Astrometrie / Photometrie

Sternmessungen

2016_12_21_vega  Foto  M.Heeg

Helligkeit und Ausrichtung

Nach meinem Umzug und hierdurch stark veränderten Beobachtungsbedingungen konnte ich mich nun erstmals wieder etwas “astronomisch” betätigen.

Da als erstes meine kleine Staradventurer Montierung ( ohne Polarissicht ) ausgerichtet werden sollte, galt mein Interesse der möglichen Nachführzeit. Bei 625 mm Brennweite schaffe ich es zur Zeit ( ohne Guiding ) 30 Sek. lang zu belichten ohne Strichspuren zu erhalten.

Mein Einzelfoto zeigt die so zu erreichende Sternhelligkeit von ca. 12.6 mag. Auch die mit Maxim Dl ermittelten Astrometriewerte von 1.41″ / pix in diesem Foto sind brauchbar. Entsprechende Infos sind auf dem Foto vermerkt,

Im nächsten Versuch werde ich die Brennweite  wohl noch etwas verkleinern wie auch mehrere Fotos ” stacken “ und so schauen welche Grenzgröße ich ( mitten aus der Stadt ) erreichen kann. Auch ein ”  guiden ” in R.A. wird hierzu wohl hilfreich sein.

So werden dann “ tiefere ” Belichtungen bzw. veränderte Grenzgrößen möglich werden. Ich werde also versuchen mich in Zukunft astrometrisch bzw. photometrisch zu betätigen und werde berichten.

Hubble Farbpalette – Bi Color

Falschfarben

ngc7000_2016_08_07_04

ngc6960_6979_2016_08_24   Fotos   M.Heeg

Falschfarben

Wie soll die Farbaufnahme von Himmelsobjekten eigentlich “richtig” aussehen  … ?

Zeigt sie die für uns sichtbare Strahlung, so wie das Objekt sie ausgesendet hat oder soll die farbliche Wiedergabe eher möglichst dem entsprechen, was das menschliche Auge “erkennen” soll, oder gar überhaupt nur wahrnehmen kann ?

Durch unser Auge dringt ein unterschiedliches Lichtspektrum. Das Gehirn verarbeitet diese Informationen und ” gaukelt ” uns eine farbliche Darstellung vor, welche aber nur eine von vielen “richtigen” ist.

Astronomische Farbbilder werden oft aus 3 Einzelaufnahmen mit den Filtern Rot, Grün und Blau erstellt.  Dieser Satz R G B – Breitbandfilter beinhaltet so das jeweilige, komplette Spektrum im Durchlaßbereich der  Farbwellenlänge. Diese 3 Einzelfarbbilder werden im Computer dann mit Hilfe einer Bildbearbeitungssoftware zu einem RGB – Farbbild zusammengesetzt.

Der Bearbeiter / Fotograf entscheidet dabei über die Mischung der drei Grundfarben und somit über den gezeigten Objektfarbton. Die Ausarbeitung wird somit zu einer subjektiven Angelegenheit und bietet ein weites Feld für individuelle Freiheiten, je nach dem, was man darstellen möchte.

Die Beobachtungsbedingungen in der Nähe von Ballungsgebieten leiden immer mehr unter der vorhandenen und zunehmenden Lichtverschmutzung.  Schwache Deep-Sky Objekte heben sich hier kaum noch von dem hellen Himmelshintergrund ab und sind dadurch fast nicht mehr zu beobachten.  Leuchtende Gasnebel senden jedoch auch oftmals ihr Licht in ganz bestimmten (schmalen) Wellenlängenbereichen aus. Diese Eigenschaft kann man sich beim Einsatz engbandiger Schmalband – Filter zunutze machen.

Die Schmalband-Fotografie ermöglicht so Astrofotografie auch in Stadtnähe und sogar bei Mondschein. Es ist somit also auch für mich ein Grund, diese “Schmalband-Fototechnik” zu benutzen da auch ich in einer sehr  “lichtverschmutzten Region” wohne .

Die schmale Durchgangskennlinie dieser Filter erfordert jedoch längere Belichtungszeiten. Während die Ha-Kanäle oft noch recht hohe Signale liefern, sind die OIII-Kanäle meistens wesentlich schwächer. Ebenso ist es je nach Objekt auch im SII Lichtspektrum. Es sind so Belichtungszeiten von 2 bis 10 Minuten je Kanal oder mehr üblich bzw. notwendig. Die lange Belichtungszeit erfordert entsprechend aber eine exakte Nachführung der Kamera um zu guten Ergebnissen zu kommen.

Die Wellenlängenbereiche der Schmalbandfilter bzw. Hubble-Farbpalette sind :

S-II die Spektrallinie des einfach ionisierten Schwefels – als Kanal „rot“. – ca. (672 nm)

Ha die Spektrallinie des Wasserstoffs – als Kanal „grün“. – ca. (556 nm)

O-III die Spektrallinien des zweifach ionisierten Sauerstoffs – als Kanal „blau“. – ca. (496 nm)

Eine weitere, mögliche Variante der Schmalband-Fotografie ist die Bicolor-Technik. Hier benutzt man mit Ha– und OIII-Filtern nur zwei Aufnahmewellenlängen zur tatsächlichen, bzw. praktischen Objektaufnahme. Es wird der Ha-Kanal der Farbe Rot und der OIII-Kanal der Farbe Blau direkt zugeordnet. Der Grünkanal wird aus einer Kombination der beiden Kanäle künstlich im Computer  erzeugt.

Auch bei der Bicolor-Bildbearbeitung stellt sich wieder die Frage nach der Farbgebung . Wie setzt man das Farbbild aus den verschiedenen Farbkanälen “richtig” zusammen ?  Es sind hier auch verschiedene andere Kombinationen bei den Farbkanalzuweisungen denkbar. Auf jeden Fall hat man so unterschiedliche Möglichkeiten die Himmelsobjekte darzustellen und verläßt dabei die üblichen RGB-Farbdarstellungen.

Meine zwei Aufnahmen zeigen zum Beispiel den Gasnebel NGC 7000 in der Hubble Farbpalette als SII Ha OIII – RGB , oder aber die Emission.- Reflexionsnebel NGC 6960 und NGC 6979 als Ha Ha SII OII – L RGB Aufnahme. Hier habe ich noch zusätzlich einen ” Helligkeitskanal ” (Luminanz) eingefügt.

Alle gezeigten Objekte sind recht einfach im Sternbild Schwan zu finden. Die genauen Aufnahmedaten sind jeweils in der Fotounterschrift zu finden.

Quelle : Wikipedia und Internet

Milchstraße

Milliarden von Sternen

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schwan_2016_08_01_03   Fotos   M.Heeg

Unsere Galaxie

Die Milchstraße, ist die Galaxie, in welcher sich das Sonnensystem mit der Erde und uns selber befindet. Entsprechend ihrer Form als flache Scheibe mit einer Verdickung im Zentrum ( Bulge ), die aus Milliarden von Sternen besteht, ist die Milchstrafle von der Erde aus ( aus unserer Sicht ) als bandförmige Aufhellung am Nachthimmel sichtbar, welche sich über 360 Grad um uns erstreckt. Wir befinden uns in einem Seitenarm aus welchem wir die Galaxie von “ innen ” aus sehen.

Ihrer Struktur nach zählt die Milchstrafle zu den Balkenspiralgalaxien. Der Name Milchstraße, stammt also von ihrer Erscheinung quer über das Firmament, als milchiger heller ” Pinselstrich “.

Schon im Altertum war die Milchstraße als solcher Streifen am Nachthimmel bekannt. Dass dieses helle Band sich in Wirklichkeit aus unzähligen einzelnen Sternen zusammensetzt, wurde in der Neuzeit erst 1609 von Galileo Galilei durch die Nutzung optischer Hilfsmittel erkannt.

Es sind nach heutiger Schätzung ca. 100 bis 300 Milliarden Sterne.

Das Milchstraßenband verläuft unter anderem durch die Sternbilder Schütze ( in dieser Richtung liegt auch das galaktische Zentrum unserer Galaxie ), wie auch Adler, Schwan, Kassiopeia, Perseus, Fuhrmann, Zwillinge, Orion, Kiel des Schiffs, Zentaur, Kreuz des Südens und Skorpion.

Meine Fotos zeigen Bereiche im Sternbild Schwan welche im Sommer hoch im Zenit zu sehen sind. Alle etwa 6000 Sterne, die am Himmel mit bloßem Auge gesehen werden können, gehören zum Milchstraßensystem. Sie liegen alle mehr oder weniger nahe dem galaktischen Zentrum.

In gößerer Entfernung und auflerhalb der Milchstraße ist ohne Hilfsmittel nur noch die Andromedagalaxie so zu erkennen.

Physikalische Eigenschaften
Durchmesser                                     100.000 bis 120.000 Lichtjahre
Dicke                                                   3.000 bis 16.000 ( Bulge ) Lichtjahre
Masse ( inkl. Dunkler Materie )       ca. 1,4 Billionen Sonnenmassen
Sterne                                                 ca. 100 bis 300 Milliarden
Typ                                                      Balkenspiralgalaxie

Quelle : Wikipedia

Cirrusnebel

Supernova Überrest  NGC 6960
cirrusnebel_2013_08_05_01   Foto   M.Heeg

NGC 6960

Der Cirrusnebel  ( auch als Schleier-Nebel, englisch Veil nebula bezeichnet ) ist der im optischen Spektrum sichtbare Teil des Cygnusbogens, einer Ansammlung von Emissions– und Reflexionsnebeln, die sich in einer Entfernung von rund 1500 Lichtjahren im Sternbild Schwan befinden.

Sie sind zusammen der Überrest einer Supernova, die vor ca. 18.000 Jahren stattfand. Diverse Teile des Überrests haben verschiedene NGC– und IC-Nummern. So gehören die Objekte NGC 6960, NGC 6974, NGC 6979, NGC 6992, NGC 6995 und IC 1340 alle zur selben Struktur.

Der Nebel wurde am 5. September 1784 von William Herschel entdeckt.

Mein beigefügtes Foto ( Summenfoto aus Kurzzeitbelichtungen, ohne Guiding ) zeigt den Nebelteil mit der NGC Nr 6960, auch ” Sturmvogel ” genannt.

Position

Rektaszension    20h 45m 38,0s
Deklination        +30° 42′ 30″

Erscheinungsbild

Scheinbare Helligkeit (visuell)   7.0 mag
Winkelausdehnung    3°
Entfernung   1470 Lj
Durchmesser   100 Lj

Quelle : Wikipedia

Strichspuraufnahmen

Und sie dreht sich doch …

strichspur_2012_09_29_02

strichspur_2012_09_29_01   Fotos   M.Heeg

Startrails

Im Mai und Juni hatte ich die schlechtesten Beobachtungs.- Astrofotobedingungen
seit vielen Jahren. Hierdurch waren fast keine Himmelsobjekte ablichtbar. Entsprechend habe ich heute hier “nur” etwas aus meinem Archiv einfügen können.

Die Aufnahmen stammen aus dem September 2012.  Sie zeigen die Möglichkeit / Ergebnisse einfacher Astrofotografie. Diese Art der Astrofotografie ertellt Strichspuraufnahmen .

Technische Details zu den Aufnahmen selber sind in wie immer der Bildunterschrift vermerkt.

Benötigt wird hierzu lediglich ein Kamera welche ” Langzeitbelichtung ” erlaubt, ein weitwinkliges Objektiv und ein Stativ. Die Kamera wird ohneNachführung ” ( Ausgleich der Erdrotation ) via Stativ auf einen “ sternreichenHimmelsausschnitt gerichtet. Die Dauer der Belichtung entscheidet nun über die Länge der ” Sternspuren “.

Hier noch eine Kurze Info zu Strichspuraufnahmen an sich, aus Wikipedia.

Strichspuraufnahmen oder Startrails sind in der Astrofotografie eine Art der fotografischen Wiedergabe welche den nächtlichen Himmel mit einer langen Belichtungszeit bei stehender bzw. nicht korrekt mitgeführter Kamera ablichten.

Durch die Erdrotation scheinen sich dann die Himmelskörper zu bewegen. Abhängig von der Brennweite des verwendeten Objektives existiert eine maximale Belichtungszeit, bei welcher die Sterne noch punktförmig abgebildet werden. Dieser Maximalwert in Sekunden errechnet sich nach folgender Faustformel :

420
t   =   —————————-
Objektivbrennweite

Längere Belichtungszeiten führen also zu Abbildungen, bei welchen die Himmelskörper nicht mehr punkt-, sondern strichförmig ( siehe meine Abbildungen ) dargestellt werden.

Quelle : Wikipedia

Doppelsternsysteme

Alkor und Mizar

alkor_mizar_2016_04_20_02   Foto   M.Heeg

Optische und physikalische Begleiter

Als mit bloßem Auge trennbare Doppelsterne waren Mizar und Alkor bereits lange vor der Erfindung des Fernrohrs bekannt. Mittelalterliche arabische Quellen berichten, dass dieses optische Doppelsternpaar als Sehtest gedient haben soll. Mizar ( Eigenname des Sterns ζ Ursae Majoris – kurz: ζ UMa ) im Sternbild Großer Bär, ist der mittlere Deichselstern des Großen Wagens.

Bereits freiäugig sichtbar hat Mizar also den optischen Begleiter Alkor, der 4,0m hell ist und bei dunklem Himmel mit normalsichtigem Auge gut erkannt werden kann. Mizar ist selber ein visueller Doppelstern, der mit Teleskopen und Fernrohren ab 5 cm Objektivöffnung trennbar ist. Seine Komponenten sind Mizar A – 2,28 m und Mizar B – 3,94 m hell ( zusammen 2,07 m ) und stehen 14,4 Winkelsekunden auseinander.

Mizar wurde als erster Doppelstern überhaupt mit Hilfe eines Fernrohrs als solcher erkannt. Häufig wird in der Literatur hierzu Giovanni Riccioli erwähnt, welcher der Erste gewesen sei, der um 1650 die Doppelsternnatur von Mizar selber entdeckte.

Alkor ( Bayer-Bezeichnung: g Ursae Majoris, kurz: g UMa ) oder umgangssprachlich „Reiterlein“, ist also der optische Begleiter von Mizar. Er besitzt eine scheinbare Helligkeit von 4,0 m und liegt etwa 82 Lichtjahre von der Sonne entfernt. Auch Alkor ist kein Einzelstern, sondern ein Doppelsternsystem, welches aus Alkor A und B besteht. Bis heute ist nicht zweifelsfrei geklärt, ob das Alkor-System mit dem benachbarten Mizar-Stystem ein übergeordnetes Mehrfachsternsystem bildet.

Die Entdeckung von Alkor B wurde von zwei US-amerikanischen Astronomenteams unabhängig voneinander gemacht und im Jahr 2010 veröffentlicht. Dabei wurde Alkor B nicht im sichtbaren Licht, sondern im mittleren Infrarot bzw. im nahen Infrarot entdeckt.

Der Abstand von Alkor B zu Alkor A beträgt nur 1,11 Winkelsekunden, der Positionswinkel 208,8°.

Mein Foto zeigt Alkor und Mizar ohne jedoch Mizar in seine Komponenten A und B selber zu trennen, was jedoch bei kürzerer Belichtung möglich wäre.

Beobachtungsdaten:

Rektaszension

Mizar A   13h 23m 55,42s

Mizar B   13h 23m 56,21s

Deklination

Mizar A   +54° 55′ 31,5″

Mizar B   +54° 55′ 18,8″

Scheinbare Helligkeit

Mizar A    2,28 mag

Mizar B    3,94 mag

Quelle : Wikipedia

Offener Sternhaufen

Messier 37

m37_2016_03_17   Foto   M.Heeg

Jede Menge Sterne

Als offene Sternhaufen werden Ansammlungen von etwa zwanzig bis zu einigen tausend Sternen bezeichnet, welche sich aus derselben Molekülwolke gebildet haben. Ihre Konzentration im Zentrum ist relativ gering. Dennoch heben sie sich deutlich vom Sternhintergrund ab. Von den dicht gepackten Kugelsternhaufen unterscheiden sie sich durch Größe, Lokalisation, Alter und Entstehung, vor allem aber durch ihre geringere Sterndichte.

Junge offene Sternhaufen können sich immer noch in jener Molekülwolke befinden, aus der sie entstanden sind. Diese wird dadurch aufgehellt, und es entsteht ein ionisiertes H-II-Gebiet. Jedoch führt der Strahlungsdruck der jungen Sterne dazu, dass die Molekülwolke allmählich zerstreut wird.

Für die Untersuchung der Sternentstehung sind offene Sternhaufen sehr wichtige Objekte. Der Grund dafür ist, dass alle Haufensterne ungefähr das gleiche Alter und dieselbe chemische Zusammensetzung haben.

Messier 37 (auch als NGC 2099 bezeichnet) ist einer der der drei Offenen Sternhaufen im Wintersternbild Fuhrmann. Seine Helligkeit beträgt 5,6 mag, seine Winkelausdehnung 24′.

Er kann bei ideal dunklem Himmel freiäugig erkannt werden. Im Feldstecher zeigt er einen ovalen Nebelfleck aus 8-12 Sternen ca. 9. Größe. Von seinen etwa 2000 Sternen sind 200 heller als 13 mag, darunter etwa 15 Rote Riesen, 20 Veränderliche und über 30 Doppelsterne.

Im Haufenzentrum steht der markante F8-Stern HD 39183 mit 9,2 mag. Wegen seiner großen Sternanzahl diente Messier 37 vielen Astronomen als Objekt zur Untersuchung der Sternentwicklung.

Quelle : Wikipedia

Jupiter

Gasplanet

jupiter_2015_03_18_02  Foto   M.Heeg

Der Riesenplanet

Der Jupiter ist mit einem Äquatordurchmesser von rund 143.000 Kilometern der größte Planet des Sonnensystems.

Er ist mit einer durchschnittlichen Entfernung von 778 Millionen Kilometern von der Sonne aus gesehen der fünfte Planet. Aufgrund seiner chemischen Zusammensetzung zählt er zu den Gasplaneten und hat keine feste Oberfläche.

Jupiter ist das dritt- bis vierthellste Objekt des Nachthimmels ( nach Mond und Venus ).
Abhängig von der Bahnkonstellation ist zeitweise der Planet Mars heller.

Benannt ist er nach dem römischen Hauptgott Jupiter.

Jupiter läuft auf einer annähernd kreisförmigen Umlaufbahn mit einer Exzentrizität von 0,0489 um die Sonne. Sein sonnennächster Punkt, das Perihel, liegt bei 4,95 AE und sein sonnenfernster Punkt, das Aphel, bei 5,46 AE.

Wegen seiner geringen Bahnneigung ( 1,3° ) bewegt sich seine Position immer nahe der Ekliptik.

Eine wichtige Funktion im Sonnensystem kommt ihm zu da er schwerer ist als alle anderen Planeten zusammen. Diese wesentliche Eigenschaft stabilisiert des Massengleichgewichtes im Sonnensystem.

Jupiter ist im Sonnensystem auch der Planet, welcher sich am schnellsten um seine Achse dreht. Seine Rotationsperiode beträgt knapp zehn Stunden, was aufgrund der Fliehkräfte zu einer Abflachung an den Polen führt. Für einen Umlauf um die Sonne benötigt Jupiter jedoch 11 Jahre und 315 Tage.

Von außen zeigt sich Jupiter in verschiedenfarbigen Bändern und Wirbeln von Wolken, in Weiß-, Rot-, Orange-, Braun-, Gelb- und teilweise auch Blautönen.

Außer den hellen und dunklen äquatorparallelen Wolkenbändern fällt an Jupiter vor allem der Große Rote Fleck auf ( GRF ). Dieser Rote Fleck ist ein riesiger ovaler Wirbelsturm, welcher etwa zwei Erddurchmesser ( in ovaler Richtung ) groß ist. Er liegt sehr stabil zwischen zwei Wolkenbändern bei etwa 22° südlicher Breite.

Erstmals wurde der Große Rote Fleck 1664 von dem englischen Naturforscher Robert Hooke beschrieben. Seitdem unterlag er nur leichten optischen Veränderungen.

Zum Vergleich, auf der Erde lösen sich Windwirbel in der Atmosphäre üblicherweise innerhalb einiger Wochen wieder auf. Aufgrund seiner Größe ist der Fleck bereits in Amateurteleskopen sichtbar. Seine markante Farbe ist deutlich röter als die Umgebung.

Auf meiner Aufnahme ist er, wie auch viele andere Details recht gut zu erkennen.

Allgemeine Infos

Masse : ca. 318 Erdmassen
Monde : 67
Temperatur : -108 Grad
Wasserstoff : 89,8 ± 2,0 %
Helium : 10,2 ± 2,0 %
Methan : 0,3 ± 0,1 %
Ammoniak : 0,026 ± 0,004 %

Quelle : Wikipedia

Polarlicht

Aurora borealis

polarlicht_2016_01_03_02

polarlicht_2016_01_03_01  Fotos   M.Heeg

Lichterscheinungen

Das Polarlicht ( als Nordlicht am Nordpol wissenschaftlich Aurora borealis, als Südlicht am Südpol Aurora australis benannt ) ist eine Leuchterscheinung durch angeregte Stickstoff– und Sauerstoffatome der Hochatmosphäre, welche in Polargebieten beim Auftreffen beschleunigter geladener Teilchen aus der Erdmagnetosphäre auf die Atmosphäre hervorgerufen wird.

Polarlichter sind meistens in zwei etwa 3 bis 6 Breitengrade umfassenden Bändern in der Nähe der Magnetpole zu sehen.

Ihre Energie stammt ursprünglich aus Emissionen der Sonne. Sonnenwindteilchen treffen auf die irdische Magnetosphäre und treten mit ihr in Wechselwirkung. Wenn die Plasmateilchen bis in die Atmosphäre herunterströmen, regen sie bei Kollisionen die verdünnten Gase in hohen Schichten der Atmosphäre an. Diese emittieren beim Abfallen der Erregung ein Fluoreszenzlicht.

Auch auf anderen Planeten des Sonnensystems werden diese Erscheinungen beobachtet. Voraussetzung hierfür ist, dass der Planet ein eigenes Magnetfeld und eine Atmosphäre besitzt.

Die Häufigkeit der Polarlichterscheinungen hängt von der Sonnenaktivität ab. Die großen koronalen Massenauswürfe sind für Polarlichter in Mitteleuropa verantwortlich.

Es treten vier verschiedene Arten von Polarlichtern auf, welche abhängig von den Sonnenwinden sind. Diese sind, Corona, Vorhänge, ruhige Bögen und Bänder. Wissenschaftlich werden sie gemäß der ” Valance-Jones Classification “ unterteilt.

Polarlichter können auch verschiedene Farben haben. Grünes Licht ( 557,7 Nanometer Wellenlänge ) entsteht durch Sauerstoffatome, die in gut 100 km Höhe angeregt werden und während ihrer angeregten Zeit auf andere Teilchen treffen.

Ohne Zusammenstoß emittieren Sauerstoffatome rotes Licht ( 630 Nanometer Wellenlänge ), was hauptsächlich in der dünneren Atmosphäre in höheren Schichten in etwa 200 km Höhe auftritt. Angeregte Stickstoffatome senden auch violettes bis blaues Licht  ( 428 Nanometer ) aus.

Vor oder außerhalb der wissenschaftlichen Erklärungen bestanden zahlreiche mythologische Erklärungen.

Verschiedene Kulturen im Norden Amerikas, Europas und Asiens sahen in ihnen Aktivitäten von Göttern und Geistern, sowohl in Form von Kämpfen oder Tänzen, aber auch als Mitteilungen an die Menschen. Besonders im Mittelalter galten in Europa Polarlichter, ähnlich wie Kometen, als Vorboten kommenden Unheils.

Meine Aufnahmen sind remote via Internet entstanden und zeigen z.B auch die zuvor beschriebenen Farb.- und Formvariationen.

Quelle : Wikipedia

Sternbild Orion

Der Orion

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orion_2015_12_04_04  Fotos   M.Heeg

Das Sternbild Orion

Der Orion ist ein Sternbild nahe am Himmelsäquator und ist vor allem am Winterhimmel zu sehen. Durch seine drei Sterne erster Größe ist er eines der bekanntesten Sternbilder und auch für Laien unverwechselbar zu erkennen. Diese drei Sterne bilden in gerader “Sternenlinie” den Oriongürtel.

Das Sternbild ist in Mitteleuropa etwa von August ( Morgenhimmel ) bis April ( Abendhimmel ) zu sehen.

Es soll einen mythischen Himmelsjäger darstellen. Die Sterne Beteigeuze ( α Orionis, Bestandteil des Winterdreiecks ), und Bellatrix ( γ Orionis ) bilden die Schulter, die Sterne Rigel ( β Orionis, Eckpunkt des Wintersechsecks ) und Saiph (κ Orionis) die Füße. Das Einmalige am Orion ist aber, wie erwähnt, die gerade Reihe der Sterne Alnitak, Alnilam und Mintaka ( ζ, ε und δ Orionis ). Diese drei Sterne ( auch drei Könige genannt ) bilden so den Gürtel des Orion welche auch als Jakobsstab oder Jakobsleiter bekannt sind.

Abgesehen vom roten Riesen Beteigeuze weisen die Hauptsterne alle ein ähnliches Alter und ähnliche Zustandsgrößen auf, so dass sie möglicherweise gemeinsam entstanden sind.

Rigel ist jedoch der hellste Stern im Sternbild Orion und der siebthellste des Nachthimmels. Obwohl er heller als α Orionis ( Beteigeuze ) ist, wird er in der Astronomie als β Orionis bezeichnet. Das liegt daran, dass Beteigeuze ( wie fast alle roten Überriesen ) ein unregelmäßiger Veränderlicher ist und Rigel im Maximum hin und wieder übertreffen kann.

Besonders auffällig ist der auch mit bloßem Auge sichtbare Orionnebel M 42, der flächenhellste Emissionsnebel des Himmels, in dem die Entstehung von neuen Sternen zu beobachten ist. Direkt nördlich von M42 befindet sich der gelegentlich als kleiner Orionnebel oder auch de Mairans Nebel bezeichnete Emissionsnebel M43, der jedoch ein Teil des Orionnebels ist.

Etwa ein halbes Grad südlich des linken Gürtelsterns Alnitak befindet sich der berühmte Pferdekopfnebel B 33, eine Dunkelwolke, die sich deutlich vor dem Emissionsnebel IC 434 abzeichnet.

Auch der Flammennebel ( auch als Flammender Baum oder NGC 2024 bezeichnet ) ist ein Emissionsnebel im Sternbild Orion. Er liegt auch unmittelbar in der Nähe des Sternes Alnitak. Er ist östlich von ihm zu finden.

Im Orion befindet sich auch der riesige Emissionsnebel Barnard’s Loop, der sich in einem weiten Bogen von etwa 12° Durchmesser von Norden her um die Gürtelsterne zieht und im Süden bis nahe Rigel reicht.

Alle diese Details sind in meinen Aufnahmen recht gut zu erkennen. Es ist auch für mich selber immer wieder erstaunlich was mit “nur” 50 mm Brennweite und einer handelsüblichen DSLR mitten im Dorf doch ablichtbar ist.

Sternbild Orion

Lateinischer Name                Orion
Rektaszension                       4h 43m 25s bis 6h 25m 47s
Deklination                            −10° 58′ 43″ bis +22° 52′ 35″
Fläche                                     594 deg²
Vollständig sichtbar             79° Nord  bis  67° Süd

Quelle : Wikipedia