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Objekte der Milchstraße

Plejaden M45 H und Chi Perseus Kugelsternhaufen M92 Kugelsternhaufen Palomar 5 Hantelnebel M27 Ringnebel M57 Pferdekopfnebel G192.16-3.82 Cirrusnebel NGC 6960 Kaliforniennebel Rosettennebel

Plejaden
Die Plejaden (M45), im Volksmund auch Siebengestirn genannt, sind ein etwa 70 Millionen Jahre alter offener Sternhaufen im Sternbild Stier mit mehr als 1000 Mitgliedern. Je nach Helligkeit des Nachthimmels sind die fünf bis acht hellsten Sterne mit bloßem Auge erkennbar. Zwischen den Sternen ist ein Reflexionsnebel sichtbar. Die hellsten Sterne weisen eine blaue Farbe auf, da sie massereich und heiß sind. Durch teilweise Reflexion des Sternlichtes an der Schmidt-Korrektionsplatte des Teleskopes entstehen sogenannte "Schmidtgeister", die im nebenstehenden Bild als rote, grüne oder blaue künstliche längliche Strukturen mit ausgedehntem Halo sichtbar sind. Das Kompositbild basiert auf Aufnahmen in den Farben ultraviolett, gelbgrün und rot (Johnson UVR System). Die Bildgröße beträgt 1.4° x 1.0°.


Bild mit höherer Auflösung:
5" x 5" pro Pixel (122 kB)

Wissenschaftliche Projekte (Auswahl)


H und Chi Perseus
H und Chi Perseus sind zwei offene Sternhaufen (NGC869, NGC884) die schon mit dem bloßen Auge sichtbar sind. Ihre Entfernung beträgt 7000 Lichtjahre und sie sind räumlich nur 100 Lichtjahre voneinander getrennt. Beide sind noch sehr jung, da ihr Alter etwa 11.7 (H) bzw. 10.8 (Chi) Millionen Jahre beträgt. Im Bild ist H rechts und Chi links zu sehen. Die Aufnahmen wurden im ultravioletten, blauen und infraroten aufgenommen (Johnson UB + I). Die Bildgröße beträgt 1.7° x 1.7°.


Bild mit höherer Auflösung:
10" x 10" pro Pixel (111 kB)
5" x 5" pro Pixel (455 kB)


M92
Der Kugelsternhaufen M92 zählt mit einem Alter von mehr als 10 Milliarden Jahren zu den ältesten Objekten in unserer Milchstraße. Er befindet sich in einer Entfernung von ca. 26000 Lichtjahren im Halo unserer Milchstraße und umfaßt mindestens 100000 Sterne mit einer Gesamtleuchtkraft, die dem 100000-fachen der Sonnenleuchtkraft entspricht. M92 ist bereits mit einem Feldstecher oder kleinem Fernrohr im Sternbild Herkules beobachtbar. Er zählt zu den am besten untersuchten Kugelsternhaufen. Das Bild basiert auf Aufnahmen in den Farben ultraviolett, blau und rot (Johnson UBR System). Die Bildgröße beträgt 0.29° x 0.28°.


Bild mit höherer Auflösung:
4" x 4" pro Pixel (61 kB)
2" x 2" pro Pixel (201 kB)
1" x 1" pro Pixel (623 kB)

Wissenschaftliche Projekte (Auswahl)


'Palomar 5
Nicht alle Kugelsternhaufen sehen so spektakulär aus wie M92. Die etwas kärgliche Erscheinung von Palomar 5 ist wahrscheinlich ein Ausdruck fortgeschrittener Auflösung des Haufens infolge der galaktischen Gezeitenkräfte. Der Haufen befindet sich in einer Entfernung von etwa 70000 Lichtjahren. Es gibt Hinweise dafür, daß die Halo-Kugelsternhaufen zwei unterschiedlichen Gruppen angehören: diejenigen, die während des Kollaps der Protogalaxis gebildet wurden und solche, die aus danach einfallenden Satellitengalaxien stammen. Die Entdeckung der Sagittarius-Zwerggalaxie im Jahre 1994 hat diese Sicht bestärkt. Es ist vermutet worden, daß Palomar 5 im Prozess der langsamen Auflösung der Sagittarius-Galaxie aus dieser herausgelöst worden ist. Die CCD-Aufnahme wurde im R-Band aufgenommen. Die Bildgröße beträgt 0.14° x 0.14°.


Bild mit höherer Auflösung:
1.2" x 1.2" pro Pixel (122 kB)

Wissenschaftliche Projekte (Auswahl)


Hantelnebel
Der Hantelnebel (M27) nach seinem prägnanten Aussehen benannt, wurde 1764 von Charles Messier bei der Suche nach Kometen entdeckt. Er ist der zuerst entdeckte Planetarische Nebel und zugleich ein Prototyp dieser Objektklasse. Planetarische Nebel entstehen, wenn ein Stern seinen Wasserstoffvorrat für die Kernfusion aufgebraucht hat und er kurzzeitig ein Riesenstern wird. Dabei treten in der Sternhülle Pulsationen und instabile Prozesse auf, bei denen Teile der äußeren Hülle in den Weltraum geschleudert werden. Der Stern entwickelt sich zu einem heißen, kompakten Weißen Zwerg. Er ist als bläuliches Objekt in der Bildmitte sichtbar und regt das umgebende Gas der abgestoßenen Hülle zum Leuchten an. Das Bild basiert auf Tautenburger CCD-Aufnahmen in den Farben blau, rot und infrarot. Das Gas leuchtet im Gegensatz zu den Sternen im Infrarot nicht, deshalb erscheint der Nebel blaugrün. Die Bildgröße beträgt 0.14° x 0.14°.


Bild mit höherer Auflösung:
1.2" x 1.2" pro Pixel (42 kB)
0.6" x 0.6" pro Pixel (105 kB)


Ringnebel
Der Ringnebel (M57) in der Leier ist ein etwa 2000 Lichtjahre entfernter planetarischer Nebel mit einem Durchmesser von einem Lichtjahr. Er entstand, als sich ein sonnenähnlicher Stern am Ende seines Lebens zu einem weißen Zwerg entwickelte, und dabei seine äußere Hülle abgestoßen hat. Das Bild basiert auf Aufnahmen in den Farben blau, gelbgrün und rot (Johnson BVR System). Die Bildgröße beträgt 0.1° x 0.1°.


Bild mit höherer Auflösung:
1.2" x 1.2" pro Pixel (16 kB)
Ringnebel Detail
In diesem Vierfarbkomposit (BVR+Halpha) von M57 kann man anhand der Farben Rückschlüsse auf die Temperaturen der einzelnen Strukturen ziehen. Der weiße Zwerg besitzt eine sehr hohe Oberflächentemperatur und erscheint daher blau. Das umgebende Gas wird mit zunehmendem Abstand vom Stern immer kühler, was am Verlauf der Farben von grün nach rot zu erkennen ist. Sehr schön ist in diesem Bild die wesentlich ausgedehntere rote Emission (Durchmesser 3 Lichtjahre) des atomaren Wasserstoffs zu sehen, die durch Kontrastverstärkung der Außengebiete von M57 sichtbar wird. Die Bildgröße beträgt 0.05° x 0.05°.


Bild mit höherer Auflösung:
0.3" x 0.3" pro Pixel (83 kB)


Pferdekopfnebel
Der Pferdekopfnebel im Sternbild Orion ist wohl die bekannteste Dunkelwolke am Himmel. In Wolken solcher Art findet häufig Sternentstehung statt. Sichtbar ist die etwa 1500 Lichtjahre entfernte Staubwolke nur, da sie sich vor einem hellen Emissionsnebel befindet. Im Bild ist die Emission des angeregten Gases als grüner diffuser Hintergrund sichtbar. Das Farbbild wurde aus Aufnahmen, die mit einem gelbgrünen, einem Schmalband- und einem roten Filter gewonnen wurden, zusammengesetzt (V, [SII], I Farbbereich). Da der Staub das rote Licht weniger absorbiert, erscheint das Licht der Sterne hinter der Wolke rötlich. Im Gegensatz zu den anderen Bildern ist hier Norden links. Die Bildgröße beträgt 0.18° x 0.13°.


Bild mit höherer Auflösung:
1.2" x 1.2" pro Pixel (22 kB)


G192.16-3.82
G192.16-3.82 ist eine ultrakompakte HII Region (UCHII) mit einer großen bipolaren Ausströmung die auch als HH 396/397 bekannt ist. Die Entfernung des Objektes beträgt etwa 6500 Lichtjahre und die Länge der Ausströmung mehr als 20 Lichtjahre. Die Ausbreitung der Ausströmung in das umgebende Gas führt zur Ausbildung einer Schockfront. Diese regt das Gas zum Leuchten an. Im Bild erscheint das angeregte Gas blau (Emission von atomarem Wasserstoff), während die Quelle der Auströmung, ein Protostern der etwa 20000 mal leuchtkräftiger als unsere Sonne ist, südlich des Reflexionsnebels (Bildmitte), verborgen bleibt. Das Bild wurde im I-Band sowie in den beiden Schmalbandfiltern SII und Halpha aufgenommen. Das "Auslaufen" der helleren Sterne im Bild wird durch Überbelichtung der CCD Kamera hervorgerufen. Die Bildgröße beträgt 0.27° x 0.22°.


Bild mit höherer Auflösung:
1.2" x 1.2" pro Pixel (251 kB)


Cirrusnebel
Der Cirrusnebel, auch Schleiernebel genannt, ist der etwa 1400 Lichtjahre entfernte Überrest einer Supernova, die vor mehr als zehntausend Jahren im Sternbild Schwan explodiert ist. Ihre scheinbare Helligkeit überstieg damals für einige Tage sogar die des Vollmondes. Die expandierende Schockfront der Supernova ist heute als ringförmige Filamentstruktur sichtbar. Sie hat einen Durchmesser von mehr als drei Grad am Himmel (das Sechsfache des scheinbaren Monddurchmessers). Das Kompositbild basiert auf Aufnahmen in den Farben ultraviolett, blau und rot (Johnson UBR System). Bildgröße: 2.5° x 2.6°.


Bild mit höherer Auflösung:
20" x 20" pro Pixel (50 kB)
10" x 10" pro Pixel (246 kB)
5" x 5" pro Pixel (1.1 MB)
NGC 6992
Die Ausschnittsvergrößerung (NGC 6992) zeigt die filamentartige Struktur der Schockfront. Sie entsteht durch die Wechselwirkung der expandierenden Hülle der Supernovaexplosion mit dem interstellaren Gas. Das Gas wird durch die Schockfronten zum Leuchten angeregt. Im nebenstehenden Bild leuchtet Wasserstoff rot und Sauerstoff blau. Bildgröße: 0.51° x 0.47°.


Bild mit höherer Auflösung:
4" x 4" pro Pixel (67 kB)
2" x 2" pro Pixel (215 kB)
1" x 1" pro Pixel (0.8 MB)
NGC 6960
Detailvergrößerung (NGC 6960). Der Helle Stern Stern 52Cyg steht nur zufällig in dieser Richtung und kann mit dem bloßem Auge gesehen werden (V = 4.2 mag). Bildgröße: 0.42° x 0.83°.


Bild mit höherer Auflösung:
4" x 4" pro Pixel (89 kB)
2" x 2" pro Pixel (312 kB)
1" x 1" pro Pixel (1.1 MB)


Kaliforniennebel
Der Kaliforniennebel (NGC 1499) im Sternbild Perseus ist eine große Gaswolke, die im wesentlichen aus ionisiertem Wasserstoff besteht. In der oberen Bildhälfte ist ein heller Stern sichtbar. Er befindet sich in unmittelbarer räumlicher Nachbarschaft des Gasnebels. Sein energiereiches Licht ionisiert das Gas des Nebels und regt es zum Leuchten an. Die Entfernung des Kaliforniennebels beträgt etwa 1500 Lichtjahre. Bildgröße: 2.4° x 1.6°.


Bild mit höherer Auflösung:
10" x 10" pro Pixel (117 kB)
5" x 5" pro Pixel (464 kB)


Rosettennebel
Der Rosettennebel ist ein Gas- und Staubnebel, in dessen Zentrum sich ein offener Sternhaufen (NGC 2244) mit mehreren jungen heißen Sternen befindet. Diese Sterne haben sich vor einigen Millionen Jahren aus dem Gas und Staub des Nebels gebildet. Von ihnen geht einerseits ein intensiver Teilchenstrom (Sternwind) aus, der das umliegende Gas wegbläst und den charakteristischen Hohlraum im Zentrum des Nebels erzeugt. Zum anderen ionisiert ihre energiereiche Strahlung das Gas und bringt den Nebel so zum Leuchten. Die Bildgröße beträgt 1.4° x 1.3°.


Bild mit höherer Auflösung:
10" x 10" pro Pixel (62 kB)
5" x 5" pro Pixel (223 kB)