Reflexionsnebel NGC1555 (Tau) am 01.12.2024, f = 600 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, skaliert auf 35% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50% und 70% der Originalauflösung). Der Nebel wird von dem orangefarbenen veränderlichen Stern T Tauri beleuchtet, Prototyp einer Klasse von jungen Sternen. Der hellste Teil des Nebels ist auch als Herbig-Haro-Objekt klassifiziert. Diese Objekte sind durch von einem jungen Stern ausgestoßenes ionisiertes Gas gekennzeichnet, das mit der interstellaren Materie der Umgebung in Wechselwirkung tritt.

Reflexionsnebel LBN681 (Cam) am 30.11.2024, f = 600 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, skaliert auf 35% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50% und 70% der Originalauflösung). In der Umgebung dieses bläulichen Nebels sind auch lichtschwache rötliche Gebiete erkennbar, die Hα-Strahlung emittieren.

Spiralgalaxie M33 (Tri) am 05.11.2024, f = 600 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, skaliert auf 35% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50%, 70% und 100% der Originalauflösung). In ihren Spiralarmen zeigt die Galaxie eine Vielzahl bläulicher Sternhaufen, dunkelrot-bräunlicher Staubfilamente und roter HII-Emissionsgebiete, insbesondere die helle Region NGC604 nordöstlich (oben links) des Zentrums. Das untere Bild zeigt einige dieser HII-Emissionsnebel im Detail (140% der Originalauflösung), die durch intensive Sternentstehung gekennzeichnet sind. Alle annotierten Regionen sind aufgrund ihrer roten H-Alpha-Emission erkennbar (siehe auch Aufnahmen von M33 vom 07.08.2022 und 10.08.2022). In den hier gezeigten RGB-Bilddaten von M33 erscheinen die HII-Emissionsnebel NGC604, IC142, IC143 und NGC595 tatsächlich in der charakteristischen roten Farbe. Detaillierte Beschreibungen dieser Strukturen, auch ihres Erscheinungsbildes im Infrarotbereich, finden sich in der Arbeit von Higdon et al. (2003, DOI:10.1086/375623). Im Gegensatz dazu erscheint der Nebel IC132 grün. Und tatsächlich wurde in der Studie von López-Hernández et al. (2013, DOI:10.1093/mnras/sts658) festgestellt, dass die Intensität dieses Nebels im Licht der verbotenen grünen [OIII]-Emissionslinien bei 496 und 501 nm mindestens dreimal höher ist als die Intensität der Hα-Emission. Ihre Messungen zeigen auch, dass sich IC132 weit entfernt vom Kern von M33 in einem Abstand von 4.69 kpc oder 15300 Lichtjahren befindet. Der ähnlich grüne Nebel NGC588 wird offenbar ebenfalls von der [OIII]-Emission dominiert. Im Gegensatz dazu sehen die Strukturen IC133 und NGC592 eher wie Ansammlungen heißer blauer Sterne aus, die üblicherweise mit ionisiertem Wasserstoffgas assoziiert sind, das Hα-Strahlung aussendet, die durch das ultraviolette Licht der Sterne angeregt wird. Nimmt man den Abstand zwischen dem Kern von M33 und IC132 als Referenz, haben die Nebel NGC604 und IC132 riesige Durchmesser von 1460 bzw. 630 Lichtjahren.

Reflexionsnebel in der Nähe des langperiodischen veränderlichen Sterns BE Cam (Cam) am 04.11.2024, f = 600 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, skaliert auf 35% und 50% der Originalauflösung. Dieser sehr lichtschwache Nebel ist ein seltenes Beispiel einer Gas- und Staubwolke, die das Licht eines roten Riesensterns streut und daher gelb-orange erscheint (ein besser bekanntes Beispiel ist der Reflexionsnebel um den roten Überriesen Antares). Der Nebel ist so lichtschwach, dass er trotz sieben Stunden Belichtungszeit im Bild nicht sehr ausgeprägt ist.

Reflexionsnebel LBN681 und LBN682 (Cam) am 03.11.2024, f = 135 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, skaliert auf 35% und 70% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50%, 70% und 100% der Originalauflösung). Diese blau erscheinenden Nebel streuen das Licht der sie beleuchtenden Sterne. Westlich (rechts) von den Reflexionsnebeln ist eine lichtschwache, aber weiträumige rote Hα-Emission zu erkennen. Zudem weisen Teile des Bildes eine geringe Sterndichte auf, was auf Dunkelwolken hindeutet, die das Licht der dahinterliegenden Sterne ganz oder teilweise absorbieren.

Emissions- und Reflexionsnebel IC405 (Aur) am 01.11.2024, f = 600 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, skaliert auf 35% der Originalauflösung. Ein starker Temperaturabfall führte zu einer leichten Defokussierung des Teleskops während der Aufnahme. Das Entfernen der Sterne aus dem Bild mit der Software Starnet++ hebt die ineinander verwobenen roten, Hα-Strahlung aussendenden Emissionsgebiete aus ionisiertem Wasserstoff und die staubreichen Filamente um den blauen Stern AE Aurigae hervor, die von diesem beleuchtet werden. AE Aurigae ist ein unregelmäßiger veränderlicher Stern mit einer Helligkeit von etwa 6 mag, dessen Lichtwechsel bereits vor fast einem Jahrhundert von Kukarkin (1928, DOI:10.1002/asna.19282331304) eingehend untersucht wurde (durch visuelle Beobachtung mit einem Fernglas).

Reflexionsnebel VdB16 (Ari) am 26.10.2024, f = 600 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, skaliert auf 35% und 50% der Originalauflösung. Der Nebel ist weiträumig von Dunkelwolken umgeben, die teilweise das Licht von Sternen streuen und an diesen Stellen daher sehr schwach rötlich erscheinen.

Reflexionsnebel IC348 (Per) am 25.10.2024, f = 600 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, skaliert auf 35% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50% und 70% der Originalauflösung). Der helle Stern ist Omikron Persei mit einer Helligkeit von 3.9 mag. Richtung Süden (unten) scheint das Licht des Nebels mehr und mehr von einer großen Dunkelwolke absorbiert zu werden, die als von Sternen nahezu freie Region im südwestlichen (unteren rechten) Teil des Bildes erscheint. Diese teilweise Absorption könnte die sichtbare Rötung des Nebels erklären.

Planetarische Nebel Abell 6 bzw. PN A66 6 und HFG1 (Cas) am 24.10.2024, f = 600 mm, QHY294C, mit Hα+OIII-Filter, RGB-, RGG-, Hα- und OIII-Bild, skaliert auf 35% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50% der Originalauflösung). Beide Nebel leuchten überwiegend im Licht der OIII-Linie und sind sehr lichtschwach.

Reflexionsnebel LBN682 (Cam) am 12.10.2024, f = 600 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, skaliert auf 35% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50% und 70% der Originalauflösung). Der Nebel umgibt den 5.1 mag hellen Stern HD21389, der in der Studie von Verdugo et al. (1999, DOI:10.1051/aas:1999487) als Überriese des Spektraltyps A0 Ia klassifiziert wird.

Roter Überriese μ Cephei (Cep) und Reflexionsnebel NGC1333 (Per) am 06.10.2024, f = 600 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, skaliert auf 35% bzw. 35% und 70% der Originalauflösung (große Bilder von μ Cephei und NGC1333, jeweils skaliert auf 50% und 70% der Originalauflösung). μ Cephei liegt am nord-nordöstlichen Rand der HII-Region IC1396 mit ihren Dunkelwolken und überwiegend im Licht der Hα-Linie leuchtenden Nebelstrukturen. Der hellste Teil von NGC1333 umgibt den Stern BD+30549, der im Aladin-Atlas als "Young Stellar Object" (YSO) klassifiziert wird, so dass er möglicherweise aus dem Material des Nebels entstanden ist und es jetzt beleuchtet. Richtung Südwesten (unten rechts) geht die Farbe des Nebels von blau in gelblich über, da dieser Nebelteil das gelbe Licht des Sterns LZK12 streut, der in ihn eingebettet ist. Noch weiter südwestlich sind einige tiefrote Nebelstrukturen erkennbar, bei denen es sich wahrscheinlich um kleine HII-Regionen handelt, die durch in ihnen entstandene Sterne zur Emission von Hα-Strahlung angeregt werden. Weiträumig ist NGC1333 von Dunkelwolken umgeben, die das Licht der dahinterliegenden Sterne absorbieren.

Spiralgalaxie M33 (Tri) und offener Sternhaufen M45 (Plejaden) (Tau) am 05.10.2024, f = 135 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, jeweils skaliert auf 35% und 70% der Originalauflösung (große Bilder von M33 skaliert auf 50%, 70% und 100% der Originalauflösung; große Bilder von M45 skaliert auf 50% und 70% der Originalauflösung). Um die blauen Reflexionsnebel von M45 herum ist weiträumig sehr schwach leuchtendes Material interstellarer Wolken verteilt.

Dunkelwolke LDN1235 ("Shark Nebula") (Cep) am 15.09.2024, f = 135 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, skaliert auf 35% und 50% der Originalauflösung. Im unteren Teil des Bildes ist der Reflexionsnebel LBN531 und die mit ihm assoziierte Dunkelwolke erkennbar.

HII-Region Sh2-155 ("Cave Nebula") (Cep) am 06.09.2024, f = 600 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, skaliert auf 35% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50% und 70% der Originalauflösung). Die Hα-Strahlung emittierende Komponente des Nebels wird von Dunkelwolken durchzogen, die das Licht der dahinterliegenden Sterne blockieren. Im hellsten Teil des Nebels und im südlichen (unteren) Teil des Bildes sind kleine weißliche Reflexionsnebel zu erkennen.

HII-Region IC5146 ("Cocoon Nebula") (Cyg) am 02.09.2024, f = 600 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, skaliert auf 35% und 70% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50%, 70% und 100% der Originalauflösung). Die rote, Hα-Strahlung emittierende Komponente des Nebels ist von einem "Kokon" aus diffusem Material umgeben, das bläulich erscheint, da es das Licht der umliegenden jungen und heißen Sterne streut. Einer dieser relativ hellen Sterne unmittelbar westlich (rechts) des Nebels ist sogar von einem eigenen kleinen blauen Reflexionsnebel umgeben. Der Nebel ist auch mit einer länglichen Dunkelwolke assoziiert, die an einigen Stellen, an denen sie das Licht der dahinter liegenden Sterne streut, in einem rötlich-braunen Farbton erscheint.

Offener Sternhaufen M45, die Plejaden (Tau) am 01.09.2024, f = 600 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, skaliert auf 35% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50% und 70% der Originalauflösung). In der zweiten Variante des Bildes wurde der Grünkanal, der am stärksten von der Lichtverschmutzung beeinträchtigt ist, durch eine Gammakorrektur abgeschwächt. Die hellen, blauen Sterne dieses Sternhaufens beleuchten das interstellare Medium, durch das sie sich bewegen, so dass es durch Streuung des Sternlichts sichtbar wird. Die Farbe des Streulichts hängt beispielsweise vom Staubanteil des interstellaren Materials ab.

Reflexionsnebel NGC7129 (Cep) am 28.08.2024, f = 600 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, skaliert auf 35% und 50% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50% und 70% der Originalauflösung). Der Sternhaufen südöstlich (unten links) des Nebels ist NGC7142. Der helle Teil des Nebels erscheint bläulich-weiß, was auf gestreutes Lichts von heißen, jungen Sternen hindeutet. Südwestlich (unten rechts) des Nebelzentrums sind auch zwei kleine rote Strukturen erkennbar, die vermutlich durch die Ultraviolettstrahlung der beleuchtenden Sterne zur Emission von Hα-Photonen angeregt werden. Die umgebenden dunkel-rotbraunen Gebiete sind staubreiche Dunkelwolken, die durch die Reflexion und Streuung von Sternlicht sichtbar werden. An einigen Stellen werden sie von noch dunkler erscheinendem Material durchzogen, das dieses schwache Streulicht blockiert.

Planetarischer Nebel NGC7662 (And) am 27.08.2024, f = 1200 mm, QHY294C, mit Hα+OIII-Filter, RGG-Bild (original und geschärft), Rotkanal (Hα), Grünkanal (OIII), skaliert auf 100% und 150% der Originalauflösung. Im Inneren des Nebels ist, insbesondere im Hα-Kanal, eine ringförmige Struktur zu erkennen. Darüber hinaus ist der helle Teil des Nebels kreisförmig von lichtschwachem Material umgeben, das im OIII-Bereich emittiert und dessen nordwestlicher Teil (oben rechts) am besten erkennbar ist.

Kleiner Galaxienhaufen um das gravitativ wechselwirkende Paar NGC90/NGC93 (Arp65) (Peg) am 26.08.2024, f = 1200 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, skaliert auf 35% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50% und 70% der Originalauflösung). Die größten und hellsten Mitglieder des Haufens sind die elliptischen Galaxien NGC80 und NGC83. Es sind viele weitere Galaxien des Haufens zu erkennen, die zum elliptischen, spiralförmigen (überwiegend in Edge-On-Konfiguration) und unregelmäßigen Typ gehören. Die unteren beiden Bilder zeigen Vergrößerungen typischer Galaxien in 105% der Originalauflösung. Das wechselwirkende Paar NGC90/93 besteht aus einer Spiralgalaxie in Edge-On-Geometrie (NGC93) und einer unter einem steileren Winkel sichtbaren Balkenspiralgalaxie (NGC90). NGC80, die größte Galaxie des Haufens, ist eine typische elliptische Galaxie ohne innere Struktur. IC1542 hat eine unregelmäßige Form. Die linsenförmige Galaxie NGC94 interagiert gravitativ mit ihrem etwas lichtschwächeren (nicht mit dem Aladin-Atlas identifizierbaren, also namenlosen?) Partner. Ein weiteres vermutlich ebenfalls interagierendes Paar besteht aus der elliptischen oder linsenförmigen Galaxie NGC85 und der unter einem spitzen Winkel gesehenen Spiralgalaxie IC1546. Die wesentlich lichtschwächere Galaxie NVSS J002135+222934 ist entweder viel kleiner als die anderen beiden Galaxien oder aber deutlich weiter entfernt.

HII-Region IC1396 (Cep) am 20.08.2024, f = 135 mm, QHY294C, mit Hα-Filter, skaliert auf 35% der Originalauflösung (großes Bild skaliert auf 50% der Originalauflösung). Aufgrund der abnehmenden Deklination der Sonne war die Dauer der Dunkelheit lang genug für eine Belichtungszeit von 5:33 Stunden. Die Witterungsbedingungen waren dabei alles andere als optimal, da das Licht des Vollmondes durch eine Dunstschicht in großer Höhe über den gesamten Himmel gestreut wurde. Insofern ist es immer wieder erstaunlich, dass mit einem Schmalbandfilter auch unter solchen Verhältnissen feine Nebel-Details abgebildet werden können. Mit einem scheinbaren Durchmesser von 3.1 Grad ist IC1396 sehr ausgedehnt, und das leuchtende Gas wird von staubreichen Dunkelwolken durchzogen. Im westlichen (rechten) Teil des Nebels ist deutlich der "Elefantenrüssel" zu erkennen. Der helle Stern am nordöstlichen (oberen linken) Rand des Nebels ist der veränderliche rote Überriese μ Cephei.

Reflexionsnebel NGC7023 (Cep) am 06.08.2024, f = 600 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, RGB-Bild, skaliert auf 35% und 70% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50% und 70% der Originalauflösung). In seinen Außenbereichen geht der Reflexionsnebel in eine weitverteilte Anordnung von Dunkelwolken über, die nur durch die Absorption des Lichts der dahinterliegenden Sterne erkennbar sind.

Cirrus Nebula (Cyg) am 03.08.2024, f = 135 mm, QHY294C, mit Hα+OIII-Filter, RGG-Bild (normale Gewichtung und mit abgesenktem Rotkanal), Rotkanal (Hα), Grünkanal (OIII), skaliert auf 35% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50% und 70% der Originalauflösung).

Dunkelwolke LDN1082 (Cep) am 31.07.2024, f = 600 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, RGB-Bild, skaliert auf 35% und 50% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50% und 70% der Originalauflösung). Die Dunkelwolke mit ihrem hohen Staubanteil wird ausschließlich durch die Absorption des Lichts dahinterliegender Sterne der Milchstraße sichtbar.

Gasnebel IC63 und IC59 (Cas) am 30.07.2024, f = 600 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, RGB-Bild, skaliert auf 35% und 50% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50% und 70% der Originalauflösung). Der sehr helle Stern ist γ Cas. Der helle untere linke Gasnebel IC63 erscheint überwiegend rötlich und teilweise weiß-bläulich. Dies legt nahe, dass Teile des Nebelmaterials durch die UV-Strahlung von γ Cas zur Emission von roter Hα-Strahlung angeregt werden, während die bläulichen Teile des Nebels das sichtbare Licht des beleuchtenden Sterns diffus reflektieren. Im oberen rechten Nebel IC59 überwiegt deutlich der Reflexionsanteil.

Tulpennebel Sh2-101 (Cyg) am 27.06.2024, f = 600 mm, QHY294C, mit Hα+OIII-Filter, RGG-Bild, Rotkanal (Hα), Grünkanal (OIII), skaliert auf 35% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50% und 70% der Originalauflösung).

HII-Region mit dem lichtschwachen planetarischen Nebel PN G075.5+01.7 (Soap Bubble Nebula) (Cyg) am 26.06.2024, f = 600 mm, QHY294C, mit Hα+OIII-Filter, RGG-Bild, Rotkanal (Hα), Grünkanal (OIII), skaliert auf 35% und 100% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50% und 70% der Originalauflösung). Der helle Stern links im Bild ist P Cygni mit einer scheinbaren Helligkeit von 5.2 mag.

Reflexionsnebel LBN531 (Cep) mit assoziierter Dunkelwolke und einem Streifen des sehr lichtschwachen Supernovaüberrests (SNR) G110.3+11.3 am 23./25.06.2024, f = 600 mm, QHY294C, mit IRB-Filter (23.06.2024) und Hα+OIII-Filter (25.06.2024), skaliert auf 35% und 50% der Originalauflösung. Von der Hα+OIII-Aufnahme wurde nur der Rotkanal, der die Hα-Linienemission wiedergibt, verwendet. Aus ihm wurden mit der Software Starnet++ die Sterne entfernt, das Ergebnisbild wurde auf das RGB-Bild koregistriert und zu dessen Rotkanal addiert. Der dunkelrote SNR-Streifen verläuft von LBN531 aus in nordöstlicher Richtung.

Reflexionsnebel LBN531 (Cep) mit assoziierter Dunkelwolke am 23.06.2024, f = 600 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, zwei Prozessierungsvarianten, skaliert auf 35% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50%, 70% und 100% der Originalauflösung).

Bipolarer planetarischer Nebel Sh2-106 (Cyg) am 20.06.2024, f = 600 mm, QHY294C, mit Hα+OIII-Filter, zwei Prozessierungsvarianten (RGB- und RGG-Bild), skaliert auf 100% und 200% der Originalauflösung.

Mit dem Wolf-Rayet-Stern WR134 assoziierter OIII-Emissionsnebel (Cyg) am 10.06.2024, f = 600 mm, QHY294C, mit Hα+OIII-Filter, RGG-Bild, Rotkanal (Hα), Grünkanal (OIII), skaliert auf 35% und 100% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50%, 70% und 100% der Originalauflösung).

Elephant Trunk Nebula im Inneren des HII-Emissionsnebels IC1396 (Cyg) am 08.06.2024, f = 600 mm, QHY294C, mit Hα+OIII-Filter, RGG-Bild (normal und mit abgesenktem Rotkanal), Rotkanal (Hα), Grünkanal (OIII), skaliert auf 35% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50%, 70% und 100% der Originalauflösung).

Crescent Nebula NGC6888 (Cyg) am 26.05.2024, f = 600 mm, QHY294C, mit Hα+OIII-Filter, RGG-Bild, Rotkanal (Hα), Grünkanal (OIII), skaliert auf 35% und 70% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50%, 70% und 100% der Originalauflösung). Das Material des Nebels wurde durch den nahe der Nebelmitte befindlichen Wolf-Rayet-Stern HD192163 ausgestoßen.

Nordamerikanebel NGC7000 (Cyg) am 21.05.2024, f = 1200 mm, QHY294C, mit Hα+OIII-Filter, RGG-Bild, Rotkanal (Hα), Grünkanal (OIII), skaliert auf 35% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50% und 70% der Originalauflösung).

Hercules-Galaxienhaufen Abell2151 (Her) am 15.05.2024, f = 1200 mm, QHY294C, ohne Filter, skaliert auf 35% und 50% der Originalauflösung in mehreren Prozessierungsvarianten (große Bilder skaliert auf 50%, 70% und 100% der Originalauflösung). Die unteren Bilder zeigen wechselwirkende Galaxien in Abell2151 in voller Originalauflösung. NGC6045 (Arp71) ist eine Edge-on-Galaxie, deren verzerrte Form vermutlich auf eine vergangene oder derzeitig stattfindende gravitative Wechselwirkung mit einer anderen Galaxie zurückzuführen ist. Das Paar IC1178+IC1181 (Arp172) ist weiträumig von diffusem Material umgeben. Die Form von NGC6040 (Arp122) ist stark verzerrt, während die elliptische Galaxie NGC6041 mit ihrem kleineren Begleiter von einer gemeinsamen Materiehülle umgeben ist. NGC6050 (Arp272) ist ein Paar zweier verzerrter, vermutlich verschmelzender Spiralgalaxien. Ein besonders interessantes Objekt ist IC1182. Die Studie von Moles et al. (2004, DOI:10.1051/0004-6361:20034295) zeigt auf, dass IC1182 eine Starburst-Galaxie als Ergebnis einer derzeit stattfindenden Verschmelzung zweier Spiralgalaxien ist. Es wird angenommen, dass der nach Osten gerichtete Materieausläufer durch die gravitative Wechselwirkung zwischen den beiden Galaxien entstanden ist. Die Knoten an dessen östlichem Ende werden in dem Artikel als MTK4, MTK5 und MTK6 bezeichnet und als im Entstehungsprozess befindliche Gezeiten-Zwerggalaxien interpretiert. Die Länge des Ausläufers wird mit 63 kpc = 205000 Lichtjahren angegeben, was gemäß der im Bild gemessenen scheinbaren Länge von 80 Bogensekunden eine Entfernung von etwa 500 Millionen Lichtjahren impliziert. Darüber hinaus zeigt die kontrastverstärkte invertierte Ansicht eine ebenfalls in dem Artikel erwähnte sehr schwache lineare Struktur, die sich von IC1182 in nord-nordwestlicher Richtung erstreckt.

Balkenspiralgalaxie NGC4236 (Dra) am 14.05.2024, f = 1200 mm, QHY294C, ohne Filter, skaliert auf 35% und 50% der Originalauflösung in mehreren Prozessierungsvarianten (große Bilder skaliert auf 50% und 70% der Originalauflösung).

Verzerrte Galaxie NGC4656 mit ihrem lichtschwachen Begleiter NGC4656UV (CVn) am 13.05.2024, f = 1200 mm, QHY294C, ohne Filter, skaliert auf 35% und 50% der Originalauflösung in mehreren Prozessierungsvarianten (große Bilder skaliert auf 50% und 70% der Originalauflösung). Dieses Galaxienpaar wurde erst kürzlich von Munoz-Elgueta et al. (2018, DOI:10.1093/mnras/sty1934) unter Verwendung spektroskopischer Daten des Gemini-North-Teleskops und Ultraviolett-Bilddaten des GALEX-Weltraumteleskops untersucht. Sie stellen fest, dass es sich bei NGC4656 trotz der verzerrten Form um eine einzelne Galaxie und nicht um ein verschmolzenes Paar handelt. NGC4656 wird von der Zwerggalaxie NGC4656UV begleitet, die eine sehr geringe Oberflächenhelligkeit aufweist und hier am besten in der invertierten Darstellung erkennbar ist. Die Studie zeigt auch, dass die Zwerggalaxie nicht das Ergebnis einer Gravitationswechselwirkung ist, sondern unabhängig entstand, dass jedoch derzeit eine Wechselwirkung zwischen den Galaxien stattfindet, die zu einer verstärkten Sternentstehungsaktivität in NGC4656UV und im nordöstlichen Teil von NGC4656 (oben links) führt. Tatsächlich weist dieses Gebiet mehrere punktförmige bläuliche Strukturen auf, bei denen es sich wahrscheinlich um Haufen junger und heller Sterne handelt.

Wechselwirkendes Galaxienpaar NGC4631 (unten) und NGC4627 (oben) (CVn) am 12.05.2024, f = 1200 mm, QHY294C, ohne Filter, skaliert auf 35%, 50% und 70% der Originalauflösung in mehreren Prozessierungsvarianten (große Bilder skaliert auf 50%, 70% und 100% der Originalauflösung). Zwischen den beiden Galaxien ist eine Materiebrücke erkennbar, und die Form von NGC4631 ist leicht verzerrt. Dies sind deutliche Anzeichen einer gravitativen Wechselwirkung zwischen den Galaxien. NGC4631 zeigt in seinem Inneren eine Vielzahl kleiner Details, insbesondere dunkle Staubfilamente und helle, bläuliche Haufen junger, massereicher Sterne. Im Gegensatz dazu weist die kleinere Galaxie NGC4627 eine typische elliptische Morphologie auf und zeigt keine innere Struktur.

Wechselwirkendes Galaxienpaar Arp269 (CVn), bestehend aus NGC4485 (oben) und NGC4490 (unten), am 10.05.2024, f = 1200 mm, QHY294C, ohne Filter, skaliert auf 35%, 50% und 70% der Originalauflösung in mehreren Prozessierungsvarianten (große Bilder skaliert auf 50%, 70% und 100% der Originalauflösung). Die Form beider Galaxien ist deutlich verzerrt, und sie sind von diffus erscheinender Materie umgeben, die durch die gravitative Wechselwirkung aus den inneren Bereichen herausgerissen wurde. Nach extremer Verstärkung der Farbsättigung lassen sich bläuliche Sternhaufen von rötlichen HII-Regionen unterscheiden. Die unteren Bilder zeigen einen aus lichtschwachen kleinen Objekten bestehenden, unmittelbar östlich (links) von NGC4490 gelegenen Galaxienhaufen in 70% der Originalauflösung. Im Aladin Sky Atlas sind die Galaxien SDSS J123200.55+413331.8 und LEDA 2182903, die nahe dem Zentrum des Haufens liegen, als "BrightestCG" identifiziert. Im redMaPPer-Katalog von Rykoff et al. (2016, DOI: 10.3847/0067-0049/224/1/1) trägt dieser Galaxienhaufen die Nummer 9053, und seine kosmologische Rotverschiebung wird mit z ≈ 0.17 angegeben. Mit einer Hubble-Konstante H₀ = 70 km/(s Mpc) ergibt sich damit für seine Distanz D unter Verwendung der Näherung D ≈ z c / H₀ mit c als Lichtgeschwindigkeit ein Wert von 729 Mpc, was knapp 2.4 Milliarden Lichtjahren entspricht.

Wechselwirkendes Galaxienpaar NGC4088/Arp18 (oben) und NGC4085 (unten) (UMa) am 09.05.2024, f = 1200 mm, QHY294C, ohne Filter, skaliert auf 35%, 50% und 70% der Originalauflösung in mehreren Prozessierungsvarianten (große Bilder skaliert auf 50%, 70% und 100% der Originalauflösung). Die verzerrte Form von NGC4088 deutet auf eine gravitative Wechselwirkung zwischen den beiden Galaxien hin.

Seyfert-Galaxie NGC3718/Arp214 (rechts) und Balkenspiralgalaxie NGC3729 (links) (UMa) am 01.05.2024, f = 1200 mm, QHY294C, ohne Filter, skaliert auf 35%, 50% und 70% der Originalauflösung in mehreren Prozessierungsvarianten (große Bilder skaliert auf 50%, 70% und 100% der Originalauflösung). NGC3718 besitzt einen außergewöhnlich hellen Kern, der von einem dunklen Staubband durchzogen wird. Unterhalb (südlich) von NGC3718 sind die viel weiter entfernte Edge-On-Galaxie MCG+09-19-113 und ein Triplett vermutlich wechselwirkender Galaxien mit der Bezeichnung Mrk176 (Markarian 176, auch als Arp322 bekannt) sichtbar. Die interagierenden Galaxien (in voller Auflösung in den Bildern darunter) sind von diffusem Material umgeben, und die Form der westlichen Galaxie ist verzerrt. Das diffuse Material besteht wahrscheinlich aus Sternen und Gas, die durch die Gravitationskräfte der Galaxien aus ihren ursprünglichen Strukturen herausgerissen wurden. In den untersten, ebenfalls in voller Auflösung wiedergegebenen Bildern ist der lichtschwache Galaxienhaufen 2XMM J113316.4+530737 zu sehen, der sich zwischen NGC3718 und NGC3729 befindet. Der Aladin Sky Atlas identifiziert die Galaxie 7C 113032.10+532404.00 als "BrightestCG", also das hellste Mitglied des Haufens. Sie ist von lichtschwächeren Galaxien umgeben, die als leicht diffuse Objekte erscheinen. Der Survey von Takey et al. (2013, DOI: 10.1051/0004-6361/201220213) gibt für den Galaxienhaufen eine kosmologische Rotverschiebung von z ≈ 0.25 an, was gemäß D ≈ z c / H₀ mit c als Lichtgeschwindigkeit und der Hubble-Konstante H₀ = 70 km/(s Mpc) einer Entfernung von D ≈ 3.5 Milliarden Lichtjahren entspricht. Daraus folgt aus den Bilddaten für den Durchmesser von 7C 113032.10+532404.00 ein Wert von etwa 240000 Lichtjahren, etwa dem Zweieinhalbfachen des Durchmessers unserer Milchstraße.

Galaxienhaufen Abell1185 (UMa) am 11.04.2024, f = 1200 mm, QHY294C, ohne Filter, skaliert auf 35%, 70% und 100% der Originalauflösung in mehreren Prozessierungsvarianten (große Bilder skaliert auf 50%, 70% und 100% der Originalauflösung). Die Entfernung des Haufens beträgt gemäß unterschiedlicher Quellen etwa 400 Millionen Lichtjahre. Das auffälligste Objekt im Cluster ist NGC3561, das gravitativ mit seinem kleineren Nachbarn NVSS J111112+284243 interagiert. Nördlich dieses Galaxienpaares ist eine längliche Struktur von etwa 200000 Lichtjahren Länge (etwa dem doppelten Durchmesser unserer Milchstraße) sichtbar. Dieser "Schweif" besteht vermutlich aus Sternen und Gas, die durch die bei der Wechselwirkung auftretenden Gezeitenkräfte aus den Galaxien herausgerissen wurden. Ein weiteres wechselwirkendes Galaxienpaar ist NGC3550, das auf den ersten Blick wie eine "normale" elliptische oder linsenförmige Galaxie aussieht, aber zwei oder drei helle Kerne aufweist, was auf eine Galaxien-Verschmelzung in der Vergangenheit hindeutet.

Supernovaüberrest Sh2-221 (Aur) unmittelbar östlich von Capella am Abend des 28.01.2024, f = 135 mm, QHY294C, mit Hα+OIII-Filter, RGG- und RGB-Bild skaliert auf 35% der Originalauflösung. Bedingt durch aufziehende Wolken wurde die Datenaufnahme nach 75 Minuten abgebrochen. Dennoch sind der SNR, die benachbarten HII-Regionen und der östliche Rand des planetarischen Nebels Sh2-216 erkennbar. Der aufgrund des aufgehellten Himmels ungleichmäßige Hintergrund wurde mit der Software GraXpert korrigiert. Im unteren Bild wurde auch die Kontrastverstärkung mit GraXpert durchgeführt, wodurch der bläulich-grüne OIII-Anteil der Emission von Sh2-221 hervorgehoben wird. Die dadurch entstehenden Farben sind jedoch nicht unbedingt realistisch.

Rosettennebel NGC2239 (Mon) am 28.01.2024, f = 135 mm, QHY294C, mit Hα+OIII-Filter, RGG- und RGB-Bild, Rotkanal (Hα) und Blaukanal (OIII) skaliert auf 50% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 70% der Originalauflösung).

Nordöstlicher Teil der HII-Emissionsregion Sh2-276 (Barnard's Loop) (Ori) und der Virgo-Galaxienhaufen (Vir) am 27.01.2024, f = 135 mm, QHY294C, mit Hα+OIII-Filter bzw. IRB-Filter, RGB-Bild und Hα-Kanal bzw. RGB-Bild und Grauwertversion, skaliert auf 35% bzw. 50% der Originalauflösung (große Bilder von Sh2-276 und dem Virgo-Galaxienhaufen skaliert auf 50% bzw. 70% der Originalauflösung). Der Himmel war durch Mondlicht aufgehellt, da die Aufnahmen kurz nach Vollmond erfolgten. Sh2-276 emittiert überwiegend in Hα, nur in seinem hellsten Teil ist auch eine sehr schwache OIII-Emission erkennbar. Das Zentrum des Virgo-Haufens wird durch die hellen Galaxien der Markarian-Kette dominiert.

HII-Emissionsregionen IC1805 und IC1795 (Cas) am 20.01.2024, f = 135 mm, QHY294C, mit Hα+OIII-Filter, RGG- und RGB-Bild skaliert auf 35% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50% der Originalauflösung). Bei dem hellen Nebel in der südöstlichen (unteren linken) Bildecke handelt es sich um IC1848, der kleine Nebel am östlichen (linken) Bildrand ist Sh2-196.

Pferdekopfnebel B33 vor der HII-Emissionsregion IC434 und Flammennebel NGC2024 (Ori) in unmittelbarer Nähe des östlichen Gürtelsterns ζ Orionis am 19.01.2024, f = 135 mm, QHY294C, mit Hα+OIII-Filter, RGG-Bild skaliert auf 35% der Originalauflösung (großes Bild skaliert auf 50% der Originalauflösung). Der helle Nebel am südlichen (unteren) Bildrand befindet sich direkt nördlich des hier nicht sichtbaren großen Orionnebels M42 und besteht aus den Einzelobjekten NGC1973, NGC1975 und NGC1977.

HII-Emissionsnebel Sh2-223 (Aur) am 11.01.2024, f = 135 mm, QHY294C, mit Hα+OIII-Filter, RGG-Bild, Rotkanal (Hα) und Grünkanal (OIII) skaliert auf 35% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50% und 70% der Originalauflösung). Die Gesamt-Belichtungszeit beträgt 11.5 Stunden. Der kleine Nebel am nordöstlichen (oberen linken) Bildrand ist der Supernovaüberrest Sh2-224, in südwestlicher Richtung (unten links) ist die lichtschwache HII-Emissionsregion Sh2-225 zu erkennen.

Supernovaüberrest Sh2-240 (Aur) am 10.01.2024, f = 135 mm, QHY294C, mit Hα+OIII-Filter, RGG-Bild, Rotkanal (Hα), Grünkanal (OIII), mit der Software Starnet++ von Sternen befreite Variante, jeweils skaliert auf 35% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50% und 70% der Originalauflösung). Die Gesamt-Belichtungszeit beträgt 10.5 Stunden. Im nordöstlichen (oberen linken) Teil des Nebels ist die kurze, helle Strichspur eines von mir nicht identifizierten Asteroiden erkennbar (siehe auch unteres Bild). Der kleine helle Nebel am östlichen (linken) Bildrand ist Sh2-242.

Supernovaüberrest IC443 (Gem) und benachbarte HII-Emissionsregion um die Sterne μ und η Geminorum am 09.01.2024, f = 135 mm, QHY294C, mit Hα+OIII-Filter, RGG-Bild, Rotkanal (Hα) und Grünkanal (OIII) skaliert auf 50% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 70% und 100% der Originalauflösung). Die Gesamt-Belichtungszeit beträgt 11 Stunden.

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