der überstrahlte Kern von **NGC 7538**, am linken Rand in der Mitte der kleine Knoten Sh2-159.\n\nDie dunklen Flecken rechts sind Staubwolken vor dem Leuchten: der schwarze, fliegende Fleck rechts der Mitte ist **LDN 1229**, die Schlieren am rechten Bildrand gehören zu **LDN 1233** und dem Komplex **TGU H699**. Sie erscheinen schwarz, weil hier kein Hα hindurchkommt — dahinter ist der Himmel genauso rot wie daneben.", "id": "61b80c01-5fce-4978-9a32-4d400f997920", "image": { "hdr": [ { "bytes": 156775, "src": "media/sh2-157/crop-61b80c01-hdr-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 506423, "src": "media/sh2-157/crop-61b80c01-hdr-1800.avif", "width": 1800 } ], "sdr": [ { "bytes": 248405, "src": "media/sh2-157/crop-61b80c01-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 870591, "src": "media/sh2-157/crop-61b80c01-1800.avif", "width": 1800 } ] }, "name": "Sh2-161 und NGC 7538 — das flächige Hα-Feld im Norden", "pixels": { "height": 2135, "width": 2037 }, "rect": { "height": 0.5794878673161008, "width": 0.38323369937055285, "x": 0.5570137178434592, "y": 0.30083909166482947 }, "short_title": "Sh2-161 & NGC 7538", "sky": { "dec_text": "+61° 46′ 19.4″", "height_arcmin": 79.00945804013062, "precision": "exact", "ra_text": "23h 15m 48.57s", "width_arcmin": 75.38279439238691 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "target-library", "detail": "Hummerscherennebel", "id": "sh2-157", "kind": "emission_nebula", "label": "Sh2-157", "radius": 0.986778, "radius_arcmin": 45.0, "x": 0.046745, "y": 0.274757 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Wolf-Rayet-Stern WN5 (HD 219460 B) mit B0.7-II-Begleiter im jungen Haufen Markarian 50; Gaia-Parallaxe 0,32 mas ≈ 3,1 kpc — der Motor der O-III-Höhle von Sh2-157", "id": "wr157", "kind": "cluster", "label": "WR 157 · Markarian 50", "radius": 0.04605, "radius_arcmin": 2.1, "x": 0.580133, "y": 0.453464 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Kompakte H-II-Region am Südrand der Hummerschere — der helle Knoten mit eigenem dichten Wolkenkern (auch LBN 111.14−00.72)", "id": "sh2-157a", "kind": "nebula", "label": "Sh2-157 A", "radius": 0.037278, "radius_arcmin": 1.7, "x": 0.030948, "y": 0.273551 } ], "description_md": "Bildfeld **46 × 35 Bogenminuten**, bei 3 kpc etwa **130 × 100 Lichtjahre**. Der Ausschnitt legt die Höhle frei: Etwas rechts der Mitte steht die kleine Sterngruppe **Markarian 50**, und in ihr **WR 157**, ein Wolf-Rayet-Stern vom Typ WN5 mit einem B-Überriesen als Begleiter (zusammen HD 219460). Seine Gaia-Parallaxe von 0,32 Millibogensekunden setzt ihn auf etwa 3,1 kpc.\n\nDie blaugrüne Farbe ist O III und markiert den Bereich, in dem die Strahlung des Sterns hart genug ist, um Sauerstoff zweifach zu ionisieren; die roten Kämme oben und unten sind die Hα-Fronten, an denen die Höhle auf dichteres Gas trifft. Die dunklen Fasern quer durch die Höhle sind Staubfäden vor dem Leuchten. Am linken Rand sitzt **Sh2-157 A** — im Bild nur ein heller Fleck, physisch eine eigene, kompakte H-II-Region mit eigenem Wolkenkern. Ein Wolf-Rayet-Stern ist eine kurze Phase: WR 157 hat seine Hülle bereits abgestoßen und wird in geologisch naher Zukunft als Supernova enden.", "id": "c0e08412-48f4-41df-9d58-2ef222bb304c", "image": { "hdr": [ { "bytes": 68733, "src": "media/sh2-157/crop-c0e08412-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 154890, "src": "media/sh2-157/crop-c0e08412-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Markarian 50 und WR 157 — der Motor in der O-III-Höhle", "pixels": { "height": 935, "width": 1232 }, "rect": { "height": 0.2536626834858171, "width": 0.23180718048713736, "x": 0.21115985905856596, "y": 0.5112968503132349 }, "short_title": "WR 157 & Mrk 50", "sky": { "dec_text": "+60° 23′ 21.1″", "height_arcmin": 34.601331741228165, "precision": "exact", "ra_text": "23h 14m 59.75s", "width_arcmin": 45.592343000206526 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Sternfabrik des äußeren Perseus-Arms: sichtbare H-II-Region vor einem eingebetteten Haufen mit dem ≈ 30-Sonnenmassen-Protostern NGC 7538 IRS 1; Maser-Parallaxe 2,65 kpc", "id": "ngc7538", "kind": "nebula", "label": "NGC 7538 · Sh2-158", "radius": 0.111348, "radius_arcmin": 4.5, "x": 0.710535, "y": 0.672354 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Kleine kompakte H-II-Region zwischen der Hummerschere und NGC 7538", "id": "sh2-159", "kind": "nebula", "label": "Sh2-159", "radius": 0.037116, "radius_arcmin": 1.5, "x": 0.142162, "y": 0.24969 } ], "description_md": "Bildfeld **40 × 32 Bogenminuten**, bei 2,65 kpc etwa **100 × 80 Lichtjahre**. Rechts unten **NGC 7538**, im Sharpless-Katalog Sh2-158: eine der aktivsten Sternentstehungsregionen des äußeren Milchstraßenrands. Das sichtbare Weiß ist das ionisierte Gas an der Vorderseite einer Molekülwolke; die eigentliche Fabrik — ein eingebetteter Haufen mit dem etwa 30 Sonnenmassen schweren Protostern **NGC 7538 IRS 1** — bleibt im sichtbaren Licht hinter Staub verborgen. Maser-Parallaxen ergaben für diese Region 2,65 kpc, eine der präzisesten Entfernungen im Feld.\n\nLinks oben der kleine Knoten **Sh2-159**, eine kompakte H-II-Region, die dieselbe Mischung aus Hα und ein wenig O III zeigt wie die Schere — nur in klein. Zwischen beiden liegt eine dunkle Bucht: dichter Staub, der das Leuchten dahinter abschirmt. Die grelle Überstrahlung von NGC 7538 ist kein Fehler des Stretchs, sondern ein echter Helligkeitssprung von mehr als zwei Größenordnungen gegenüber dem umgebenden Nebel.", "id": "94ad6c4a-c2ae-47fa-8863-bcd7a55a0874", "image": { "hdr": [ { "bytes": 115737, "src": "media/sh2-157/crop-94ad6c4a-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 178413, "src": "media/sh2-157/crop-94ad6c4a-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "NGC 7538 und Sh2-159 — die Sternfabrik und ihr kleiner Nachbar", "pixels": { "height": 860, "width": 1092 }, "rect": { "height": 0.23344422283766897, "width": 0.20542983716475094, "x": 0.5204527572523262, "y": 0.5492002923372281 }, "short_title": "NGC 7538 & Sh2-159", "sky": { "dec_text": "+61° 21′ 33.7″", "height_arcmin": 31.82582384754676, "precision": "exact", "ra_text": "23h 14m 23.96s", "width_arcmin": 40.41139493200124 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Dunkelwolke am Nordrand des Feldes, Teil der Staubschlieren des Komplexes TGU H699", "id": "ldn1233", "kind": "dark", "label": "LDN 1233", "radius": 0.063723, "radius_arcmin": 1.5, "x": 0.388901, "y": 0.297903 } ], "description_md": "Bildfeld **24 × 57 Bogenminuten**, bei 3 kpc etwa **65 × 160 Lichtjahre**. Hier gibt es kein Objekt im klassischen Sinn, sondern Absorption: Die schwarzen, gebogenen Schlieren sind dunkle Wolken aus dem Katalog von Lynds und Dobashi — **LDN 1233** oben, Teile von **TGU H699** in der Mitte und unten —, die vor dem großflächigen Hα-Leuchten von Sh2-161 stehen. Sie sind so scharf berandet, weil das Leuchten dahinter gleichmäßig ist und die Wolken es vollständig blockieren.\n\nSolche Fetzen sind die Überbleibsel der Molekülwolke, aus der die Sterne des Feldes entstanden sind. Strahlung und Winde der O-Sterne haben das dünnere Gas ionisiert oder weggeblasen; übrig bleibt, was dicht genug war, sich zu halten. Ob in diesen Kernen noch Sterne entstehen, lässt sich im sichtbaren Licht nicht sehen — dafür braucht es Infrarot- oder Radiodaten.", "id": "3eadbe4b-82b3-4ab6-a033-afc8462f192e", "image": { "hdr": [ { "bytes": 79137, "src": "media/sh2-157/crop-3eadbe4b-hdr-636.avif", "width": 636 } ], "sdr": [ { "bytes": 135028, "src": "media/sh2-157/crop-3eadbe4b-636.avif", "width": 636 } ] }, "name": "Staubschlieren am Nordrand — LDN 1233 und TGU H699", "pixels": { "height": 1537, "width": 636 }, "rect": { "height": 0.41705821024397416, "width": 0.11965483032293378, "x": 0.8803451696770662, "y": 0.4118215301890432 }, "short_title": "Staub im Norden", "sky": { "dec_text": "+62° 23′ 57.7″", "height_arcmin": 56.8794084345109, "precision": "exact", "ra_text": "23h 15m 11.76s", "width_arcmin": 23.536306938418303 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "target-library", "detail": "Blasennebel", "id": "ngc7635", "kind": "emission_nebula", "label": "NGC 7635", "radius": 0.292987, "radius_arcmin": 7.5, "x": 0.557283, "y": 0.465723 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "O6.5-Stern (≈ 40 Sonnenmassen), dessen Wind die rund 3′ große Blase NGC 7635 aufbläst; steht sichtbar außermittig in ihr. Gaia-Parallaxe 0,33 mas ≈ 3,0 kpc", "id": "bd60-2522", "kind": "star", "label": "BD+60 2522", "radius": 0.062504, "radius_arcmin": 1.6, "x": 0.515495, "y": 0.471222 } ], "description_md": "Bildfeld **26 × 21 Bogenminuten**, bei 3 kpc etwa **75 × 60 Lichtjahre**. Die Blase selbst misst rund drei Bogenminuten, also gut **acht Lichtjahre**, und ist bei 2,2″ pro Pixel gerade eben als Hülle aufgelöst. Aufgeblasen wird sie vom Wind des O6.5-Sterns **BD+60 2522** (rund 40 Sonnenmassen, Windgeschwindigkeit um 1.800 km/s), der sichtbar links der Mitte in ihr steht und nicht im Zentrum.\n\nDie Versetzung ist die Geschichte der Blase: Sie wächst in eine Wolke hinein, die zur hellen Nebelkante hin dichter wird, und kommt dort langsamer voran als auf der offenen Seite. Wo sie auf das dichte Gas trifft, leuchtet die Ionisationsfront am hellsten. Die Blase ist damit ein sehr junges, sehr kleines Gegenstück zur Hummerschere links im Bild — dort hat ein noch heißerer Stern über längere Zeit eine hundert Lichtjahre große Höhle geschaffen. Den Vergleich beider Strukturen in einem Feld gibt es nur hier.", "id": "ce3fb39a-06d4-405a-830d-b5be2aeacc99", "image": { "hdr": [ { "bytes": 40156, "src": "media/sh2-157/crop-ce3fb39a-hdr-692.avif", "width": 692 } ], "sdr": [ { "bytes": 89168, "src": "media/sh2-157/crop-ce3fb39a-692.avif", "width": 692 } ] }, "name": "Die Blase — BD+60 2522 und sein Windschild", "pixels": { "height": 569, "width": 692 }, "rect": { "height": 0.1543509131806658, "width": 0.13012067255062942, "x": 0.5061383928571429, "y": 0.25781931756595383 }, "short_title": "Blasennebel", "sky": { "dec_text": "+61° 11′ 17.2″", "height_arcmin": 21.056853220062916, "precision": "exact", "ra_text": "23h 20m 39.45s", "width_arcmin": 25.60868616570042 } } ], "description_md": "Drei Grad Cassiopeia, und in ihnen drei sehr verschiedene Arten, wie massereiche Sterne ihre Umgebung umbauen. Links füllt **Sh2-157**, der Hummerscheren-Nebel, ein Drittel des Bildes: außen rotes Wasserstoffleuchten, innen eine blaugrüne Höhle. Rechts oben sitzt die kompakte **Blase NGC 7635**, rechts unten die grellweiße Sternfabrik **NGC 7538**, und um beide herum das flächige Hα-Feld **Sh2-161**. Alle drei Regionen liegen nach den Gaia-Parallaxen ihrer Sterne bei rund **3 kpc oder 10.000 Lichtjahren** im Perseus-Arm; das Bildfeld spannt dort etwa **560 × 390 Lichtjahre** auf. Norden ist rechts, Osten oben.\n\n**Die Hummerschere ist ein Windkessel.** Im Zentrum der blaugrünen Höhle steht der junge Sternhaufen **Markarian 50** mit **WR 157**, einem [Wolf-Rayet-Stern](#/wissen/wolf-rayet-sterne) vom Typ WN5. Er bildet mit dem B-Überriesen HD 219460 A ein enges Paar; die Gaia-Parallaxe beider Komponenten liegt bei 0,32 bis 0,34 Millibogensekunden, also etwa 3 kpc. Sein Wind von einigen tausend Kilometern pro Sekunde und seine harte UV-Strahlung erklären die Farbaufteilung: Nahe der Quelle ist der Sauerstoff zweifach ionisiert und leuchtet im O-III-Band, das der [Duo-Band-Filter](#/wissen/farben) hier blaugrün abbildet; weiter außen, wo die Strahlung weicher wird, dominiert rotes Hα. Sh2-157 wird deshalb in der Literatur als Ringnebel-Kandidat um WR 157 geführt. Die „Schere“ entsteht aus zwei hellen Hα-Kämmen, die die Höhle links und rechts einfassen; am linken Rand sitzt zusätzlich die kleine, kompakte H-II-Region **Sh2-157 A**, deren helle Kante einen eigenen, dichten Wolkenkern verrät.\n\n**Die Blase ist derselbe Mechanismus im Kleinen — und deshalb so scharf.** NGC 7635 ist eine fast kreisrunde Hülle von rund drei Bogenminuten, also gut acht Lichtjahren Durchmesser, aufgeblasen vom Wind des O6.5-Sterns **BD+60 2522** mit rund 40 Sonnenmassen. Der Stern steht sichtbar **nicht in der Mitte**: Die Blase expandiert in ein Gas, das zur hellen Nebelkante hin dichter wird, und bleibt dort zurück, während sie auf der Gegenseite frei ausläuft. Sharpless führte die Blase 1959 als Sh2-162; das umgebende Leuchten mit den [Ionisationsfronten](#/wissen/ionisationsfronten) gegen die dunkle Wolke LDN 1231 gehört zu derselben Molekülwolke.\n\n**NGC 7538 ist das Gegenstück: Hier entstehen die Sterne noch.** Der kleine grellweiße Fleck rechts unten ist eine der aktivsten Sternentstehungsregionen des äußeren Milchstraßenrands. Hinter dem sichtbaren ionisierten Gas steckt ein eingebetteter Haufen, und darin **NGC 7538 IRS 1**, ein Protostern von schätzungsweise 30 Sonnenmassen, der noch im Aufbau ist und über Methanol-Maser vermessen wurde. Genau diese Maser lieferten mit 2,65 kpc eine der genauesten Entfernungen im ganzen Feld. Was im Bild wie ein überstrahlter Klecks aussieht, ist die Stelle, an der die Belichtung an einer echten Helligkeitswand endet — die [Sternentstehung](#/wissen/sternentstehung) selbst bleibt im Infraroten verborgen.\n\n**Sharpless zählte hier fünf Nummern.** Sh2-157 (die Schere), Sh2-158 (das Gas um NGC 7538), Sh2-159 (der kleine Knoten zwischen beiden), Sh2-161 (das große diffuse Feld im Norden) und Sh2-162 (die Blase). Zusammen mit dem eingebetteten Haufen von NGC 7538 gehören sie zu einem zusammenhängenden Komplex des Perseus-Arms. Der reiche offene [Sternhaufen](#/wissen/sternhaufen) **M 52** am oberen rechten Bildrand liegt mit 1,7 kpc dagegen deutlich davor und hat mit den Nebeln nichts zu tun; NGC 7510 am unteren Rand der Schere steht mit 3,5 kpc etwas dahinter.\n\n**Zwei Dinge, die man leicht übersieht.** Links oberhalb der Blase stehen zwei feine, fast gerade Bögen im Hα-Licht: die Riesenkeulen des [planetarischen Nebels](#/wissen/planetarische-nebel) **KjPn 8**, dessen eigentlicher Kern nur vier Bogensekunden misst, dessen bipolare Auswürfe aber 14 Bogenminuten überspannen. Und rund einen halben Grad jenseits des linken Bildrands, auf Höhe des oberen Bilddrittels, liegt **Cassiopeia A** — der jüngste bekannte [Supernova](#/wissen/supernovae)-Überrest der Milchstraße. Er ist zu klein und zu schwach für dieses Bild, aber er gehört zur selben Gegend und zeigt, wie die Geschichte von WR 157 und BD+60 2522 enden wird.\n\n**Was die Farbe bedeutet.** Rot ist Hα, blaugrün ist O III, beides aus einem einzigen Duo-Band-Filter vor einem Bayer-Farbsensor; O III wurde aus dem Mittel von Grün- und Blaukanal gewonnen. Die Palette ist eine Konvention (HOO), kein gemessenes Linienverhältnis, und die Sternfarben sind nur so gut, wie sie eine Schmalbandaufnahme hergibt.", "focus": { "x": 0.4285, "y": 0.5608 }, "geometry": { "dec_deg": 60.95698259656419, "dec_text": "+60° 57′ 25.1″", "field_height_deg": 2.272832575159105, "field_width_deg": 3.2787999917356316, "orientation": "Norden rechts", "pixel_scale_arcsec": 2.220406314945123, "precision": "exact", "ra_deg": 349.38647550792956, "ra_text": "23h 17m 32.75s", "rms_arcsec": 0.9577908779593354, "rotation_deg": 90.06696753850834, "solver": "PixInsight ImageSolver 6.4.2", "source": "plate-solve", "star_count": 11082, "wcs": { "cd": [ [ 7.236129520511825e-07, 0.0006167814168351432 ], [ 0.0006167767990339707, -7.227923715257814e-07 ] ], "crpix": [ 2658.0930059690327, 1843.4601292409507 ], "crval": [ 349.3868536600649, 60.95678657449919 ], "height": 3685, "width": 5316 } }, "hdr": true, "hdr_detail": { "dtype": "float32 (HdrDecode)", "fraction_above_white": 0.034627, "peak_vs_sdr_white": 3.31, "profile": "AVIF, Gain-Map angewandt (Quelle unbekannt)", "transfer": "linear" }, "headline": "Sh2-157 · Hummerscheren-Nebel — ein Wolf-Rayet-Stern, eine Blase und die Sternfabrik NGC 7538 im Perseus-Arm", "image": { "hdr": [ { "bytes": 318463, "src": "media/sh2-157/full-hdr-1280.avif", "width": 1280 }, { "bytes": 697763, "src": "media/sh2-157/full-hdr-2048.avif", "width": 2048 }, { "bytes": 2013627, "src": "media/sh2-157/full-hdr-3840.avif", "width": 3840 } ], "height": 3685, "navigator": { "bytes": 147363, "src": "media/sh2-157/navigator-720.avif", "width": 720 }, "navigator_gain": { "bytes": 23304, "src": "media/sh2-157/navigator-gain-1024.webp", "stops": 4.0, "width": 1024 }, "poster_hdr": [ { "bytes": 116739, "src": "media/sh2-157/poster-hdr-720.avif", "width": 720 } ], "poster_sdr": [ { "bytes": 147363, "src": "media/sh2-157/poster-720.avif", "width": 720 } ], "sdr": [ { "bytes": 409254, "src": "media/sh2-157/full-1280.avif", "width": 1280 }, { "bytes": 929749, "src": "media/sh2-157/full-2048.avif", "width": 2048 }, { "bytes": 2842055, "src": "media/sh2-157/full-3840.avif", "width": 3840 } ], "width": 5316 }, "lunar": null, "object_kind": "deep_sky", "processing_md": "**Aufnahme.** Eine Nacht, der **5./6. September 2026**, Friedrichsdorf. Der ASIAIR-Plan hieß **„NGC 7635“**, daher trägt der Datensatz den Namen der Blase, obwohl das Feld auf Sh2-157 zentriert ist. William Optics **RedCat 71** (349 mm) mit **ZWO ASI2600MC Air** auf der AM5N, Duo-Hα/O-III-Filter, Gain 100, Offset 50, Sensor auf −10 °C. Aufgenommen wurden **28 × 300 s** zwischen 23:32 und 02:05 MESZ; sieben Frames wurden im Schnellreview aussortiert, **21 gingen in die Integration — 6.300 s oder 1 h 45 min**.\n\n**Kalibration und Integration.** WBPP im Final-Modus (`sh2-157-duo-21x300s-flat20260829-v1`): Master-Dark aus der Bibliothek (50 Darks, 300 s, Gain 100, −10 °C), Master-Flat aus 20 × 10 ms vom 29. August 2026 (Flat-Raumspanne 957 ADU, keine Sättigung), Master-Bias aus 200 × 1 ms. LocalNormalization und PSF-Signal-Gewichtung, **21 von 21 Frames integriert**, QC PASS ohne Warnungen. Der Autocrop des Masters ergab 6054 × 3953 Pixel.\n\n**Bildaufbau in PiMagic (v2.5-1036, Duo/HOO-Modus, explizites Steuerprofil).** Aus dem debayerten Master wurden zwei Kanäle gezogen: Hα = R, O III = ½(G+B). Je Kanal GradientCorrection (kein DBE, kein GraXpert), Plate-Solve gegen Gaia DR3 und SPCC mit dem OSC-Profil, BlurXTerminator im Enhance-Modus (Nicht-Stern-Schärfung 0,90), Nuclear Stretch, NoiseXTerminator, StarXTerminator mit Sternebene sowie eine S-Kurve und SCNR für die Sternfarben. O III wurde auf Hα registriert und beide zur HOO-Fassung kombiniert; eine zweite Hintergrundkorrektur am Komposit entfällt bewusst, weil die Kanäle schon korrigiert sind. Ausgabe war eine strukturierte 32-Bit-Ebenendatei (`…_str_32`) über den AstroMagic-Handoff.\n\n**Photoshop.** Die Ebenen wurden in Photoshop 27.10 abgestimmt und über Camera Raw 18.6 als AVIF exportiert — **5316 × 3685 Pixel**, Display-P3-Basisbild mit **HDR-Gain-Map**; die App misst rund 2,9× SDR-Weiß als Spitze. Dieses AVIF ist die Datei, die hier gezeigt und vermessen wird.\n\n**Astrometrie dieser Datei.** PixInsight ImageSolver 6.4.2 gegen Gaia DR3: **11.082 Referenzsterne**, Restfehler 0,96″, Maßstab **2,2204″/Pixel**, Feld **3,279° × 2,273°**, Bildmitte 23h 17m 32,8s +60° 57′ 25″, Drehung +90,07° — **Norden rechts, Osten oben**. Die sieben Ausschnitte wurden über genau diese Lösung in Himmelskoordinaten übersetzt und mit SIMBAD abgeglichen, bevor ihre Texte entstanden.", "rating": null, "science_links": [ { "title": "Sh2-157 bei SIMBAD", "url": "https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-basic?Ident=Sh2-157" }, { "title": "WR 157 / HD 219460 B bei SIMBAD", "url": "https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-basic?Ident=WR+157" }, { "title": "Markarian 50 im Unified Cluster Catalogue", "url": "https://ucc.ar/_clusters/markarian50/" }, { "title": "Galactic Wolf-Rayet Catalogue (Rosslowe & Crowther)", "url": "https://pacrowther.staff.shef.ac.uk/WRcat/" }, { "title": "NGC 7635 / Blasennebel bei SIMBAD", "url": "https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-basic?Ident=NGC+7635" }, { "title": "BD+60 2522 bei SIMBAD", "url": "https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-basic?Ident=BD%2B60+2522" }, { "title": "ESA/Hubble 2016 — die Blase im Detail", "url": "https://esahubble.org/news/heic1608/" }, { "title": "NGC 7538 bei SIMBAD", "url": "https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-basic?Ident=NGC+7538" }, { "title": "Moscadelli et al. 2009 — Maser-Parallaxe von NGC 7538 (2,65 kpc)", "url": "https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ...693..406M" }, { "title": "López, Vázquez & Rodríguez 1995 — die Riesenkeulen von KjPn 8", "url": "https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1995ApJ...455L..63L" }, { "title": "KjPn 8 bei SIMBAD", "url": "https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-basic?Ident=KjPn+8" }, { "title": "M 52 bei SIMBAD", "url": "https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-basic?Ident=M+52" }, { "title": "NGC 7510 im Unified Cluster Catalogue", "url": "https://ucc.ar/_clusters/ngc7510/" }, { "title": "Sharpless 1959 — Katalog bei VizieR (VII/20)", "url": "https://vizier.cds.unistra.fr/viz-bin/VizieR?-source=VII/20" } ], "slug": "sh2-157", "source_file": "PiMagic-Sh2_157-2026-09-06-14-03-50_str_32.avif", "target": "sh2-157", "translation": { "complete": true, "fell_back": [], "lang": "de", "primary": true, "stale": [] } }, { "acquisition": { "date_end": "2026-09-06", "date_source": "embedded-xmp", "date_start": "2026-09-06", "filter": "Breitband", "frame_count": 26, "instrument": "ZWO ASI2600MC Air", "location": "Friedrichsdorf · DE", "pixel_scale_arcsec": 2.222, "session_count": 1, "target_name": "LBN 437 · Geckonebel", "telescope": "William Optics RedCat 71", "total_exposure_seconds": 7800.0 }, "annotations": [ { "catalogue": "target-library", "detail": "Geckonebel", "id": "lbn437", "kind": "reflection_nebula", "label": "LBN 437", "radius": 0.163553, "radius_arcmin": 37.5, "x": 0.411073, "y": 0.382022 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Hα-leuchtende Schweife unter der Gecko-Spitze — Gas an der Ionisationsfront zwischen der Staubwolke und dem Feld von Sh2-126", "id": "lbn442", "kind": "nebula", "label": "LBN 442", "radius": 0.065421, "radius_arcmin": 15.0, "x": 0.264212, "y": 0.80418 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Kompakte Galaxiengruppe (Crook et al. 2007) im Hα-Band: LEDA 214847, MCG+06-49-027, UGC 12062 u. a., Rotverschiebung ≈ 0,017 ≈ 70 Mpc", "id": "hdc1194", "kind": "galaxy", "label": "HDC 1194", "radius": 0.052337, "radius_arcmin": 12.0, "x": 0.715588, "y": 0.29427 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Dunkelwolke (Dobashi) im Kopf des Geckos — der dichte Staub, aus dem die LkHα-233-Gruppe hervorgegangen ist", "id": "tgu-h576", "kind": "dark", "label": "TGU H576", "radius": 0.034891, "radius_arcmin": 8.0, "x": 0.363389, "y": 0.528499 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Mit Gaia gefundene Bewegungsgruppe um 8 Lacertae (Parallaxe 1,98 mas) — ein Rest des Haufens, in dem die B-Sterne entstanden sind", "id": "ubc159", "kind": "cluster", "label": "UBC 159", "radius": 0.026169, "radius_arcmin": 6.0, "x": 0.65497, "y": 0.689002 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Herbig-Ae-Stern (A7Ve, auch V375 Lac) mit bipolarem Reflexionsnebel GN 22.32.5, den Emissionsliniensternen LkHα 230–232 und den Herbig-Haro-Objekten HH 398, HH 808–814 — die Kinderstube in der Schnauze des Geckos", "id": "lkha233", "kind": "star", "label": "LkHα 233", "radius": 0.006542, "radius_arcmin": 1.5, "x": 0.384026, "y": 0.565542 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "O9-V-Standardstern (V 4,9) und wichtigste Ionisationsquelle von Sh2-126; der bläuliche Hof ist an ihm gestreutes Sternlicht. 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Hier ist die Gestalt am besten zu lesen: ein flacher Kopf, ein gebogener Hals und die spitze Schnauze rechts unten, in der die Sterne der LkHα-233-Gruppe sitzen. Der silbergraue Schleier ist Staub, der das Licht der umgebenden Sterne streut — eine Reflexionswolke, kein leuchtendes Gas. Dass sie grau statt blau erscheint, liegt an ihrer Dichte: In einer optisch dicken Wolke wird das Licht mehrfach gestreut und zugleich gerötet, und übrig bleibt die Farbe des Sternlichts selbst. Dass der Rand zum rosa Band hin am schärfsten ist, hat einen Grund: Dort trifft die Strahlung von 10 Lac auf die Wolke und trägt ihre Oberfläche ab.\n\nDie dunkle Einbuchtung unterhalb des Kopfes ist die Dunkelwolke **TGU H576**, dichterer Staub, der das Licht dahinter schluckt. Links oben und links unten ziehen weitere, noch blassere Schleier durchs Feld — Ausläufer derselben Wolke. Der ganze Gecko ist ein Überbleibsel: Lacerta OB1 hat seine Sterne größtenteils schon gebildet, und dies ist einer der letzten Reste, in denen noch etwas nachkommt.", "id": "ef273713-9ea8-4eb1-aee8-2973143436ac", "image": { "hdr": [ { "bytes": 210203, "src": "media/lbn437/crop-ef273713-hdr-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 565606, "src": "media/lbn437/crop-ef273713-hdr-1800.avif", "width": 1800 } ], "sdr": [ { "bytes": 252574, "src": "media/lbn437/crop-ef273713-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 734953, "src": "media/lbn437/crop-ef273713-1800.avif", "width": 1800 } ] }, "name": "Der Gecko im Ganzen — LBN 437 zwischen Staubschleier und Hα-Band", "pixels": { "height": 2689, "width": 2617 }, "rect": { "height": 0.6502957680351569, "width": 0.4223688936781609, "x": 0.09279428366174056, "y": 0.0 }, "short_title": "Gecko", "sky": { "dec_text": "+40° 59′ 35.4″", "height_arcmin": 99.50655090405088, "precision": "exact", "ra_text": "22h 31m 29.76s", "width_arcmin": 96.84218806839017 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Kompakte Galaxiengruppe (Crook et al. 2007) im Hα-Band: LEDA 214847, MCG+06-49-027, UGC 12062 u. a., Rotverschiebung ≈ 0,017 ≈ 70 Mpc", "id": "hdc1194", "kind": "galaxy", "label": "HDC 1194", "radius": 0.263469, "radius_arcmin": 12.0, "x": 0.227589, "y": 0.173474 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Spiralgalaxie in Kantenlage (1,0′ × 0,3′), z = 0,0157 ≈ 65 Mpc — mitten im Hα-Band", "id": "z514-53", "kind": "galaxy", "label": "Z 514-53", "radius": 0.013173, "radius_arcmin": 0.6, "x": 0.488812, "y": 0.641697 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Galaxie bei z = 0,0154, im unteren Teil des Hα-Bandes", "id": "ugc12079", "kind": "galaxy", "label": "UGC 12079", "radius": 0.010978, "radius_arcmin": 0.5, "x": 0.812101, "y": 0.902 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Galaxie der Gruppe HDC 1194, z = 0,0163", "id": "ugc12062", "kind": "galaxy", "label": "UGC 12062", "radius": 0.008782, "radius_arcmin": 0.4, "x": 0.197198, "y": 0.187286 } ], "description_md": "Bildfeld **46 × 43 Bogenminuten**. Das rosa Band ist Vordergrund: ionisierter Wasserstoff in 1.600 Lichtjahren Entfernung. Alles, was darin als kleiner Fleck mit Struktur erscheint, liegt dahinter — sehr weit dahinter. Die helle Galaxie links oben mit den Nachbarn darüber gehört zur kompakten Gruppe **HDC 1194** (LEDA 214847, MCG+06-49-027, UGC 12062); die Kette in der Bildmitte und rechts unten sind **Zwicky-Galaxien** (Z 514-53, Z 514-54, Z 514-56) und **UGC 12079**. Ihre Rotverschiebungen liegen einheitlich um 0,017, das entspricht rund **70 Mpc oder 230 Millionen Lichtjahren** — es ist tatsächlich eine gebundene Gruppe, nicht nur eine Häufung entlang der Sichtlinie.\n\nBei 2,2″ pro Pixel sind diese Galaxien nur wenige Dutzend Pixel groß; die spindelförmigen unter ihnen sind Spiralen in Kantenlage. Dass sie durch den Nebel hindurch überhaupt sichtbar sind, zeigt, wie dünn Sh2-126 hier wirklich ist: Das Band leuchtet, aber es verdunkelt fast nichts.", "id": "240d890f-f3f4-4932-8b2c-cf9759bb0dad", "image": { "hdr": [ { "bytes": 108748, "src": "media/lbn437/crop-240d890f-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 170089, "src": "media/lbn437/crop-240d890f-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Galaxien im Hα-Band — die Gruppe HDC 1194 hinter Sh2-126", "pixels": { "height": 1154, "width": 1231 }, "rect": { "height": 0.2791614838317724, "width": 0.1986457478106185, "x": 0.6703783524904214, "y": 0.24584297493059992 }, "short_title": "Galaxien im Band", "sky": { "dec_text": "+39° 12′ 36.1″", "height_arcmin": 42.7038154493398, "precision": "exact", "ra_text": "22h 32m 02.10s", "width_arcmin": 45.55320348192139 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "target-library", "detail": "Geckonebel", "id": "lbn437", "kind": "reflection_nebula", "label": "LBN 437", "radius": 0.654308, "radius_arcmin": 37.5, "x": 0.871216, "y": 0.132408 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Dunkelwolke (Dobashi) im Kopf des Geckos — der dichte Staub, aus dem die LkHα-233-Gruppe hervorgegangen ist", "id": "tgu-h576", "kind": "dark", "label": "TGU H576", "radius": 0.139586, "radius_arcmin": 8.0, "x": 0.680453, "y": 0.625986 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Herbig-Ae-Stern (A7Ve, auch V375 Lac) mit bipolarem Reflexionsnebel GN 22.32.5, den Emissionsliniensternen LkHα 230–232 und den Herbig-Haro-Objekten HH 398, HH 808–814 — die Kinderstube in der Schnauze des Geckos", "id": "lkha233", "kind": "star", "label": "LkHα 233", "radius": 0.026172, "radius_arcmin": 1.5, "x": 0.763014, "y": 0.750809 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "B1.5-Hauptreihenstern in ≈ 480 pc (Gaia-Parallaxe 2,06 mas) — beleuchtet den hellen Kopf des Geckos", "id": "hd213976", "kind": "star", "label": "HD 213976", "radius": 0.013959, "radius_arcmin": 0.8, "x": 0.652254, "y": 0.700624 } ], "description_md": "Bildfeld **57 × 45 Bogenminuten**, bei 500 pc etwa **27 × 21 Lichtjahre**. Der helle Knoten in der Spitze rechts unten ist die **LkHα-233-Gruppe**: LkHα 233 selbst ist ein Herbig-Ae-Stern vom Typ A7 — ein Stern von einigen Sonnenmassen, der noch aus seiner Scheibe wächst und die Hauptreihe erst erreichen wird — mit starker Hα-Emission, umgeben von einem kleinen bipolaren Reflexionsnebel (GN 22.32.5), den das Bild bei dieser Auflösung nur als hellen Kern zeigt. Um ihn herum liegen die Emissionsliniensterne LkHα 230, 231 und 232 sowie die Herbig-Haro-Objekte **HH 398** und **HH 808 bis 814** — Stoßfronten, wo Jets junger Sterne in das umgebende Gas prallen. Keines davon ist hier einzeln aufgelöst; zusammen machen sie die Spitze zum hellsten Punkt des Nebels.\n\nDer helle bläuliche Stern knapp links der Spitze ist **HD 213976**, ein B1.5-Hauptreihenstern in rund 480 pc Entfernung. Er beleuchtet den Kopf des Geckos und ist wahrscheinlich mitverantwortlich dafür, dass die Wolkenkante hier so hell aufleuchtet. Die feinen dunklen Rillen im Staub oberhalb sind Teil von **TGU H576**, der dichteren Wolke, aus der die jungen Sterne hervorgegangen sind.", "id": "ec8a3583-385a-467f-b16d-86da3414c746", "image": { "hdr": [ { "bytes": 106703, "src": "media/lbn437/crop-ec8a3583-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 148885, "src": "media/lbn437/crop-ec8a3583-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Die Schnauze — LkHα 233, Herbig-Haro-Objekte und HD 213976", "pixels": { "height": 1227, "width": 1549 }, "rect": { "height": 0.2967645009900047, "width": 0.24996365284619593, "x": 0.19330057813355228, "y": 0.3427284687854761 }, "short_title": "LkHα 233", "sky": { "dec_text": "+40° 55′ 32.0″", "height_arcmin": 45.40518332438469, "precision": "exact", "ra_text": "22h 33m 43.67s", "width_arcmin": 57.320806006089555 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Hα-leuchtende Schweife unter der Gecko-Spitze — Gas an der Ionisationsfront zwischen der Staubwolke und dem Feld von Sh2-126", "id": "lbn442", "kind": "nebula", "label": "LBN 442", "radius": 0.152052, "radius_arcmin": 15.0, "x": 0.614081, "y": 0.582724 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Herbig-Ae-Stern (A7Ve, auch V375 Lac) mit bipolarem Reflexionsnebel GN 22.32.5, den Emissionsliniensternen LkHα 230–232 und den Herbig-Haro-Objekten HH 398, HH 808–814 — die Kinderstube in der Schnauze des Geckos", "id": "lkha233", "kind": "star", "label": "LkHα 233", "radius": 0.015205, "radius_arcmin": 1.5, "x": 0.892553, "y": 0.072412 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "B1.5-Hauptreihenstern in ≈ 480 pc (Gaia-Parallaxe 2,06 mas) — beleuchtet den hellen Kopf des Geckos", "id": "hd213976", "kind": "star", "label": "HD 213976", "radius": 0.008109, "radius_arcmin": 0.8, "x": 0.828205, "y": 0.040564 } ], "description_md": "Bildfeld **99 × 72 Bogenminuten**, bei 500 pc etwa **47 × 34 Lichtjahre**. Von der Spitze des Geckos rechts oben ziehen zwei rote Fahnen nach links unten: Das ist **LBN 442**, Hα-leuchtendes Gas an der Grenze zwischen der dichten Staubwolke und dem ionisierten Feld von Sh2-126. Die Strahlung von 10 Lac, weit außerhalb dieses Ausschnitts rechts unten, kommt von dort und frisst sich in die Wolke; die Schweife sind Gas, das an ihrer Kante gerade ionisiert wird und langsam wegströmt — eine [Ionisationsfront](#/wissen/ionisationsfronten) in Seitenansicht.\n\nLinks und unten füllt der graublaue Reflexionsschleier das Feld, mit einer weiteren hellen Wolke am unteren Rand. Die Sterngruppe unten in der Mitte ist eine zufällige Häufung von Feldsternen, kein Haufen. Bemerkenswert ist der Kontrast der beiden Nebelarten in einem Ausschnitt: dasselbe Sternlicht, das den Staub silbrig aufleuchten lässt, bringt das Gas zum roten Glühen — Reflexion und Rekombination nebeneinander.", "id": "061c52ba-f96f-4d62-a20b-b2d2bd7ec9b7", "image": { "hdr": [ { "bytes": 135158, "src": "media/lbn437/crop-061c52ba-hdr-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 369512, "src": "media/lbn437/crop-061c52ba-hdr-1800.avif", "width": 1800 } ], "sdr": [ { "bytes": 176152, "src": "media/lbn437/crop-061c52ba-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 530547, "src": "media/lbn437/crop-061c52ba-1800.avif", "width": 1800 } ] }, "name": "Die Schweife — LBN 442 und die Ionisationsfront unter dem Gecko", "pixels": { "height": 1934, "width": 2666 }, "rect": { "height": 0.4676320181681921, "width": 0.43025622605363983, "x": 0.0, "y": 0.5316796972004931 }, "short_title": "Schweife & Front", "sky": { "dec_text": "+41° 17′ 30.4″", "height_arcmin": 71.56774616899754, "precision": "exact", "ra_text": "22h 37m 31.29s", "width_arcmin": 98.65543499821482 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Linsenförmige Galaxie, z = 0,0176 ≈ 75 Mpc — hellste Hintergrundgalaxie des Feldes, kein Stern", "id": "ngc7330", "kind": "galaxy", "label": "NGC 7330", "radius": 0.013843, "radius_arcmin": 0.6, "x": 0.65048, "y": 0.452555 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Zwicky-Galaxie neben NGC 7330 mit fast gleicher Rotverschiebung (z = 0,0171) — ein physisches Paar", "id": "z514-70", "kind": "galaxy", "label": "Z 514-70", "radius": 0.011535, "radius_arcmin": 0.5, "x": 0.510441, "y": 0.533261 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Galaxie bei z = 0,0182, Mitglied des losen Verbands um NGC 7330", "id": "ugc12109", "kind": "galaxy", "label": "UGC 12109", "radius": 0.009228, "radius_arcmin": 0.4, "x": 0.255896, "y": 0.34337 } ], "description_md": "Bildfeld **43 × 39 Bogenminuten**, hier ohne Nebel: Der Ausschnitt liegt am rechten, also südlichen Bildrand, wo Sh2-126 fast ausgelaufen ist. Das helle, leicht verwaschene Objekt rechts der Mitte ist keine Sternhülle, sondern die Galaxie **NGC 7330**, eine Linsenförmige bei Rotverschiebung 0,0176, also rund 75 Mpc entfernt. Links davon die kleinere Zwicky-Galaxie **Z 514-70** mit fast identischer Rotverschiebung — die beiden gehören zusammen. Rechts unten **UGC 12109** und LEDA 214850, ebenfalls Mitglieder desselben losen Verbands, der sich über das ganze Bildfeld zieht.\n\nDas ist der Grund, warum der Blick hier so weit reicht: Lacerta liegt schon 15 Grad unter der galaktischen Ebene. Der Staub der Milchstraße dünnt aus, und was in Cassiopeia oder Cygnus hinter Nebel und Sternteppich verschwände, steht hier frei im Feld. Dieselbe Belichtung, die den Gecko in 1.600 Lichtjahren zeigt, holt Galaxien in 230 Millionen Lichtjahren herein.", "id": "41f7e87c-cd29-4ba5-b782-110679f13f41", "image": { "hdr": [ { "bytes": 125108, "src": "media/lbn437/crop-41f7e87c-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 161845, "src": "media/lbn437/crop-41f7e87c-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "NGC 7330 und Nachbarn — ein Galaxienpaar am südlichen Bildrand", "pixels": { "height": 1066, "width": 1171 }, "rect": { "height": 0.2577705973341937, "width": 0.18904368500273672, "x": 0.8109563149972633, "y": 0.6520134482093444 }, "short_title": "NGC 7330", "sky": { "dec_text": "+38° 39′ 19.0″", "height_arcmin": 39.44737198353225, "precision": "exact", "ra_text": "22h 37m 07.17s", "width_arcmin": 43.3329011188708 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Mit Gaia gefundene Bewegungsgruppe um 8 Lacertae (Parallaxe 1,98 mas) — ein Rest des Haufens, in dem die B-Sterne entstanden sind", "id": "ubc159", "kind": "cluster", "label": "UBC 159", "radius": 0.094968, "radius_arcmin": 6.0, "x": 0.291415, "y": 0.26143 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "O9-V-Standardstern (V 4,9) und wichtigste Ionisationsquelle von Sh2-126; der bläuliche Hof ist an ihm gestreutes Sternlicht. Parallaxe 2,19 mas ≈ 460 pc", "id": "10lac", "kind": "star", "label": "10 Lacertae", "radius": 0.018994, "radius_arcmin": 1.2, "x": 0.807247, "y": 0.850618 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Enges Paar aus zwei B1-Sternen (A: B1 Vne, B: B1 V) in Lacerta OB1, Parallaxe 1,9–2,2 mas ≈ 500 pc; um das Paar hat Gaia die kleine Bewegungsgruppe UBC 159 gefunden", "id": "8lac", "kind": "star", "label": "8 Lacertae", "radius": 0.015828, "radius_arcmin": 1.0, "x": 0.280717, "y": 0.216355 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Flache Galaxie (Spindel, 0,7′ × 0,2′) aus dem 2MASS Flat Galaxy Catalog, z = 0,0445 ≈ 190 Mpc", "id": "2mfgc17004", "kind": "galaxy", "label": "2MFGC 17004", "radius": 0.007914, "radius_arcmin": 0.5, "x": 0.807962, "y": 0.1008 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Galaxie bei z = 0,0277 ≈ 120 Mpc, zwischen 8 und 10 Lacertae", "id": "mcg06-49-053", "kind": "galaxy", "label": "MCG+06-49-053", "radius": 0.006331, "radius_arcmin": 0.4, "x": 0.304552, "y": 0.593599 } ], "description_md": "Bildfeld **63 × 64 Bogenminuten**, bei 500 pc etwa **30 × 30 Lichtjahre**. Zwei Sterne, zwei Rollen. Rechts unten **10 Lacertae**, ein O9-Hauptreihenstern mit rund 4,9 mag: einer der Sterne, an denen die Spektralklasse O überhaupt festgelegt wurde, und die wichtigste Ionisationsquelle von Sh2-126. Der bläuliche Hof um ihn ist Staub, der sein Licht streut — ein kleiner Reflexionsnebel um einen sehr heißen Stern. Links oben **8 Lacertae**, ein enges Paar aus zwei B1-Sternen (A und B), das mit bloßem Auge als ein Stern erscheint; Gaia hat um es herum eine kleine Bewegungsgruppe identifiziert (UBC 159), ein Rest des Haufens, in dem beide entstanden sind.\n\nDazwischen liegt ein schwaches Mosaik aus rosa und graublauen Schleiern, und im unteren Teil stehen mehrere kleine Galaxien, darunter die Spindel **2MFGC 17004** aus dem Katalog der flachen Galaxien und **MCG+06-49-053**. Die O- und B-Sterne von Lacerta OB1 sind wenige Millionen Jahre alt; 10 Lac wird sein [Leben](#/wissen/leben-der-sterne) in einer Supernova beenden, lange bevor die Sonne sich merklich verändert hat.", "id": "8b4a11f0-0214-4978-bec7-e50e99436270", "image": { "hdr": [ { "bytes": 150887, "src": "media/lbn437/crop-8b4a11f0-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 193464, "src": "media/lbn437/crop-8b4a11f0-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "8 und 10 Lacertae — die Sterne, die das Feld zum Leuchten bringen", "pixels": { "height": 1741, "width": 1707 }, "rect": { "height": 0.42108089338215726, "width": 0.27555204912424747, "x": 0.5746698823207443, "y": 0.5789191066178427 }, "short_title": "8 & 10 Lac", "sky": { "dec_text": "+39° 23′ 27.1″", "height_arcmin": 64.42577356785146, "precision": "exact", "ra_text": "22h 37m 23.90s", "width_arcmin": 63.167602228789455 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Zwicky-Galaxie in Kantenlage am Westrand, z = 0,0184", "id": "z514-34", "kind": "galaxy", "label": "Z 514-34", "radius": 0.007779, "radius_arcmin": 0.5, "x": 0.808239, "y": 0.340577 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Galaxie am Westrand, z = 0,0152", "id": "z514-37", "kind": "galaxy", "label": "Z 514-37", "radius": 0.007779, "radius_arcmin": 0.5, "x": 0.339769, "y": 0.72123 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Spiralgalaxie in Kantenlage, z = 0,0302 ≈ 130 Mpc — deutlich hinter der Gruppe um NGC 7330", "id": "mcg06-49-023", "kind": "galaxy", "label": "MCG+06-49-023", "radius": 0.006223, "radius_arcmin": 0.4, "x": 0.857942, "y": 0.954134 } ], "description_md": "Bildfeld **64 × 27 Bogenminuten**, ein Streifen am oberen, also westlichen Bildrand. Rechts unten läuft das rosa Hα-Band aus; darüber steht nur noch der Sternteppich der Milchstraße — und darin mehrere Galaxien. Die Spindel rechts oben ist **Z 514-34**, die kleinere daneben LEDA 214841; links der Mitte **Z 514-37** und **MCG+06-49-023**, letztere mit Rotverschiebung 0,030 schon deutlich weiter hinten als die Gruppe um NGC 7330. Alle sind bei 2,2″ pro Pixel nur wenige Dutzend Pixel groß, aber ihre Form — Spindel, Linse, Fleck mit Kern — ist bereits erkennbar.\n\nDer Ausschnitt zeigt, was dieses Feld von Cassiopeia oder Cygnus unterscheidet: Die Sterndichte ist niedrig, die Nebelschicht dünn. Wer hier länger belichtet, gewinnt nicht mehr Nebel, sondern mehr Hintergrund — Galaxien, die durch die letzten Ausläufer der Milchstraßenscheibe hindurchscheinen.", "id": "a8d87bbc-99c5-40e6-b694-4c03b4a00d8f", "image": { "hdr": [ { "bytes": 67650, "src": "media/lbn437/crop-a8d87bbc-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 80014, "src": "media/lbn437/crop-a8d87bbc-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Der westliche Rand — Galaxien über dem Ende des Bandes", "pixels": { "height": 739, "width": 1737 }, "rect": { "height": 0.1787797417118987, "width": 0.2803477353585112, "x": 0.7113800800492611, "y": 0.007466781354211012 }, "short_title": "Westrand", "sky": { "dec_text": "+38° 54′ 54.5″", "height_arcmin": 27.346724104906507, "precision": "exact", "ra_text": "22h 28m 12.47s", "width_arcmin": 64.27775341031476 } } ], "description_md": "Lacerta ist eine unscheinbare Ecke des Herbsthimmels, und genau deshalb sieht man hier, was in helleren Feldern untergeht: eine Sternentstehungsregion, die fast fertig ist. Das silbergraue, staubige Gebilde links oben ist **LBN 437**, wegen seiner Form „Gecko“ genannt — ein Kopf mit spitzer Schnauze, der nach rechts unten zeigt. Das rosafarbene Band, das schräg durchs Bild zieht, ist Wasserstoff, der von den heißen Sternen der **Assoziation Lacerta OB1** ionisiert wird; Sharpless führte das ganze leuchtende Feld 1959 als **Sh2-126**. Die Gruppe steht nach Gaia-Parallaxen bei rund **500 pc oder 1.600 Lichtjahren** — das Bildfeld deckt dort etwa **110 × 70 Lichtjahre** ab. Norden ist links, Osten unten.\n\n**Der Motor sitzt rechts unten.** Der hellste blaue Stern im Feld ist **10 Lacertae**, ein O9-Hauptreihenstern und einer der klassischen Vergleichssterne, an denen die Spektralklasse O überhaupt definiert ist. Sein ultraviolettes Licht ionisiert den Wasserstoff von Sh2-126 über mehrere Grad hinweg; der bläuliche Hof um ihn ist Staub, der sein Licht streut. Links darüber steht **8 Lacertae**, ein enges Paar aus zwei B1-Sternen, um das Gaia eine kleine Bewegungsgruppe (UBC 159) gefunden hat. Beide gehören zu Lac OB1, einer der sonnennächsten OB-Assoziationen, deren Sternentstehung weitgehend abgeschlossen ist — was übrig bleibt, sind ausgedünnte Wolkenreste wie der Gecko.\n\n**Die Schnauze ist eine Kinderstube.** Die helle, kompakte Spitze des Geckos ist kein einzelner Stern, sondern die **LkHα-233-Gruppe**: ein Herbig-Ae-Stern (**LkHα 233**, auch V375 Lac) mit einem kleinen bipolaren Reflexionsnebel, dazu die Emissionsliniensterne LkHα 230 bis 232 und eine ganze Kette von **Herbig-Haro-Objekten** (HH 398, HH 808 bis 814) — Stoßfronten von Jets, die junge Sterne in ihre Umgebung schießen. Das ist [Sternentstehung](#/wissen/sternentstehung) im Kleinen, an der Kante einer Wolke, deren Oberfläche von der Strahlung der Assoziation abgetragen wird. Der B1.5-Stern **HD 213976** dicht daneben liefert das Licht, das den Kopf des Geckos so hell aufleuchten lässt.\n\n**Was ein Herbig-Stern ist.** George Herbig katalogisierte ab 1960 am Lick-Observatorium Sterne, die in Hα-Emission auffielen (daher **LkHα**, Lick Hα) und in Nebeln standen. Ein **Herbig-Ae/Be-Stern** ist ein Stern mittlerer Masse — etwa zwei bis acht Sonnenmassen, Spektralklasse A oder B —, der noch nicht auf der Hauptreihe angekommen ist: Er zieht sich noch zusammen, zündet Wasserstoff im Kern erst in Zukunft und wird von einer Scheibe aus Gas und Staub umkreist, aus der er weiter Material aufnimmt. Die Emissionslinien kommen aus dieser Scheibe und dem einfallenden Gas, der Infrarotüberschuss vom warmen Staub darin. Herbig-Sterne sind die schwereren Geschwister der **T-Tauri-Sterne**, die dasselbe Stadium mit weniger als zwei Sonnenmassen durchlaufen; die Phase dauert nur wenige Millionen Jahre, weshalb man solche Sterne stets in oder neben ihrer Geburtswolke findet. LkHα 233 ist mit Typ A7 ein leichter Vertreter, und sein bipolarer Nebel ist die Scheibe im Schattenriss: Das Sternlicht entweicht nur senkrecht dazu, in zwei Kegeln. **Herbig-Haro-Objekte** sind etwas anderes und nach Herbig und Guillermo Haro benannt — keine Sterne, sondern leuchtende Stoßfronten dort, wo der Jet eines jungen Sterns mit einigen hundert Kilometern pro Sekunde auf umgebendes Gas trifft. Beides zusammen, Herbig-Stern und HH-Kette, ist das Kennzeichen einer Wolke, in der Sterne gerade entstehen.\n\n**Warum der Gecko weiß ist — und nicht dunkel, rot oder blau.** Dieselbe Staubwolke kann je nach Umgebung vier verschiedene Gesichter haben, und der Gecko zeigt, welches davon warum eintritt. **Dunkel** wäre er, stünde er ohne Sterne in der Nähe vor einem hellen Hintergrund: Dann würde man ihn nur als Silhouette sehen, wie das Pferdekopf-Loch im Orion. Hier steht er aber mitten in Lacerta OB1, umgeben von Dutzenden B-Sternen, mit HD 213976 direkt an der Schnauze — er wird von außen angestrahlt. **Rot** leuchtet nur Gas, das ionisiert ist, also von ultraviolettem Licht in seine Bestandteile zerlegt wird und beim Rekombinieren Hα abgibt. Dafür braucht es einen O-Stern in Reichweite; 10 Lac ist zwei Grad entfernt, und seine Strahlung reicht nur bis an den Rand der Wolke (die roten Schweife LBN 442). Das Innere ist kalt, neutral und molekular — Gas, das nicht leuchtet, und Staub, der Licht reflektiert. **Blau wie die Plejaden** wird ein Reflexionsnebel nur unter zwei Bedingungen: Die Lichtquelle ist selbst blau, und die Staubschicht ist dünn genug, dass jedes Photon nur einmal gestreut wird — Streuung bevorzugt kurze Wellenlängen, also kommt Blau heraus. Der Merope-Nebel ist ein dünner Schleier, durch den heiße B-Sterne hindurchscheinen. Der Gecko ist das Gegenteil: eine dichte, optisch dicke Wolke, beleuchtet nicht von einem einzelnen blauen Stern, sondern vom gesamten Sternfeld der Assoziation und der Milchstraße. In dichtem Staub wird das Licht mehrfach gestreut und dabei zugleich absorbiert — und Absorption trifft ebenfalls bevorzugt Blau. Beide Effekte heben sich weitgehend auf, übrig bleibt das Spektrum der Lichtquelle: **weißes bis leicht bläuliches Grau**, die Farbe von Sternlicht, das durch Staub gegangen ist. Genau so sehen auch die hochgalaktischen Zirren aus, die nur vom integrierten Licht der Milchstraße beleuchtet werden. Dass die Schnauze heller und wärmer wirkt, liegt an HD 213976 und der LkHα-233-Gruppe direkt davor — dort ist die Lichtquelle nah und die Geometrie eher die eines klassischen Reflexionsnebels.\n\n**Zwei Arten von Nebel in einem Bild.** Das Rosa des Bandes ist Hα, die Rekombinationslinie des [Wasserstoffs](#/wissen/wasserstoff); der silbrig-graue Schleier ist [Staub](#/wissen/staub), der Sternlicht streut. Wo das Band den Gecko berührt, sieht man beides übereinander, und an seiner unteren Kante fasern die roten Schweife LBN 442 aus — die Ionisationsfront, an der die Strahlung von 10 Lac auf die dichtere Wolke trifft. Die [Farbkalibrierung](#/wissen/farben) per SPCC setzt den Weißpunkt an den Sternen; der neutrale Ton des Schleiers ist also nicht hineingerechnet, sondern das, was nach einer sternbasierten Kalibrierung übrig bleibt.\n\n**Und dann die Galaxien.** Weil dieses Feld mit −15° galaktischer Breite schon weit aus der Milchstraßenebene herausschaut, ist die Nebelschicht dünn — und dahinter öffnet sich der Blick auf Dutzende Galaxien. Im rosa Band rechts oben liegt die Gruppe **HDC 1194** mit UGC 12062, UGC 12079 und mehreren Zwicky-Galaxien, alle mit Rotverschiebung um 0,017, also rund **70 Mpc oder 230 Millionen Lichtjahre** entfernt. Rechts unten steht **NGC 7330** als hellster Vertreter, im oberen rechten Streifen weitere Kandidaten, im linken Bilddrittel sogar ein flach gesehener Spiralarm aus dem Katalog der flachen Galaxien. Der Gecko ist 1.600 Lichtjahre entfernt, die Galaxien hinter ihm hundertfünfzigtausendmal weiter — dieselbe Belichtung fängt beides.\n\n**Was das Bild nicht ist.** Es ist eine reine Breitbandaufnahme ohne Schmalbandfilter: 26 Einzelbelichtungen à fünf Minuten, aus einer einzigen Nacht. Das Hα-Band kommt in einem Farbsensor ohne Filter nur schwach durch — dass es so deutlich hervortritt, liegt an der Bearbeitung, nicht an der Aufnahmezeit. Für eine Fassung mit echter Hα-Ebene bräuchte es Duo-Band-Belichtungen in nennenswerter Zahl; zwei Testframes davon existieren, sind aber nicht Teil dieses Bildes.", "focus": { "x": 0.4519, "y": 0.4651 }, "geometry": { "dec_deg": 40.231185620917735, "dec_text": "+40° 13′ 52.3″", "field_height_deg": 2.550263964226171, "field_width_deg": 3.8213870670726373, "orientation": "Norden links", "pixel_scale_arcsec": 2.220302363050596, "precision": "exact", "ra_deg": 338.43039938796954, "ra_text": "22h 33m 43.30s", "rms_arcsec": 1.1723706231064221, "rotation_deg": -88.05723377248523, "solver": "PixInsight ImageSolver 6.4.2", "source": "plate-solve", "star_count": 8282, "wcs": { "cd": [ [ -2.0931075559831155e-05, -0.0006164061567416981 ], [ -0.0006163854544483973, 2.090588745522649e-05 ] ], "crpix": [ 3098.3966376627786, 2067.9327249153857 ], "crval": [ 338.4303982418112, 40.231186544524554 ], "height": 4135, "width": 6196 } }, "hdr": true, "hdr_detail": { "dtype": "float32 (HdrDecode)", "fraction_above_white": 0.007244, "peak_vs_sdr_white": 3.181, "profile": "AVIF, Gain-Map angewandt (Quelle unbekannt)", "transfer": "linear" }, "headline": "LBN 437 · Gecko-Nebel — Lacerta OB1, ein Herbig-Stern in der Spitze und Galaxien hinter dem Hα-Schleier", "image": { "hdr": [ { "bytes": 327960, "src": "media/lbn437/full-hdr-1280.avif", "width": 1280 }, { "bytes": 697010, "src": "media/lbn437/full-hdr-2048.avif", "width": 2048 }, { "bytes": 1735733, "src": "media/lbn437/full-hdr-3840.avif", "width": 3840 } ], "height": 4135, "navigator": { "bytes": 130308, "src": "media/lbn437/navigator-720.avif", "width": 720 }, "navigator_gain": { "bytes": 3976, "src": "media/lbn437/navigator-gain-1024.webp", "stops": 4.0, "width": 1024 }, "poster_hdr": [ { "bytes": 106024, "src": "media/lbn437/poster-hdr-720.avif", "width": 720 } ], "poster_sdr": [ { "bytes": 130308, "src": "media/lbn437/poster-720.avif", "width": 720 } ], "sdr": [ { "bytes": 395200, "src": "media/lbn437/full-1280.avif", "width": 1280 }, { "bytes": 834962, "src": "media/lbn437/full-2048.avif", "width": 2048 }, { "bytes": 2200447, "src": "media/lbn437/full-3840.avif", "width": 3840 } ], "width": 6196 }, "lunar": null, "object_kind": "deep_sky", "processing_md": "**Aufnahme.** Nacht vom **5. auf den 6. September 2026**, Friedrichsdorf, zweite Nachthälfte: Der ASIAIR-Plan hieß **„8 Lacertae A“**, daher trägt der Datensatz den Namen des Sterns. William Optics **RedCat 71** (349 mm) mit **ZWO ASI2600MC Air** auf der AM5N, **kein Filter**, Gain 100, Offset 50, Sensor auf −10 °C. **26 × 300 s** zwischen 02:33 und 04:50 MESZ, alle 26 verwendet — **7.800 s oder 2 h 10 min**. Unmittelbar davor entstanden zwei 300-s-Testframes mit dem Duo-Hα/O-III-Filter; sie wurden als eigener Lauf integriert, sind aber **nicht** in dieses Bild eingeflossen (die Ebenenliste der Photoshop-Datei enthält nur Breitband-Ebenen).\n\n**Kalibration und Integration.** WBPP im Final-Modus (`lbn437-broadband-26x300s-flat20260906-v2`): Master-Dark aus der Bibliothek (50 Darks, 300 s, Gain 100, −10 °C), bias-kalibriertes Master-Flat vom 6. September, LocalNormalization und PSF-Signal-Gewichtung, **26 von 26 Frames integriert**, QC PASS ohne Warnungen. Die 26 Lights tragen im Header keinen Filter und wurden für den Lauf ausdrücklich als Breitband behandelt; die Original-FITS blieben unverändert.\n\n**Bildaufbau in PiMagic (v2.5-1036, RGB-Modus, explizites Steuerprofil).** GradientCorrection (kein DBE, kein GraXpert), BlurXTerminator zunächst zur Sternkorrektur (Deblur V1), Plate-Solve gegen Gaia DR3 und **SPCC** mit dem OSC-Profil, dann BlurXTerminator im Enhance-Modus (Nicht-Stern-Schärfung 0,90), Nuclear Stretch, NoiseXTerminator, StarXTerminator mit Sternebene sowie S-Kurve und SCNR für die Sternfarben. Ausgabe über den AstroMagic-Handoff als strukturierte Photoshop-Datei.\n\n**Photoshop.** Die Fassung `_man_32` ist von Hand nachgearbeitet: Sternebene und sternlose Ebene getrennt, dazu Tonwertkorrektur, Farbbalance, Farbton/Sättigung, eine Abwedeln/Nachbelichten-Ebene und eine Farbfläche. Eine erste Fassung vom selben Abend hatte im Staubschleier einen deutlichen Grünstich; die hier gezeigte zweite Abstimmung nimmt ihn weitgehend heraus, der Gecko erscheint silbergrau statt grün. Export über Camera Raw 18.6 als AVIF — **6196 × 4135 Pixel**, Display-P3-Basisbild mit **HDR-Gain-Map**.\n\n**Astrometrie dieser Datei.** PixInsight ImageSolver 6.4.2 gegen Gaia DR3, gelöst an genau dieser Fassung: **8.282 Referenzsterne**, Restfehler 1,14″, Maßstab **2,2203″/Pixel**, Feld **3,821° × 2,550°**, Bildmitte 22h 33m 43,3s +40° 13′ 53″, Drehung −88,06° — **Norden links, Osten unten**. 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Der Marker sitzt an der Katalogposition des Sterns, der Ring dient nur zur Orientierung.", "id": "263071ba-0555-4311-8dc5-33e58621a576", "image": { "hdr": [ { "bytes": 180380, "src": "media/sh2-129-ou4/crop-263071ba-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 185298, "src": "media/sh2-129-ou4/crop-263071ba-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "vdB 140 – Sternlicht und Staub", "pixels": { "height": 1029, "width": 1224 }, "rect": { "height": 0.2660541530330264, "width": 0.21100099377883852, "x": 0.002801610442506977, "y": 0.00623520548417315 }, "short_title": "vdB 140", "sky": { "dec_text": "+58° 37′ 04.0″", "height_arcmin": 38.040096742585895, "precision": "exact", "ra_text": "21h 18m 04.17s", "width_arcmin": 45.248861431414134 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Spektroskopisches Doppelsternsystem, K2 (SIMBAD), nahe dem Bildrand. Die türkise Umgebung im HOO-Bild belegt weder einen heißen blauen Stern noch einen eigenen Sauerstoffnebel.", "id": "hd203232", "kind": "star", "label": "HD 203232", "radius": 0.03489, "radius_arcmin": 1.5, "x": 0.979785, "y": 0.486951 } ], "description_md": "Die auffällige türkisfarbene Aufhellung am rechten Bildrand umgibt die projizierte Position von **HD 203232**. SIMBAD führt ihn als spektroskopisches Doppelsternsystem mit Spektraltyp K2. Seine Farbe in dieser HOO-Bearbeitung lässt daher keinen direkten Rückschluss auf die Sterntemperatur zu. Ob und wie stark Streulicht, Filterhalos oder diffuse Umgebung zum großflächigen Leuchten beitragen, lässt sich aus diesem fertigen Bild allein nicht trennen. Der Ausschnitt bekommt bewusst eine Sternzuordnung statt eines unbelegten Nebelnamens.", "id": "e5c0ef4b-de00-48f8-8f94-aa0dcd80a5ed", "image": { "hdr": [ { "bytes": 223953, "src": "media/sh2-129-ou4/crop-e5c0ef4b-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 257760, "src": "media/sh2-129-ou4/crop-e5c0ef4b-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "HD 203232 – Sternumgebung am Bildrand", "pixels": { "height": 1259, "width": 1163 }, "rect": { "height": 0.32552451834760926, "width": 0.20050873902143573, "x": 0.7991886249577134, "y": 0.0005591058564006477 }, "short_title": "HD 203232", "sky": { "dec_text": "+61° 26′ 40.7″", "height_arcmin": 46.54274227299868, "precision": "exact", "ra_text": "21h 18m 08.42s", "width_arcmin": 42.99381196465247 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "target-library", "detail": "Fledermausnebel mit Tintenfisch", "id": "sh2-129", "kind": "emission_nebula", "label": "Sh2-129", "radius": 0.479212, "radius_arcmin": 70.0, "x": 0.436995, "y": 0.485991 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Ou4, der sehr schwache Tintenfischnebel: eine zweilappige, vor allem in [O III] sichtbare Struktur innerhalb des Bildfelds von Sh2-129. Der Kreis ist eine Suchhilfe, keine nachgezeichnete Nebelkontur.", "id": "ou4", "kind": "nebula", "label": "Ou4", "radius": 0.246452, "radius_arcmin": 36.0, "x": 0.44707, "y": 0.482832 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Breite Aufhellung am östlichen Rand von Sh2-129; im Bild oben. Ein Teilbereich des Nebels, kein eigenes Katalogobjekt.", "id": "sh2-129-east-rim", "kind": "nebula", "label": "Sh2-129 · E", "radius": 0.061613, "radius_arcmin": 9.0, "x": 0.473909, "y": 0.1414 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Roter nördlicher Flügel der Fledermaus; im Bild rechts. Markierter Ausschnitt innerhalb von Sh2-129, ohne zusätzliche Objektidentifikation.", "id": "sh2-129-north-rim", "kind": "nebula", "label": "Sh2-129 · N", "radius": 0.054767, "radius_arcmin": 8.0, "x": 0.715009, "y": 0.526678 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Schmale, faserige Hα-betonte Kante im südlichen Bereich; im Bild links. Die Markierung beschreibt die sichtbare Struktur.", "id": "sh2-129-south-rim", "kind": "nebula", "label": "Sh2-129 · S", "radius": 0.047921, "radius_arcmin": 7.0, "x": 0.169007, "y": 0.396683 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Heißes Mehrfachsternsystem im Zentralfeld von Sh2-129. Als möglicher Antrieb von Ou4 diskutiert, nicht als endgültig bewiesener Ursprung.", "id": "hr8119", "kind": "star", "label": "HR 8119 / HD 202214", "radius": 0.010269, "radius_arcmin": 1.5, "x": 0.44739, "y": 0.482776 } ], "description_md": "Der große Ausschnitt zeigt die Form, die Sh2-129 seinen Beinamen gibt: eine helle, gekrümmte Vorderkante und weit auslaufende rote Flanken. Die linke Kante wirkt schmal und faserig, die obere Aufhellung flächiger; nach unten verliert sich die Struktur im dunkleren Feld. Das ist zunächst eine Aussage über die sichtbare Verteilung der Hα-betonten Emission. Die im Overlay markierten Teilbereiche sind Orientierungspunkte innerhalb von Sh2-129 und keine zusätzlichen Katalognebel.", "id": "670ccd88-457f-4df4-8f3f-c893cbc552ee", "image": { "hdr": [ { "bytes": 229989, "src": "media/sh2-129-ou4/crop-670ccd88-hdr-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 669564, "src": "media/sh2-129-ou4/crop-670ccd88-hdr-1800.avif", "width": 1800 } ], "sdr": [ { "bytes": 252306, "src": "media/sh2-129-ou4/crop-670ccd88-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 740206, "src": "media/sh2-129-ou4/crop-670ccd88-1800.avif", "width": 1800 } ] }, "name": "Die Flügel der Fledermaus", "pixels": { "height": 3490, "width": 3951 }, "rect": { "height": 0.9025394164372479, "width": 0.6812653429193674, "x": 0.18406777072324038, "y": 0.04574844533715523 }, "short_title": "Sh2-129", "sky": { "dec_text": "+60° 06′ 52.8″", "height_arcmin": 129.01840391800272, "precision": "exact", "ra_text": "21h 11m 30.37s", "width_arcmin": 146.06066300287355 } } ], "description_md": "Ein roter Bogen spannt sich über das Sternfeld im Kepheus: **Sh2-129, der Fledermausnebel**. Doch diesmal gehört der Blick nicht nur seinen leuchtenden Flügeln. Mitten darin zeichnet sich **Ou4, der Tintenfischnebel**, als türkisfarbene, zweilappige Struktur ab. Links wirkt die Kontur zerfasert und stellenweise vom roten Nebel überlagert; rechts ist eine längliche, rund auslaufende Hülle gut zu verfolgen. Die neue Bearbeitung trennt die beiden Formen deutlich voneinander, ohne den schwachen Tintenfisch aus seinem weiten Umfeld zu lösen.\n\n**Warum Rot und Türkis?** Die HOO-Darstellung legt den Wasserstoffkanal Hα in Rot und den sauerstoffbetonten Kanal in Grün und Blau. Hα bei etwa 656,3 nm entsteht, wenn angeregter Wasserstoff in einen niedrigeren Energiezustand zurückkehrt; die markante [O III]-Linie bei 500,7 nm stammt von zweifach ionisiertem Sauerstoff. Bei einer Farbkamera mit Dualbandfilter sind diese Kanäle keine vollkommen getrennten spektroskopischen Messungen. Die Palette macht Strukturen lesbar, bildet aber weder natürliche Sternfarben noch unmittelbar Temperatur oder Elementhäufigkeit ab.\n\n**Der scheue Tintenfisch wird sichtbar.** Nicolas Outters entdeckte Ou4 erst 2011 auf tiefen [O III]-Aufnahmen. Auch hier lebt seine Gestalt vom Kontrast zwischen dem sauerstoffbetonten Türkis und dem kräftigen Wasserstoffrot von Sh2-129. Die beiden Lappen lassen sich nun über das Zentralfeld hinweg als zusammengehörige Form erkennen: feine helle Säume, durchscheinende Flächen und eine schmalere Verbindung in der Mitte. Nicht jede schwache Faser ist gleich klar abgegrenzt – aber die charakteristische Tintenfisch-Silhouette ist jetzt weit mehr als eine angedeutete Aufhellung.\n\n**Was treibt Ou4 an?** Corradi und Kollegen deuten die gemessenen Gasbewegungen und Linienverhältnisse als stoßangeregten Ausfluss. Eine Verbindung mit dem zentralen Mehrfachstern **HR 8119 / HD 202214** und Sh2-129 ist plausibel, aber die Natur von Ou4 ist damit nicht abschließend geklärt. Unter der Annahme einer gemeinsamen Entfernung von rund 2.300 Lichtjahren wäre der Tintenfisch annähernd 50 Lichtjahre lang. Das ist eine bedingte Größenangabe, keine direkt aus diesem Bild gemessene Strecke.\n\n**Zwei Randfelder, zwei verschiedene Geschichten.** Links oben sitzt **vdB 140** um HD 203025; am rechten Rand fällt eine türkisfarbene Aufhellung bei **HD 203232** auf. Letzterer wird in SIMBAD als K2-Stern geführt: Gerade dort wäre „blau gleich heißer Stern oder Sauerstoffnebel“ ein Fehlschluss. Die vier Ausschnitte trennen deshalb das Zentralfeld, vdB 140, die rechte Sternumgebung und die gesamte Fledermausform. In dieser Bildorientierung liegt Norden rechts und Osten oben.", "focus": null, "geometry": { "dec_deg": 60.0259896815237, "dec_text": "+60° 01′ 33.6″", "field_height_deg": 2.3825891497178433, "field_width_deg": 3.5735756577097213, "orientation": "Norden rechts", "pixel_scale_arcsec": 2.218081442716379, "precision": "exact", "ra_deg": 317.86297653310316, "ra_text": "21h 11m 27.11s", "rms_arcsec": 0.9602074964719863, "rotation_deg": 89.90019289079578, "solver": "PixInsight ImageSolver 6.4.2", "source": "plate-solve", "star_count": 7834, "wcs": { "cd": [ [ -1.0730899817352067e-06, 0.0006161369797463316 ], [ 0.0006161286332741538, 1.065140265911674e-06 ] ], "crpix": [ 2900.3704743029466, 1933.8056959278003 ], "crval": [ 317.8629785263565, 60.025988988548185 ], "height": 3867, "width": 5800 } }, "hdr": true, "hdr_detail": { "dtype": "float32 (HdrDecode)", "fraction_above_white": 0.022564, "peak_vs_sdr_white": 3.403, "profile": "AVIF, Gain-Map angewandt (Quelle unbekannt)", "transfer": "linear" }, "headline": "Sh2-129 und Ou4 – der Tintenfisch in den Flügeln der Fledermaus", "image": { "hdr": [ { "bytes": 373438, "src": "media/sh2-129-ou4/full-hdr-1280.avif", "width": 1280 }, { "bytes": 797122, "src": "media/sh2-129-ou4/full-hdr-2048.avif", "width": 2048 }, { "bytes": 2174112, "src": "media/sh2-129-ou4/full-hdr-3840.avif", "width": 3840 } ], "height": 3867, "navigator": { "bytes": 143281, "src": "media/sh2-129-ou4/navigator-720.avif", "width": 720 }, "navigator_gain": { "bytes": 13648, "src": "media/sh2-129-ou4/navigator-gain-1024.webp", "stops": 4.0, "width": 1024 }, "poster_hdr": [ { "bytes": 133809, "src": "media/sh2-129-ou4/poster-hdr-720.avif", "width": 720 } ], "poster_sdr": [ { "bytes": 143281, "src": "media/sh2-129-ou4/poster-720.avif", "width": 720 } ], "sdr": [ { "bytes": 389237, "src": "media/sh2-129-ou4/full-1280.avif", "width": 1280 }, { "bytes": 809811, "src": "media/sh2-129-ou4/full-2048.avif", "width": 2048 }, { "bytes": 2135400, "src": "media/sh2-129-ou4/full-3840.avif", "width": 3840 } ], "width": 5800 }, "lunar": null, "object_kind": "deep_sky", "processing_md": "**Aufnahmegrundlage.** Diese Neufassung vereint **53 × 300 s = 15.900 s, also 4 h 25 min**, aus vier Nächten zwischen dem 5. und 11. September 2026. Die leicht versetzten Bildfelder wurden im virtuellen Panel Sh2-129/Ou4 zusammengefasst. Aufgenommen wurde mit der **ZWO ASI2600MC Air am William Optics RedCat 71, 349 mm**, durch einen Duo-Hα/O-III-Filter, bei etwa −10 °C. 32 Lights stammen von Gain 0, 21 von Gain 100. Alle 53 gingen nach Registrierung und lokaler Normalisierung in die gewichtete Integration ein. Gegenüber der früheren 95-Minuten-Fassung steht damit rund 2,8-mal so viel Belichtungszeit zur Verfügung.\n\n**Kalibration.** Die Gain- und Flat-Gruppen wurden getrennt behandelt. Für die Gain-0-Aufnahmen kamen Bias und Flat zum Einsatz, jedoch kein Dark: Ein passender Gain-0-Dark fehlte. Für Gain 100 wurden Bias, Dark-Master und die zum jeweiligen Aufnahmebestand zugeordneten Flats verwendet. Der fehlende Gain-0-Dark bleibt eine Einschränkung dieser gemischten Datengrundlage.\n\n**Bearbeitung und Bildfeld.** Der PiMagic-Duo/HOO-Weg bearbeitet Wasserstoff und Sauerstoff getrennt und korrigiert die Gradienten der Einzelkanäle. Automatisches Beschneiden war für diesen Lauf deaktiviert; der vollständige 6.248 × 4.176-Pixel-Master blieb bis zur Photoshop-Ebenenfassung erhalten. Die hier gezeigte neue Bearbeitung erhält anschließend ihren eigenen finalen Ausschnitt und eine gezielte Farb- und Kontrastabstimmung. Türkis und Rot sind eine HOO-Darstellung, keine natürlichen RGB-Farben oder unabhängige spektroskopische Messung.\n\n**Ausrichtung der Beschriftungen.** Die veröffentlichte AVIF-Fassung misst **5.800 × 3.867 Pixel** und besitzt eine eigene astrometrische Lösung: **7.834 Sterne, 0,96″ Restfehler**, rund **2,218″/Pixel** und **3,57° × 2,38° Bildfeld**. Die vorhandenen Himmelskoordinaten der Ausschnitte und Objektmarker werden auf diese neue Bildgeometrie projiziert. Die Ringe bleiben Orientierungshilfen und sind keine nachgemessenen Nebelkonturen.", "rating": null, "science_links": [ { "title": "Nicolas Outters: die Entdeckung von Ou4", "url": "https://www.outters.fr/?page_id=1701" }, { "title": "Corradi et al. (2014): Gas und Bewegung von Ou4", "url": "https://arxiv.org/abs/1407.4617" }, { "title": "NASA APOD: der riesige Tintenfischnebel", "url": "https://apod.nasa.gov/apod/ap140718.html" }, { "title": "SIMBAD: Sh2-129", "url": "https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-basic?Ident=Sh2-129" }, { "title": "SIMBAD: HR 8119 / HD 202214", "url": "https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-basic?Ident=HD+202214" }, { "title": "SIMBAD: vdB 140 / HD 203025", "url": "https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-basic?Ident=VDB+140" }, { "title": "SIMBAD: HD 203232 am Bildrand", "url": "https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-basic?Ident=HD+203232" } ], "slug": "sh2-129-ou4", "source_file": "PiMagic-Sh2_129_Ou4_VP-2026-09-12-12-50-07_WRK_CROP_32.avif", "target": "Sh2-129 / Ou4", "translation": { "complete": true, "fell_back": [], "lang": "de", "primary": true, "stale": [] } }, { "acquisition": { "date_end": "2026-09-05", "date_source": "integrated-run: ngc6871-panel10-duo-10x300s-20260909-v1; source FITS DATE-OBS", "date_start": "2026-09-05", "filter": "Duo-Hα/O III", "frame_count": 10, "instrument": "ZWO ASI2600MC Air", "location": "Friedrichsdorf · DE", "pixel_scale_arcsec": 2.219761794477291, "session_count": 1, "target_name": "NGC 6871", "telescope": "William Optics RedCat 71 · 349 mm", "total_exposure_seconds": 3000 }, "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Junger offener Sternhaufen im Schwan. 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Der Kreis ist eine Suchhilfe, keine Kontur.", "id": "ldn863", "kind": "dark-nebula", "label": "LDN 863", "radius": 0.021631, "radius_arcmin": 5.0, "x": 0.62863, "y": 0.046657 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Katalogisierte H-II-Region neben LDN 863 im oberen Randfeld.", "id": "dwb5", "kind": "nebula", "label": "DWB 5", "radius": 0.021631, "radius_arcmin": 5.0, "x": 0.663286, "y": 0.060671 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Katalogposition nahe der hakenförmigen dunklen Spitze links der Bildmitte. Der Kreis ist eine Suchhilfe, keine Kontur.", "id": "b146", "kind": "dark-nebula", "label": "Barnard 146", "radius": 0.017305, "radius_arcmin": 4.0, "x": 0.339031, "y": 0.36078 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Heller K0-Riese. Seine Farbe in dieser HOO-Bearbeitung ist keine natürliche Breitbandfarbe.", "id": "eta-cyg", "kind": "star", "label": "η Cygni", "radius": 0.008652, "radius_arcmin": 2.0, "x": 0.086889, "y": 0.919629 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Stern vom Spektraltyp G8.5IVa; der Marker bezeichnet den Einzelstern im Umfeld von NGC 6871.", "id": "27-cyg", "kind": "star", "label": "27 Cygni", "radius": 0.006489, "radius_arcmin": 1.5, "x": 0.3334, "y": 0.13536 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Position des sichtbaren Begleitsterns HD 226868. Das Schwarze Loch und eine Stoßfront werden hier nicht als abgebildet ausgewiesen.", "id": "cygnus-x1", "kind": "star", "label": "Cygnus X-1 / HD 226868", "radius": 0.006489, "radius_arcmin": 1.5, "x": 0.119721, "y": 0.757287 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Wolf-Rayet-Doppelstern im Feld von NGC 6871; beide Komponenten bleiben hier unaufgelöst.", "id": "wr133", "kind": "star", "label": "WR 133 / HD 190918", "radius": 0.004326, "radius_arcmin": 1.0, "x": 0.284744, "y": 0.164376 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Heißer O-Stern im Tulpennebel; eine Quelle der anregenden UV-Strahlung.", "id": "hd227018", "kind": "star", "label": "HD 227018", "radius": 0.004326, "radius_arcmin": 1.0, "x": 0.149542, "y": 0.642745 } ], "crops": [ { "annotations": [ { "catalogue": "target-library", "detail": "Tulpennebel", "id": "sh2-101", "kind": "emission_nebula", "label": "Sh2-101", "radius": 0.24318, "radius_arcmin": 10.0, "x": 0.452638, "y": 0.483182 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Heißer O-Stern im Tulpennebel; eine Quelle der anregenden UV-Strahlung.", "id": "hd227018", "kind": "star", "label": "HD 227018", "radius": 0.024318, "radius_arcmin": 1.0, "x": 0.478288, "y": 0.537562 } ], "description_md": "Ein heller, gebogener Saum umschließt den blassen Innenbereich von **Sh2-101**. Darüber schieben sich dunkle Staubfäden vor das rote Umfeld. **HD 227018** sitzt im markierten Nebelfeld und gehört zu den heißen Sternen, die dessen Emission anregen. Dieser Ausschnitt konzentriert sich auf die Tulpe; der Begleitstern von Cygnus X-1 liegt knapp unterhalb seiner unteren Kante und ist im Gesamtbild markiert.", "id": "90c8ff82-f4d2-46b2-b093-1a97ffa9d561", "image": { "hdr": [ { "bytes": 70466, "src": "media/ngc-6871/crop-90c8ff82-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 110657, "src": "media/ngc-6871/crop-90c8ff82-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Sh2-101 – die leuchtende Tulpe", "pixels": { "height": 869, "width": 1112 }, "rect": { "height": 0.20798226704325173, "width": 0.17790007525998905, "x": 0.06445419403393542, "y": 0.5309417618819559 }, "short_title": "Tulpennebel", "sky": { "dec_text": "+35° 19′ 25.2″", "height_arcmin": 32.149549990012765, "precision": "exact", "ra_text": "19h 59m 55.13s", "width_arcmin": 41.13958525764579 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Heller K0-Riese. Seine Farbe in dieser HOO-Bearbeitung ist keine natürliche Breitbandfarbe.", "id": "eta-cyg", "kind": "star", "label": "η Cygni", "radius": 0.067791, "radius_arcmin": 2.0, "x": 0.514882, "y": 0.49005 } ], "description_md": "Der auffällige Lichtpunkt ist **η Cygni**. SIMBAD führt ihn als K0-Riesen. Das breite, sanft auslaufende Leuchten um den Stern hebt sich deutlich von den kleinen Punkten im Hintergrund ab. Seine weißblaue Erscheinung in dieser HOO-Fassung ist keine verlässliche natürliche Sternfarbe; Filterdurchlass und Bearbeitung bestimmen den Eindruck mit. Der Ring markiert die Sternposition, keinen eigenen Nebel.", "id": "8c4d7837-5b2f-4535-8e52-d1f87c262771", "image": { "hdr": [ { "bytes": 45015, "src": "media/ngc-6871/crop-8c4d7837-hdr-797.avif", "width": 797 } ], "sdr": [ { "bytes": 77961, "src": "media/ngc-6871/crop-8c4d7837-797.avif", "width": 797 } ] }, "name": "η Cygni – ein heller Vordergrundstern", "pixels": { "height": 658, "width": 797 }, "rect": { "height": 0.15760478522157995, "width": 0.1276319615489874, "x": 0.021173286124794743, "y": 0.84239521477842 }, "short_title": "η Cygni", "sky": { "dec_text": "+35° 04′ 34.3″", "height_arcmin": 24.34338767943429, "precision": "exact", "ra_text": "19h 56m 17.15s", "width_arcmin": 29.485835836640018 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Junger offener Sternhaufen im Schwan. Der Kreis kennzeichnet das zentrale Haufenfeld.", "id": "ngc6871", "kind": "cluster", "label": "NGC 6871", "radius": 0.257542, "radius_arcmin": 10.0, "x": 0.444638, "y": 0.446878 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Stern vom Spektraltyp G8.5IVa; der Marker bezeichnet den Einzelstern im Umfeld von NGC 6871.", "id": "27-cyg", "kind": "star", "label": "27 Cygni", "radius": 0.038631, "radius_arcmin": 1.5, "x": 0.767307, "y": 0.406468 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Wolf-Rayet-Doppelstern im Feld von NGC 6871; beide Komponenten bleiben hier unaufgelöst.", "id": "wr133", "kind": "star", "label": "WR 133 / HD 190918", "radius": 0.025754, "radius_arcmin": 1.0, "x": 0.477652, "y": 0.523304 } ], "description_md": "Eine lockere Gruppe heller Sterne hebt sich aus dem roten Schleier ab: **NGC 6871**. Im Kern ist **WR 133 / HD 190918** markiert, dessen Wolf-Rayet- und O-Komponenten hier zu einem einzigen Lichtpunkt verschmelzen. Weiter rechts oben im Ausschnitt steht **27 Cygni**, ein eigenständiger Katalogstern. Die drei Marker helfen, den ausgedehnten Haufenbereich von einzelnen auffälligen Sternen zu unterscheiden.", "id": "f2cc3805-387c-48f5-84df-602173890950", "image": { "hdr": [ { "bytes": 119921, "src": "media/ngc-6871/crop-f2cc3805-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 177855, "src": "media/ngc-6871/crop-f2cc3805-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "NGC 6871 – junge Sterne und WR 133", "pixels": { "height": 1037, "width": 1050 }, "rect": { "height": 0.24835260385783464, "width": 0.16797944033935416, "x": 0.20450832991242474, "y": 0.03441253645405719 }, "short_title": "NGC 6871 · WR 133", "sky": { "dec_text": "+35° 48′ 07.9″", "height_arcmin": 38.36488301454918, "precision": "exact", "ra_text": "20h 06m 01.91s", "width_arcmin": 38.84583140335259 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Dunkelwolkenbereich bei den verzweigten Staubfingern links oben. Der Kreis ist eine Suchhilfe, keine Kontur.", "id": "ldn852", "kind": "dark-nebula", "label": "LDN 852", "radius": 0.1667, "radius_arcmin": 6.0, "x": 0.452635, "y": 0.671623 } ], "description_md": "Schmale dunkle Finger ragen in ein ungleichmäßig leuchtendes Feld. Die Katalogposition von **LDN 852** liegt in diesem verzweigten Staubgebiet. Besonders an den Spitzen wird der Kontrast zwischen Abschattung und rotem Hintergrund sichtbar; weiter außen gehen die Strukturen weich ineinander über. Der Kreis bezeichnet den katalogisierten Bereich und folgt nicht seiner gezackten Silhouette.", "id": "2015f3a7-2815-429f-b3c1-92affdab6f89", "image": { "hdr": [ { "bytes": 89687, "src": "media/ngc-6871/crop-2015f3a7-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 138297, "src": "media/ngc-6871/crop-2015f3a7-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "LDN 852 – dunkle Finger vor rotem Gas", "pixels": { "height": 843, "width": 973 }, "rect": { "height": 0.20193807537782033, "width": 0.1557112068965517, "x": 0.048491379310344834, "y": 0.022829702240790145 }, "short_title": "LDN 852", "sky": { "dec_text": "+35° 10′ 28.7″", "height_arcmin": 31.18765321240594, "precision": "exact", "ra_text": "20h 06m 20.51s", "width_arcmin": 35.99713710044007 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Katalogisierter Dunkelwolkenbereich unterhalb von Barnard 146. Der Kreis ist eine Suchhilfe, keine Kontur.", "id": "ldn857", "kind": "dark-nebula", "label": "LDN 857", "radius": 0.122597, "radius_arcmin": 7.0, "x": 0.852869, "y": 0.802066 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Katalogposition nahe der hakenförmigen dunklen Spitze links der Bildmitte. Der Kreis ist eine Suchhilfe, keine Kontur.", "id": "b146", "kind": "dark-nebula", "label": "Barnard 146", "radius": 0.070055, "radius_arcmin": 4.0, "x": 0.775923, "y": 0.468081 } ], "description_md": "Der Ausschnitt verbindet einen breiten dunklen Streifen mit schmaleren, hakenförmigen Ausläufern. **Barnard 146** liegt bei der markanten dunklen Spitze, **LDN 857** weiter unten rechts im Feld. Dazwischen bleibt rotes Leuchten sichtbar. Die beiden Katalogpositionen gliedern das Motiv; aus der scheinbaren Nachbarschaft lässt sich allein noch keine gemeinsame räumliche Tiefe ableiten.", "id": "304182f5-7d11-442b-9a9c-3c65809be022", "image": { "hdr": [ { "bytes": 130213, "src": "media/ngc-6871/crop-304182f5-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 175336, "src": "media/ngc-6871/crop-304182f5-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Barnard 146 und LDN 857 – Haken aus Staub", "pixels": { "height": 1485, "width": 1543 }, "rect": { "height": 0.35556101356770353, "width": 0.24701525725232623, "x": 0.14736632799671592, "y": 0.19434843925796685 }, "short_title": "B 146 · LDN 857", "sky": { "dec_text": "+35° 45′ 19.2″", "height_arcmin": 54.939104413312954, "precision": "exact", "ra_text": "20h 03m 18.63s", "width_arcmin": 57.08487414797434 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Dunkelwolke im oberen Teil der großen sternarmen Bucht in der Bildmitte. Der Kreis ist eine Suchhilfe, keine Kontur.", "id": "dobashi2269", "kind": "dark-nebula", "label": "DOBASHI 2269", "radius": 0.138865, "radius_arcmin": 9.0, "x": 0.354492, "y": 0.163574 } ], "description_md": "Eine breite, sternarme Bucht öffnet sich zwischen roten Nebelrändern. Im oberen Teil liegt die Katalogposition der Dunkelwolke **DOBASHI 2269**. Nach unten verengt sich die Abschattung zu einem gebogenen Streifen. Der Wechsel zwischen fast schwarzem Inneren, dünnen roten Fäden und dichter besetzten Sternfeldern macht diesen Ausschnitt besonders plastisch.", "id": "5d8a3208-201f-4439-a667-1c725d1cd625", "image": { "hdr": [ { "bytes": 169323, "src": "media/ngc-6871/crop-5d8a3208-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 191253, "src": "media/ngc-6871/crop-5d8a3208-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "DOBASHI 2269 – die große dunkle Bucht", "pixels": { "height": 1509, "width": 1752 }, "rect": { "height": 0.3613620297082154, "width": 0.2803840825123153, "x": 0.44613137999452657, "y": 0.18691238768016782 }, "short_title": "DOBASHI 2269", "sky": { "dec_text": "+36° 58′ 09.6″", "height_arcmin": 55.82700913110387, "precision": "exact", "ra_text": "20h 03m 34.81s", "width_arcmin": 64.8170443987369 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Dunkelwolkenbereich zwischen den roten Filamenten rechts im Bild. Der Kreis ist eine Suchhilfe, keine Kontur.", "id": "ldn865", "kind": "dark-nebula", "label": "LDN 865", "radius": 0.113414, "radius_arcmin": 8.0, "x": 0.382176, "y": 0.5143 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Katalogisierte H-II-Region im rechten Bildfeld; Suchkreis ohne Anspruch auf eine exakte Emissionsgrenze.", "id": "dwb13", "kind": "nebula", "label": "DWB 13", "radius": 0.113414, "radius_arcmin": 8.0, "x": 0.832761, "y": 0.656026 } ], "description_md": "Im rechten Teil des Gesamtbildes treffen fein verzweigte rote Filamente auf weichere dunkle Flächen. **LDN 865** markiert einen staubgeprägten Bereich; weiter rechts liegt die katalogisierte H-II-Region **DWB 13**. Die geringe Helligkeit einzelner Zonen kann sowohl mit Abschattung als auch mit schwächerer Emission zusammenhängen. Die Marker unterscheiden die beiden Katalogobjekte, ohne den gesamten Ausschnitt einem einzigen Nebel zuzuschreiben.", "id": "1078ba26-d77d-4783-9f29-f4a531420c1a", "image": { "hdr": [ { "bytes": 141440, "src": "media/ngc-6871/crop-1078ba26-hdr-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 397591, "src": "media/ngc-6871/crop-1078ba26-hdr-1800.avif", "width": 1800 } ], "sdr": [ { "bytes": 175417, "src": "media/ngc-6871/crop-1078ba26-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 542546, "src": "media/ngc-6871/crop-1078ba26-1800.avif", "width": 1800 } ] }, "name": "LDN 865 und DWB 13 – Staub neben Emission", "pixels": { "height": 1348, "width": 1907 }, "rect": { "height": 0.3228379070762444, "width": 0.3051600129994526, "x": 0.6820564792008758, "y": 0.16520897208110974 }, "short_title": "LDN 865 · DWB 13", "sky": { "dec_text": "+37° 55′ 16.5″", "height_arcmin": 49.87064831592314, "precision": "exact", "ra_text": "20h 04m 17.17s", "width_arcmin": 70.5514290344699 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "sky-map", "detail": "Dunkelwolke nahe dem oberen Bildrand. Der Kreis ist eine Suchhilfe, keine Kontur.", "id": "ldn862", "kind": "dark-nebula", "label": "LDN 862", "radius": 0.065557, "radius_arcmin": 5.0, "x": 0.62613, "y": 0.808717 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Als Molekülwolke katalogisierter Bereich am oberen Rand. Der Kreis ist eine Suchhilfe, keine Kontur.", "id": "ldn863", "kind": "dark-nebula", "label": "LDN 863", "radius": 0.065557, "radius_arcmin": 5.0, "x": 0.723267, "y": 0.319167 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Katalogisierte H-II-Region neben LDN 863 im oberen Randfeld.", "id": "dwb5", "kind": "nebula", "label": "DWB 5", "radius": 0.065557, "radius_arcmin": 5.0, "x": 0.828301, "y": 0.415035 } ], "description_md": "Dieser breite Streifen folgt dem oberen Rand der Aufnahme. Zwischen **LDN 862** und **LDN 863** wechseln dunkle Einschnitte und rote Aufhellungen; daneben liegt die Position von **DWB 5**. Der flache Ausschnitt betont die feinen Übergänge entlang des Randes. Die überlagerten Kreise geben Suchbereiche an, während die tatsächlichen Konturen unregelmäßig weiterlaufen.", "id": "20e3ae28-ace9-4312-8990-bcfda62d1648", "image": { "hdr": [ { "bytes": 43221, "src": "media/ngc-6871/crop-20e3ae28-hdr-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 124520, "src": "media/ngc-6871/crop-20e3ae28-hdr-1800.avif", "width": 1800 } ], "sdr": [ { "bytes": 61632, "src": "media/ngc-6871/crop-20e3ae28-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 199855, "src": "media/ngc-6871/crop-20e3ae28-1800.avif", "width": 1800 } ] }, "name": "LDN 862 und LDN 863 – am oberen Wolkenrand", "pixels": { "height": 610, "width": 2062 }, "rect": { "height": 0.1461836869341247, "width": 0.32995304802955666, "x": 0.3899857177066229, "y": 0.0 }, "short_title": "LDN 862 · LDN 863", "sky": { "dec_text": "+36° 49′ 04.9″", "height_arcmin": 22.56757824385246, "precision": "exact", "ra_text": "20h 07m 20.69s", "width_arcmin": 76.28581367020291 } } ], "description_md": "Rotes Leuchten zieht sich wie ein dünner Schleier über das Sternfeld. Dazwischen liegen verzweigte dunkle Adern, breite Schatten und kleine, fast schwarze Spitzen. Links unten setzt der **Tulpennebel Sh2-101** einen hellen Akzent; weiter oben lockert sich der junge Sternhaufen **NGC 6871** aus dem Sternengewimmel. Das rund 3,85° breite Feld zeigt keinen einzelnen, sauber begrenzten Nebel, sondern einen Ausschnitt aus der vielschichtigen Milchstraße im Schwan.\n\n**Eine Tulpe aus leuchtendem Gas.** In Sh2-101 konzentriert sich die Emission auf einen hellen, gebogenen Saum. Heiße Sterne, darunter **HD 227018**, liefern die ultraviolette Strahlung, die das Gas zum Leuchten anregt. Im Bild kontrastieren der blasse Innenbogen und die rote äußere Hülle mit den dunklen Staubfäden direkt darüber.\n\n**Junge Sterne mit kräftigen Winden.** NGC 6871 ist ein offener Sternhaufen: eine lockere Ansammlung, kein kugelförmig verdichteter Sternenschwarm. Untersuchungen mit Gaia-Daten ordnen ihn einer größeren Gruppe junger Haufen zu. Im markierten Kern liegt **WR 133 / HD 190918**, ein Doppelstern mit einer Wolf-Rayet-Komponente. Seine beiden Sterne bleiben hier unaufgelöst; das System ist ein Hinweis darauf, wie verschieden die Entwicklungsstadien hinter ähnlich kleinen Lichtpunkten sein können.\n\n**Ein unscheinbarer Punkt mit berühmtem Nachbarn.** Unterhalb der Tulpe liegt die Position von **Cygnus X-1**. Im sichtbaren Licht kennzeichnet der Marker dessen Begleitstern **HD 226868**. Das Schwarze Loch selbst wird in dieser Aufnahme nicht abgebildet. Auch die aus wesentlich tieferen Aufnahmen bekannte Stoßfront ist hier nicht sicher nachgewiesen. Noch weiter unten steht **η Cygni**, ein K-Riese, der in dieser Bearbeitung auffällig hell und kühl gefärbt erscheint.\n\n**Die dunklen Bereiche gehören zum Motiv.** Staub absorbiert und streut Hintergrundlicht; dadurch entstehen sternärmere Zonen und scharfe Silhouetten vor dem roten Leuchten. Die Ausschnitte führen unter anderem zu **LDN 852**, **Barnard 146**, **DOBASHI 2269** und **LDN 865**. Ihre Katalognamen bezeichnen unterschiedliche Teilbereiche des Feldes, nicht automatisch voneinander getrennte Wolken in gleicher Entfernung. Norden liegt in dieser Bildorientierung rechts, Osten oben.", "focus": null, "geometry": { "dec_deg": 36.647904974362994, "dec_text": "+36° 38′ 52.5″", "field_height_deg": 2.5749236815936576, "field_width_deg": 3.8525199144150317, "orientation": "Norden rechts", "pixel_scale_arcsec": 2.219761794477291, "precision": "exact", "ra_deg": 300.4560216520035, "ra_text": "20h 01m 49.45s", "rms_arcsec": 1.0981561741004509, "rotation_deg": 91.76695546339005, "solver": "PixInsight ImageSolver 6.4.2", "source": "plate-solve", "star_count": 27361, "wcs": { "cd": [ [ 1.9016244832651713e-05, 0.0006163137393110033 ], [ 0.0006163004680335699, -1.9022086452053146e-05 ] ], "crpix": [ 3124.4299726243553, 2088.470737810006 ], "crval": [ 300.4560247647485, 36.64790249271741 ], "height": 4176, "width": 6248 } }, "hdr": true, "hdr_detail": { "dtype": "float32 (HdrDecode)", "fraction_above_white": 0.000853, "peak_vs_sdr_white": 1.161, "profile": "AVIF, Gain-Map angewandt (Quelle unbekannt)", "transfer": "linear" }, "headline": "NGC 6871 und der Tulpennebel – Lichtinseln im dunklen Schwan", "image": { "hdr": [ { "bytes": 314440, "src": "media/ngc-6871/full-hdr-1280.avif", "width": 1280 }, { "bytes": 726244, "src": "media/ngc-6871/full-hdr-2048.avif", "width": 2048 }, { "bytes": 1846534, "src": "media/ngc-6871/full-hdr-3840.avif", "width": 3840 } ], "height": 4176, "navigator": { "bytes": 116512, "src": "media/ngc-6871/navigator-720.avif", "width": 720 }, "navigator_gain": { "bytes": 472, "src": "media/ngc-6871/navigator-gain-1024.webp", "stops": 4.0, "width": 1024 }, "poster_hdr": [ { "bytes": 94087, "src": "media/ngc-6871/poster-hdr-720.avif", "width": 720 } ], "poster_sdr": [ { "bytes": 116512, "src": "media/ngc-6871/poster-720.avif", "width": 720 } ], "sdr": [ { "bytes": 372203, "src": "media/ngc-6871/full-1280.avif", "width": 1280 }, { "bytes": 859675, "src": "media/ngc-6871/full-2048.avif", "width": 2048 }, { "bytes": 2331478, "src": "media/ngc-6871/full-3840.avif", "width": 3840 } ], "width": 6248 }, "lunar": null, "object_kind": "deep_sky", "processing_md": "**Aufnahme.** Zehn ausgewählte Belichtungen vom **5. September 2026**, jeweils **300 Sekunden**, ergeben **50 Minuten Gesamtbelichtung**. Aufgenommen mit der ZWO ASI2600MC Air am RedCat 71 bei 349 mm, Gain 100, Offset 50 und −10 °C; verwendet wurde ein Duo-Hα/O-III-Filter. Alle zehn Lights wurden im dokumentierten Lauf vom 9. September registriert, lokal normalisiert und integriert.\n\n**Kalibration und Bearbeitung.** Die Kalibration verwendete Master-Bias, Duo-Flat und einen auf 300 Sekunden skalierten Bibliotheks-Master-Dark. Aus dem integrierten Farbbild wurden für PiMagic Hα = R und O III = ½(G + B) abgeleitet. Der dokumentierte Ablauf umfasst Gradientenkorrektur, getrennte Stern- und Nebelebenen, Schärfung, Entrauschung und nichtlineare Streckung. Grundlage dieses Eintrags ist die ausgewählte AVIF-Endfassung.\n\n**Farben lesen.** In der HOO-Zuordnung steht Rot für den wasserstoffbetonten Kanal, Grün und Blau für den sauerstoffbetonten Anteil. Die Dualbanddaten einer Farbkamera sind keine vollständig getrennten Spektralmessungen; besonders Sternfarben und Halos dürfen deshalb nicht wie natürliche Breitbandfarben interpretiert werden.\n\n**Beschriftungen.** Die eigene Sternlösung der 6.248 × 4.176 Pixel großen AVIF-Datei liefert 2,220″/Pixel und etwa 3,85° × 2,57° Bildfeld. Sie wurde mit 27.361 Referenzsternen bei 1,10″ Restfehler bestimmt. SIMBAD-Positionen werden mit dieser Lösung auch in die acht vorhandenen Ausschnitte übertragen. Die Kreise sind Orientierungshilfen; sie messen weder Wolkengrenzen noch die Ausdehnung von Sternsystemen.", "rating": null, "science_links": [ { "title": "NASA APOD: Tulpennebel und Cygnus X-1", "url": "https://apod.nasa.gov/apod/ap170216.html" }, { "title": "Casado & Hendy: die junge Haufengruppe um NGC 6871", "url": "https://arxiv.org/abs/2211.12843" }, { "title": "Richardson et al.: das Wolf-Rayet-Doppelsternsystem WR 133", "url": "https://arxiv.org/abs/2101.04232" }, { "title": "Chandra: das Doppelsternsystem Cygnus X-1", "url": "https://www.chandra.harvard.edu/photo/2011/cygx1/index.html" }, { "title": "NASA HEASARC: Lynds’ Katalog der Dunkelnebel", "url": "https://heasarc.gsfc.nasa.gov/W3Browse/nebula-catalog/ldn.html" }, { "title": "SIMBAD: NGC 6871", "url": "https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-basic?Ident=NGC+6871" }, { "title": "SIMBAD: η Cygni", "url": "https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-basic?Ident=eta+Cyg" }, { "title": "SIMBAD: Dunkelwolke DOBASHI 2269", "url": "https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-basic?Ident=DOBASHI+2269" } ], "slug": "ngc-6871", "source_file": "PiMagic-NGC_6871-2026-09-09-18-13-38 Kopie.avif", "target": "NGC 6871", "translation": { "complete": true, "fell_back": [], "lang": "de", "primary": true, "stale": [] } }, { "acquisition": { "date_end": "2026-09-14", "date_source": "embedded-xmp", "date_start": "2026-09-09", "filter": "Breitband", "frame_count": 67, "instrument": "ZWO ASI585MC Air", "location": "Friedrichsdorf · DE", "pixel_scale_arcsec": 0.3551774084370358, "session_count": null, "target_name": "NGC 6946", "telescope": "Askar 120APO, 840 mm", "total_exposure_seconds": 10920.0 }, "annotations": [ { "catalogue": "target-library", "detail": "Feuerradgalaxie", "id": "ngc6946", "kind": "galaxy", "label": "NGC 6946", "radius": 0.248875, "radius_arcmin": 5.7, "x": 0.488814, "y": 0.471466 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Armabschnitt mit hellen und rosafarbenen Knoten links oberhalb des Zentrums; keine einzelne Katalog-H-II-Region zugewiesen.", "id": "ngc6946-arm-a", "kind": "galaxy", "label": "NGC 6946 · A1", "radius": 0.019648, "radius_arcmin": 0.45, "x": 0.376, "y": 0.348 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Schwacher äußerer Armzug oberhalb der hellen Vordergrundsterne.", "id": "ngc6946-arm-c", "kind": "galaxy", "label": "NGC 6946 · A3", "radius": 0.019648, "radius_arcmin": 0.45, "x": 0.502, "y": 0.763 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Äußerer Armknoten im oberen Bildfeld. 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Aus der Helligkeit der bearbeiteten Aufnahme lassen sich keine verlässlichen Sternzahlen oder lokalen Sternentstehungsraten ablesen.", "id": "e67fb11f-dc76-4646-b5e8-3dc136fa1459", "image": { "hdr": [ { "bytes": 66461, "src": "media/ngc-6946/crop-e67fb11f-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 136598, "src": "media/ngc-6946/crop-e67fb11f-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Staubspiralen und leuchtende Knoten", "pixels": { "height": 833, "width": 1744 }, "rect": { "height": 0.3227395087405224, "width": 0.4507950716090986, "x": 0.287838300336984, "y": 0.21305516796545912 }, "short_title": "Staub und Sternentstehung", "sky": { "dec_text": "+60° 10′ 48.9″", "height_arcmin": 4.9310463538008475, "precision": "exact", "ra_text": "20h 34m 51.48s", "width_arcmin": 10.323823338569841 } }, { "annotations": [ { "catalogue": "target-library", "detail": "Feuerradgalaxie", "id": "ngc6946", "kind": "galaxy", "label": "NGC 6946", "radius": 0.943218, "radius_arcmin": 5.7, "x": 0.018496, "y": 0.744794 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Äußerer Armknoten im oberen Bildfeld. 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Davor stehen auffällige blaue und orangefarbene Sterne unserer Milchstraße. Ihre scheinbare Nähe zum Galaxienrand ist eine Überlagerung entlang der Blickrichtung. Der Strukturmarker hält den schwachen Armabschnitt fest, ohne die benachbarten Vordergrundsterne zu Mitgliedern der Galaxie zu machen.", "id": "c9b57d87-7374-4d4d-85c3-1fff9360f2e6", "image": { "hdr": [ { "bytes": 153532, "src": "media/ngc-6946/crop-c9b57d87-hdr-900.avif", "width": 900 } ], "sdr": [ { "bytes": 243141, "src": "media/ngc-6946/crop-c9b57d87-900.avif", "width": 900 } ] }, "name": "Galaxienrand und Sterne der Milchstraße", "pixels": { "height": 1098, "width": 1467 }, "rect": { "height": 0.42558215301179436, "width": 0.3792024273378264, "x": 0.24475766112047181, "y": 0.5431053206613311 }, "short_title": "Rand und Vordergrund", "sky": { "dec_text": "+60° 04′ 42.9″", "height_arcmin": 6.499746574397756, "precision": "exact", "ra_text": "20h 34m 51.78s", "width_arcmin": 8.684087636285527 } } ], "description_md": "Blaue Armzüge, rosafarbene Knoten und braune Staubbahnen winden sich um ein helles Zentrum. **NGC 6946** zeigt uns ihre Scheibe in annähernder Draufsicht. Anders als bei der schmalen Silhouette von NGC 891 lässt sich hier verfolgen, wie sich die Spiralarme verzweigen und allmählich im schwachen Außenlicht verlieren.\n\n**Rund 25 Millionen Jahre unterwegs.** Eine Entfernungsmessung anhand roter Riesensterne ergibt etwa 7,72 Megaparsec, also rund **25 Millionen Lichtjahre**. Die Galaxie liegt in Richtung der Grenze zwischen Schwan und Kepheus. Die zahlreichen scharf abgebildeten Sterne im Feld gehören zum Vordergrund unserer Milchstraße; sie sind keine einzeln aufgelösten Sonnen in NGC 6946.\n\n**Sternfabriken in einer fremden Scheibe.** Die rosafarbenen Verdichtungen entlang der Arme passen zu H-II-Regionen, in denen junge, heiße Sterne das umgebende Gas ionisieren. Die bläulichen Bereiche werden von jungen Sternpopulationen mitgeprägt. Dazwischen liegt Staub, dessen Abschattung die innere Spiralstruktur besonders deutlich zeichnet. Die Aufnahme ist Breitband-RGB: Farbe allein ersetzt weder Spektroskopie noch die Zuordnung eines einzelnen Knotens zu einem Katalog.\n\n**Warum „Feuerwerksgalaxie“?** Der Beiname bezieht sich auf die zahlreichen historisch beobachteten Supernovae. Er bedeutet nicht, dass jeder helle Punkt auf diesem Bild eine Explosion zeigt. Für diese Aufnahme wird keine aktuelle Supernova identifiziert. Die drei Ausschnitte widmen sich stattdessen dem strukturierten Innenbereich, einem äußeren Armzug und dem Übergang vom Galaxienrand zum Vordergrundsternfeld.", "focus": { "x": 0.4889, "y": 0.4725 }, "geometry": { "dec_deg": 60.14824761904453, "dec_text": "+60° 08′ 53.7″", "field_height_deg": 0.2545438093798757, "field_width_deg": 0.381717053678581, "orientation": "Norden oben", "pixel_scale_arcsec": 0.3551774084370358, "precision": "exact", "ra_deg": 308.70568807156707, "ra_text": "20h 34m 49.37s", "rms_arcsec": 0.18556076776602842, "rotation_deg": 16.881186277956942, "solver": "PixInsight ImageSolver 6.4.2", "source": "plate-solve", "star_count": 88, "wcs": { "cd": [ [ -9.442090419637545e-05, 2.8630364975109148e-05 ], [ 2.8648284381539595e-05, 9.440347724668688e-05 ] ], "crpix": [ 1935.018913703881, 1290.7501109964533 ], "crval": [ 308.7056884726357, 60.14824760209877 ], "height": 2580, "width": 3869 } }, "hdr": true, "hdr_detail": { "dtype": "float32 (HdrDecode)", "fraction_above_white": 0.032866, "peak_vs_sdr_white": 4.864, "profile": "AVIF, Gain-Map angewandt (Quelle unbekannt)", "transfer": "linear" }, "headline": "NGC 6946 – Sternentstehung in der Feuerwerksgalaxie", "image": { "hdr": [ { "bytes": 285224, "src": "media/ngc-6946/full-hdr-1280.avif", "width": 1280 }, { "bytes": 782950, "src": "media/ngc-6946/full-hdr-2048.avif", "width": 2048 }, { "bytes": 2621154, "src": "media/ngc-6946/full-hdr-3840.avif", "width": 3840 } ], "height": 2580, "navigator": { "bytes": 112559, "src": "media/ngc-6946/navigator-720.avif", "width": 720 }, "navigator_gain": { "bytes": 25390, "src": "media/ngc-6946/navigator-gain-1024.webp", "stops": 4.0, "width": 1024 }, "poster_hdr": [ { "bytes": 85497, "src": "media/ngc-6946/poster-hdr-720.avif", "width": 720 } ], "poster_sdr": [ { "bytes": 112559, "src": "media/ngc-6946/poster-720.avif", "width": 720 } ], "sdr": [ { "bytes": 398979, "src": "media/ngc-6946/full-1280.avif", "width": 1280 }, { "bytes": 1074337, "src": "media/ngc-6946/full-2048.avif", "width": 2048 }, { "bytes": 3278254, "src": "media/ngc-6946/full-3840.avif", "width": 3840 } ], "width": 3869 }, "lunar": null, "object_kind": "galaxy", "processing_md": "**Aufnahme.** 19 × 120 s + 48 × 180 s = **3 h 2 min**, aufgenommen zwischen dem 9. und 14. September 2026 in Friedrichsdorf. Kamera: **ZWO ASI585MC Air**, **Askar 120APO bei 840 mm Brennweite**, Breitband, Gain 200. Belichtungen und Zeitraum stammen aus den Aufnahme-Metadaten und dem Integrationsbericht; die Teleskopzuordnung wurde vom Fotografen bestätigt.\n\n**Bearbeitung.** Alle 67 ausgewählten Lights wurden registriert, lokal normalisiert und integriert; der Lauf enthält eine 2×-Drizzle-Integration. Der dokumentierte PiMagic-Weg verwendet spektrophotometrische Farbkalibration, Gradientenkorrektur, Schärfung, Entrauschung und getrennte Stern- und Objektebenen. Drizzle verfeinert das Abtastraster, garantiert aber keine Verdopplung der tatsächlichen Auflösung. Grundlage des Eintrags ist die kuratierte AVIF-Fassung mit HDR-Gain-Map und SDR-Darstellung.\n\n**Bildfeld und Overlays.** Die aktuelle Datei misst 3869 × 2580 Pixel; ihre astrometrische Lösung ergibt etwa 0,355″/Pixel und 0,382° × 0,255° Bildfeld. Katalogpositionen und ausdrücklich bezeichnete Strukturmarker werden über diese Lösung projiziert. Markierungskreise sind Suchhilfen, keine Messung von Objektgrenzen.", "rating": null, "science_links": [ { "title": "ESA/Hubble: die Feuerwerksgalaxie", "url": "https://esahubble.org/images/potw2101a/" }, { "title": "Anand et al.: Entfernung aus roten Riesensternen", "url": "https://arxiv.org/abs/1807.05229" }, { "title": "Eldridge & Xiao: Entfernung und Supernovae von NGC 6946", "url": "https://arxiv.org/abs/1903.00173" }, { "title": "SIMBAD: NGC 6946", "url": "https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-basic?Ident=NGC+6946" } ], "slug": "ngc-6946", "source_file": "PiMagic-NGC_6946-2026-09-15-10-11-46_2x_crp_32_2.avif", "target": "NGC 6946", "translation": { "complete": true, "fell_back": [], "lang": "de", "primary": true, "stale": [] } }, { "acquisition": { "date_end": "2026-09-17", "date_source": "embedded-xmp", "date_start": "2026-09-10", "filter": "Breitband", "frame_count": 51, "instrument": "ZWO ASI585MC Air", "location": "Friedrichsdorf · DE", "pixel_scale_arcsec": 0.35521035069619944, "session_count": null, "target_name": "NGC 891", "telescope": "Askar 120APO, 840 mm", "total_exposure_seconds": 9180.0 }, "annotations": [ { "catalogue": "target-library", "detail": null, "id": "ngc891", "kind": "galaxy", "label": "NGC 891", "radius": 0.143291, "radius_arcmin": 6.515, "x": 0.19847, "y": 0.514404 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Hintergrundgalaxie; SIMBAD-Rotverschiebung z ≈ 0,0156. 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Ein dunkler, unregelmäßiger Streifen teilt sie der Länge nach: **NGC 891** zeigt uns ihre Scheibe nahezu von der Kante. Die helle Verdickung in der Mitte und das nach außen schwächer werdende Licht lassen ihren Aufbau erkennen, während die Spiralarme in dieser Perspektive weitgehend übereinanderliegen.\n\n**Staub zeichnet die Form.** Das dunkle Band ist keine leere Lücke. Staub in der Scheibe schwächt das Licht der dahinterliegenden Sterne ab. Gerade diese Abschattung macht die Galaxie so anschaulich: Die leuchtende Sternverteilung und das Material zwischen den Sternen werden im selben Bild sichtbar. NGC 891 liegt ungefähr **30 Millionen Lichtjahre** entfernt im Sternbild Andromeda.\n\n**Der Hintergrund hat seine eigene Tiefe.** Rechts zeigen sich kleine ausgedehnte Flecken und schmale Striche zwischen den punktförmigen Sternen. Die Overlays identifizieren unter anderem **NGC 906**, **NGC 909** und **Z 538-59**. Die ersten beiden liegen im Himmelsfeld des Galaxienhaufens Abell 347. Für diesen nennt NASA rund 240 Millionen Lichtjahre – eine ganz andere Entfernungsebene als NGC 891. Nicht jeder kleine Fleck in derselben Blickrichtung gehört deshalb automatisch zum selben Haufen.\n\n**Ein Stern kann heller wirken als eine Galaxie.** Der orangefarbene **HD 14771** ist ein Vordergrundstern unserer Milchstraße. Seine auffällige Helligkeit und die winzigen Hintergrundgalaxien erzählen nichts über ihre tatsächlichen Größen. Das Bild verbindet unsere stellare Nachbarschaft mit einer großen Spiralgalaxie und einem viel ferneren Galaxienfeld; die beiden Ausschnitte trennen diese Perspektiven.", "focus": { "x": 0.3004, "y": 0.4222 }, "geometry": { "dec_deg": 42.28000038449644, "dec_text": "+42° 16′ 48.0″", "field_height_deg": 0.42625242083543935, "field_width_deg": 0.7577820814852255, "orientation": "Norden unten", "pixel_scale_arcsec": 0.35521035069619944, "precision": "exact", "ra_deg": 35.93384746936561, "ra_text": "02h 23m 44.12s", "rms_arcsec": 0.18430731591033817, "rotation_deg": -163.85387290368413, "solver": "Kopie von Stars_NGC_891_RGB_stars_Kopie.avif · PixInsight ImageSolver 6.4.2", "source": "plate-solve", "star_count": 162, "wcs": { "cd": [ [ 9.478680514583384e-05, -2.7418290384397965e-05 ], [ -2.744110465262638e-05, -9.477363399036072e-05 ] ], "crpix": [ 3840.748448576145, 2160.4200661712016 ], "crval": [ 35.933847146418266, 42.28000034033792 ], "height": 4320, "width": 7680 } }, "hdr": true, "hdr_detail": { "dtype": "float32 (HdrDecode)", "fraction_above_white": 0.013247, "peak_vs_sdr_white": 5.395, "profile": "AVIF, Gain-Map angewandt (Quelle unbekannt)", "transfer": "linear" }, "headline": "NGC 891 – eine Galaxie auf der Kante, andere in der Ferne", "image": { "hdr": [ { "bytes": 183380, "src": "media/ngc-891/full-hdr-1280.avif", "width": 1280 }, { "bytes": 489927, "src": "media/ngc-891/full-hdr-2048.avif", "width": 2048 }, { "bytes": 1893857, "src": "media/ngc-891/full-hdr-3840.avif", "width": 3840 } ], "height": 4320, "navigator": { "bytes": 75838, "src": "media/ngc-891/navigator-720.avif", "width": 720 }, "navigator_gain": { "bytes": 14522, "src": "media/ngc-891/navigator-gain-1024.webp", "stops": 4.0, "width": 1024 }, "poster_hdr": [ { "bytes": 68856, "src": "media/ngc-891/poster-hdr-720.avif", "width": 720 } ], "poster_sdr": [ { "bytes": 75838, "src": "media/ngc-891/poster-720.avif", "width": 720 } ], "sdr": [ { "bytes": 220129, "src": "media/ngc-891/full-1280.avif", "width": 1280 }, { "bytes": 626108, "src": "media/ngc-891/full-2048.avif", "width": 2048 }, { "bytes": 2407306, "src": "media/ngc-891/full-3840.avif", "width": 3840 } ], "width": 7680 }, "lunar": null, "object_kind": "galaxy", "processing_md": "**Aufnahme.** 51 × 180 s = **2 h 33 min**, aufgenommen zwischen dem 10. und 17. September 2026 in Friedrichsdorf. Kamera: **ZWO ASI585MC Air**, **Askar 120APO bei 840 mm Brennweite**, Breitband, Gain 200. Belichtungen und Zeitraum stammen aus den Aufnahme-Metadaten und dem Integrationsbericht; die Teleskopzuordnung wurde vom Fotografen bestätigt.\n\n**Bearbeitung.** Alle 51 ausgewählten Lights wurden registriert, lokal normalisiert und integriert; der Lauf enthält eine 2×-Drizzle-Integration. Der dokumentierte PiMagic-Weg verwendet spektrophotometrische Farbkalibration, Gradientenkorrektur, Schärfung, Entrauschung und getrennte Stern- und Objektebenen. Drizzle verfeinert das Abtastraster, garantiert aber keine Verdopplung der tatsächlichen Auflösung. Grundlage des Eintrags ist die kuratierte AVIF-Fassung mit HDR-Gain-Map und SDR-Darstellung.\n\n**Bildfeld und Overlays.** Die aktuelle Datei misst 7680 × 4320 Pixel; ihre astrometrische Lösung ergibt etwa 0,355″/Pixel und 0,758° × 0,426° Bildfeld. Katalogpositionen und ausdrücklich bezeichnete Strukturmarker werden über diese Lösung projiziert. Markierungskreise sind Suchhilfen, keine Messung von Objektgrenzen.", "rating": null, "science_links": [ { "title": "NASA/Hubble: NGC 891 von der Kante", "url": "https://science.nasa.gov/missions/hubble/hubble-spies-edge-on-beauty/" }, { "title": "NASA APOD: NGC 891 und Abell 347", "url": "https://apod.nasa.gov/apod/ap171102.html" }, { "title": "SIMBAD: NGC 906", "url": "https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-basic?Ident=NGC+906" }, { "title": "SIMBAD: NGC 909", "url": "https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-basic?Ident=NGC+909" }, { "title": "SIMBAD: Z 538-59", "url": "https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-basic?Ident=Z+538-59" } ], "slug": "ngc-891", "source_file": "PiMagic-NGC_891-2026-09-17-09-50-16.avif", "target": "NGC 891", "translation": { "complete": true, "fell_back": [], "lang": "de", "primary": true, "stale": [] } }, { "acquisition": { "date_end": "2026-09-18", "date_source": "embedded-xmp", "date_start": "2026-09-09", "filter": "Breitband", "frame_count": 28, "instrument": "ZWO ASI585MC Air", "location": "Friedrichsdorf · DE", "pixel_scale_arcsec": 0.3551925234027639, "session_count": 0, "target_name": "NGC 6952", "telescope": "Askar + GSO Newton 200/800", "total_exposure_seconds": 4620.0 }, "annotations": [ { "catalogue": "target-library", "detail": "NGC 6951 / NGC 6952", "id": "ngc6951", "kind": "galaxy", "label": "NGC 6951", "radius": 0.05553, "radius_arcmin": 1.595, "x": 0.505403, "y": 0.512085 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Oberer Spiralbogen im Bild; redaktioneller Strukturmarker.", "id": "ngc6951-arm-a", "kind": "galaxy", "label": "NGC 6951 · A1", "radius": 0.010445, "radius_arcmin": 0.3, "x": 0.539705, "y": 0.445971 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Unterer Spiralbogen im Bild; redaktioneller Strukturmarker.", "id": "ngc6951-arm-b", "kind": "galaxy", "label": "NGC 6951 · A2", "radius": 0.010445, "radius_arcmin": 0.3, "x": 0.48052, "y": 0.559448 }, { "catalogue": "sky-map", "detail": "Helle Zentralregion mit Balken. 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Der kleine Kernring ist hier nicht als aufgelöst markiert.", "id": "ngc6951-core", "kind": "galaxy", "label": "NGC 6951 · C", "radius": 0.011508, "radius_arcmin": 0.22, "x": 0.499827, "y": 0.500413 } ], "description_md": "Der Ausschnitt rückt die Galaxie näher heran und lässt zugleich einen Teil der schwachen Wolken um sie stehen. Um die helle, längliche Mitte ziehen sich zwei ungleichmäßig helle Spiralbögen; dunkle Staubbahnen gliedern die innere Scheibe. Die ausgedehnten Schleier außerhalb der Spirale liegen dagegen im Vordergrund unserer Milchstraße. Die Strukturmarker verweisen auf das Zentrum und zwei Armabschnitte von NGC 6951, nicht auf eigenständige Galaxien oder die Grenzen der Cirruswolken.", "id": "431622c5-279d-4bad-a10d-fc285595166c", "image": { "hdr": [ { "bytes": 22955, "src": "media/ngc-6952/crop-431622c5-hdr-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 39812, "src": "media/ngc-6952/crop-431622c5-hdr-1800.avif", "width": 1800 } ], "sdr": [ { "bytes": 29494, "src": "media/ngc-6952/crop-431622c5-900.avif", "width": 900 }, { "bytes": 60573, "src": "media/ngc-6952/crop-431622c5-1800.avif", "width": 1800 } ] }, "name": "NGC 6951 – Balken und Arme hinter dem Staubschleier", "pixels": { "height": 1208, "width": 3229 }, "rect": { "height": 0.3737868023048672, "width": 0.6655665289772575, "x": 0.172568973240944, "y": 0.3251792680827696 }, "short_title": "Spirale und Vordergrundstaub", "sky": { "dec_text": "+66° 06′ 20.3″", "height_arcmin": 7.152627053746348, "precision": "exact", "ra_text": "20h 37m 14.10s", "width_arcmin": 19.11906685144616 } } ], "description_md": "Die Galaxie leuchtet wie eine kleine Insel zwischen graubraunen Wolken. Oberhalb ziehen sich zarte Schleier durch das Sternfeld, unterhalb und rechts verdichten sie sich zu breiteren, unregelmäßigen Strukturen. Der weiter gefasste Bildausschnitt gibt diesem schwachen Licht Raum: Neben Balken und Spiralarmen wird nun auch der Staub sichtbar, durch den wir auf NGC 6951 blicken.\n\n**Zwei Entfernungsebenen in einem Bild.** Die ausgedehnten Wolken gehören zum galaktischen Cirrus unserer eigenen Milchstraße. Staubkörner streuen das Licht der Sterne und werden dadurch als sehr lichtschwache, flächige Schleier sichtbar. Die Galaxie liegt weit dahinter, im Kepheus, nach der Entfernungsangabe von ESA/Hubble rund **70 Millionen Lichtjahre** entfernt. Dass Wolken und Spirale im Bild ineinanderzugreifen scheinen, entsteht durch ihre gemeinsame Blickrichtung. Die großflächigen Schleier sind keine von NGC 6951 ausgestoßenen Materieströme.\n\n**Staub davor – und Staub darin.** Innerhalb der Galaxie zeichnen schmalere dunkle Bahnen die Sternscheibe nach. Sie gehören zu NGC 6951 selbst und heben sich durch die Abschwächung des dahinterliegenden Sternlichts ab. Der Vordergrundcirrus reicht dagegen weit über ihre sichtbare Scheibe hinaus. Gerade der Wechsel zwischen der kompakten Spirale und den ausgedehnten Wolken macht die räumliche Tiefe dieser Ansicht aus. Schon Untersuchungen der Supernova SN 2000E beschrieben galaktische Cirruswolken auf tiefen Aufnahmen dieses Feldes.\n\n**Ein Balken speist das Zentrum.** Die gelblich helle Mitte ist länglich, die ausgreifenden Arme wirken bläulich bis rosig. Der Sternbalken kann Gas nach innen lenken. Hochauflösende Hubble-Aufnahmen zeigen dort einen kleinen Ring intensiver Sternentstehung. Er liegt im innersten Bereich der Galaxie und ist viel kleiner als die hier auffälligen Spiralbögen; in dieser Aufnahme geht er in der hellen Zentralregion auf. Die Farben von Mitte und Armen spiegeln unterschiedliche Sternpopulationen wider, werden aber auch durch Staub und die Bildbearbeitung geprägt.\n\n**Zwei Nummern, ein Objekt.** NGC 6951 und NGC 6952 bezeichnen dieselbe Galaxie. Der Doppelname meint also kein Galaxienpaar. Das eigentliche Gegenüber dieser Fassung liegt im Vordergrund: Mit den ergänzten Newton-Daten und dem größeren Ausschnitt tritt die staubige Umgebung stärker hervor, während der Detailausschnitt den Blick zurück auf Balken und Arme lenkt.", "focus": { "x": 0.4999, "y": 0.5012 }, "geometry": { "dec_deg": 66.10857527075025, "dec_text": "+66° 06′ 30.9″", "field_height_deg": 0.3190458507831394, "field_width_deg": 0.4787168023968479, "orientation": "Norden oben", "pixel_scale_arcsec": 0.35526293313309676, "precision": "exact", "ra_deg": 309.3177494857341, "ra_text": "20h 37m 16.26s", "rms_arcsec": 0.18802633190145046, "rotation_deg": 17.245985308101325, "solver": "PixInsight ImageSolver 6.4.2", "source": "plate-solve", "star_count": 88, "wcs": { "cd": [ [ -9.426449541987254e-05, 2.92421664808789e-05 ], [ 2.9247106524611817e-05, 9.423815476157072e-05 ] ], "crpix": [ 2426.087383002315, 1616.8468769858275 ], "crval": [ 309.3177499038413, 66.10857536554694 ], "height": 3233, "width": 4851 } }, "hdr": true, "hdr_detail": { "dtype": "float32 (HdrDecode)", "fraction_above_white": 0.007705, "peak_vs_sdr_white": 4.83, "profile": "AVIF, Gain-Map angewandt (Quelle unbekannt)", "transfer": "linear" }, "headline": "NGC 6951 / NGC 6952 – eine ferne Spirale hinter dem Staub der Milchstraße", "image": { "hdr": [ { "bytes": 88703, "src": "media/ngc-6952/full-hdr-1280.avif", "width": 1280 }, { "bytes": 135760, "src": "media/ngc-6952/full-hdr-2048.avif", "width": 2048 }, { "bytes": 231002, "src": "media/ngc-6952/full-hdr-3840.avif", "width": 3840 } ], "height": 3233, "navigator": { "bytes": 58330, "src": "media/ngc-6952/navigator-720.avif", "width": 720 }, "navigator_gain": { "bytes": 11404, "src": "media/ngc-6952/navigator-gain-1024.webp", "stops": 4.0, "width": 1024 }, "poster_hdr": [ { "bytes": 52310, "src": "media/ngc-6952/poster-hdr-720.avif", "width": 720 } ], "poster_sdr": [ { "bytes": 58330, "src": "media/ngc-6952/poster-720.avif", "width": 720 } ], "sdr": [ { "bytes": 109365, "src": "media/ngc-6952/full-1280.avif", "width": 1280 }, { "bytes": 177573, "src": "media/ngc-6952/full-2048.avif", "width": 2048 }, { "bytes": 346453, "src": "media/ngc-6952/full-3840.avif", "width": 3840 } ], "width": 4851 }, "lunar": null, "object_kind": "galaxy", "processing_md": "**Aufnahme.** Die aktuelle Fassung kombiniert Daten des **Askar 120APO bei 840 mm** mit Aufnahmen des **GSO-Newton 200/800**, jeweils mit der **ZWO ASI585MC Air** in Breitband. 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Der gemeinsame Pixelmaßstab ist das Raster der kombinierten Fassung und lässt sich nicht als Brennweitennachweis für beide Teleskope lesen.\n\n**Bildfeld.** Die kuratierte Datei misst **4851 × 3233 Pixel**. Ihre eigene astrometrische Lösung ergibt **0,3553″/Pixel** und ein Bildfeld von **0,479° × 0,319°**, entsprechend rund **28,7′ × 19,1′**. Damit zeigt sie etwa die dreifache Himmelsfläche des bisherigen engeren Ausschnitts. Die Lösung beruht auf 88 Referenzsternen bei einem RMS von 0,19″. Die AVIF-Datei enthält eine HDR-Gain-Map.\n\n**Overlays.** Katalogpositionen und bestehende Strukturmarker werden mit der Lösung dieser Bildfassung projiziert. Die Marker an Zentrum und Armen dienen der Orientierung; sie messen keine Objektgrenzen. Den großflächigen Vordergrundstaub beschreibt der Artikel als galaktischen Cirrus, ohne einzelnen Wolken ungesicherte Katalogbezeichnungen oder Entfernungen zuzuweisen.", "rating": null, "science_links": [ { "title": "ESA/Hubble: Balken und Sternentstehungsring", "url": "https://esahubble.org/images/potw2540a/" }, { "title": "SIMBAD: NGC 6952 ist NGC 6951", "url": "https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-basic?Ident=NGC+6952" }, { "title": "Vinkó et al.: galaktischer Cirrus im Feld von NGC 6951", "url": "https://www.aanda.org/articles/aa/full/2001/24/aah2491/aah2491.right.html" }, { "title": "NASA APOD: Wie galaktischer Cirrus im Sternlicht sichtbar wird", "url": "https://apod.nasa.gov/apod/ap230721.html" }, { "title": "Van der Laan et al.: Sternentstehung im Kernring", "url": "https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2013/03/aa20285-12.pdf" } ], "slug": "ngc-6952", "source_file": "PiMagic-NGC_6951_NGC_6952-2026-09-19-22-37-53_crp_32_b.avif", "target": "NGC 6952", "translation": { "complete": true, "fell_back": [], "lang": "de", "primary": true, "stale": [] } } ], "generated_at": "2026-10-10T20:28:14.040929+00:00", "language": "de", "schema": 1, "site": { "subtitle": "Aufnahmen aus Friedrichsdorf · RedCat 71 / ASI2600MC Air · Askar 120APO / ASI585MC Air · GSO-Archiv", "title": "Astro" }, "sky": { "constellations": [ { "abbreviation": "Cyg", "figure_note": "Nordkreuz: Laengsachse Deneb–Sadr–η–Albireo, Querbalken δ–Sadr–ε, dazu die Fluegelspitzen ι/κ und ζ.", "id": "cygnus", "lines": [ [ "alf-cyg", "gam-cyg" ], [ "gam-cyg", "eta-cyg" ], [ "eta-cyg", "bet-cyg" ], [ "gam-cyg", "del-cyg" ], [ "del-cyg", "iot-cyg" ], [ "iot-cyg", "kap-cyg" ], [ "gam-cyg", "eps-cyg" ], [ "eps-cyg", "zet-cyg" ] ], "name": "Schwan", "name_latin": "Cygnus", "stars": [ { "bayer": "α Cyg", "dec_deg": 45.28033881, "id": "alf-cyg", "name": "Deneb", "ra_deg": 310.35797975, "spectral_type": "A2Ia", "vmag": 1.25 }, { "bayer": "γ Cyg", "dec_deg": 40.2566791564, "id": "gam-cyg", "name": "Sadr", "ra_deg": 305.5570909821, "spectral_type": "F8Ib", "vmag": 2.23 }, { "bayer": "ε Cyg", "dec_deg": 33.9703283436458, "id": "eps-cyg", "name": "Aljanah", "ra_deg": 311.5528011535109, "spectral_type": "K0III", "vmag": 2.48 }, { "bayer": "δ Cyg", "dec_deg": 45.1308146314153, "id": "del-cyg", "name": "Fawaris", "ra_deg": 296.243653844308, "spectral_type": "B9.5IV", "vmag": 2.87 }, { "bayer": "β Cyg", "dec_deg": 27.9596736312217, "id": "bet-cyg", "name": "Albireo", "ra_deg": 292.6803150140083, "spectral_type": "K3II+B9.5V", "vmag": 3.08 }, { "bayer": "ζ Cyg", "dec_deg": 30.22689868062, "id": "zet-cyg", "name": null, "ra_deg": 318.2341082895136, "spectral_type": "G8III", "vmag": 3.21 }, { "bayer": "ι Cyg", "dec_deg": 51.7297779220522, "id": "iot-cyg", "name": null, "ra_deg": 292.4264926137312, "spectral_type": "A5V", "vmag": 3.76 }, { "bayer": "κ Cyg", "dec_deg": 53.3684582778131, "id": "kap-cyg", "name": null, "ra_deg": 289.2757013450687, "spectral_type": "G9III", "vmag": 3.76 }, { "bayer": "η Cyg", "dec_deg": 35.0834228854981, "id": "eta-cyg", "name": null, "ra_deg": 299.0765493221692, "spectral_type": "K0III", "vmag": 3.88 } ] }, { "abbreviation": "And", "figure_note": "Sternenkette Alpheratz–δ–Mirach–Almach, dazu der Abzweig Mirach–μ–ν, der auf M31 zeigt.", "id": "andromeda", "lines": [ [ "alf-and", "del-and" ], [ "del-and", "bet-and" ], [ "bet-and", "gam-and" ], [ "bet-and", "mu-and" ], [ "mu-and", "nu-and" ] ], "name": "Andromeda", "name_latin": "Andromeda", "stars": [ { "bayer": "α And", "dec_deg": 29.09043112, "id": "alf-and", "name": "Alpheratz", "ra_deg": 2.09691619, "spectral_type": "B8IV-VHgMn", "vmag": 2.06 }, { "bayer": "β And", "dec_deg": 35.62055765, "id": "bet-and", "name": "Mirach", "ra_deg": 17.43301617, "spectral_type": "M0+IIIa", "vmag": 2.05 }, { "bayer": "γ And", "dec_deg": 42.32972842, "id": "gam-and", "name": "Almach", "ra_deg": 30.97480121, "spectral_type": "K2+IIb", "vmag": 2.1 }, { "bayer": "δ And", "dec_deg": 30.8609835759919, "id": "del-and", "name": null, "ra_deg": 9.8316796384296, "spectral_type": "K3III", "vmag": 3.28 }, { "bayer": "μ And", "dec_deg": 38.4993342715869, "id": "mu-and", "name": null, "ra_deg": 14.1883711464875, "spectral_type": "A6V", "vmag": 3.87 }, { "bayer": "ν And", "dec_deg": 41.0789108949856, "id": "nu-and", "name": null, "ra_deg": 12.4535263515733, "spectral_type": "B5V", "vmag": 4.53 } ] }, { "abbreviation": "Ori", "figure_note": "Schultern Betelgeuse–Bellatrix, Gürtel Mintaka–Alnilam–Alnitak und Füße Rigel–Saiph; 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