- AUFNAHMEDATEN
- EQ6-R Pro in Gartensternwarte (Linie 1), guiding Skywatcher Evoguide 50Ed 230 mm, ZwoASI 220mini
- Skywatcher Quattro 8“ f4 (200/800 mm)
- Touptek APT3CMOS 2600kma, gain 100 offset 100, -5oC
- Baader 2“ LRGB (92:42:45*90s), HAOIII (53:59*300s), gesamt 15.2 h
- 50flats, darkflats, 100darks
- Nina, APP, PI, Affinity Photo 2
- Aufnahmezeitpunkt: 06.-09.03.2025
Hier bei meiner Aufnahme mit einen Skywatcher Quattro 800 mm kommt die „Eule“ so einigermaßen akzetabel raus. Das ist bei der Bildbearbeitung die große Aufgabe.
Er könnte heute, am Ostersonntag, aber auch als Osterei durchgehen, sodass das passt.
Messier 97, auch als Eulennebel bezeichnet, ist ein planetarischer Nebel im Sternbild Großer Bär in einer Entfernung von etwa 2 300 Lichtjahren. Er gehört zu den massereichsten und lichtschwächeren planetarischen Nebeln seiner Klasse und besitzt eine scheinbare Helligkeit von 10,1 mag bei einem Durchmesser von rund 3,4 Bogenminuten, was einem physikalischen Ausmaß von etwa 2,4 Lichtjahren entspricht. M97 entstand vor ungefähr 6 000 Jahren, als ein sonnenähnlicher Stern seine äußeren Hüllen abwarf und einen heißen, kompakten Weißen Zwerg zurückließ, der heute eine Temperatur von etwa 120 000 K erreicht und den Nebel durch intensive UV‑Strahlung zum Leuchten anregt. Die charakteristische Erscheinung mit zwei dunkleren, symmetrischen Regionen („Augen“) entsteht durch unterschiedliche Gasdichten und Ionisationsgrade innerhalb der expandierenden Hülle. Spektral zeigt M97 starke Emissionslinien von [O III], Hα, Hβ und N II, wobei die grünlich‑blaue O III‑Emission dominiert und dem Nebel seine typische Farbe verleiht. Die Expansionsgeschwindigkeit des Nebels beträgt etwa 40 km/s, und die Gesamtmasse der ausgestoßenen Hülle wird auf rund 0,15 Sonnenmassen geschätzt. Der zentrale Weiße Zwerg besitzt eine Masse von etwa 0,6 Sonnenmassen und eine absolute Helligkeit von +7,7 mag. M97 ist astrophysikalisch bedeutsam, weil er eine komplexe, mehrschalige Struktur aufweist, die auf zeitlich variierende Massenverlustraten des Vorläufersterns hinweist. Für Beobachter erscheint der Nebel visuell relativ kontrastarm, doch fotografisch zeigt er eine feine, filamentartige Struktur und deutliche Unterschiede zwischen O III‑ und Hα‑Emission, die auf inhomogene Gasverteilung und unterschiedliche Ionisationszonen zurückzuführen sind.
Quellen: NASA/IPAC Extragalactic Database (NED); SIMBAD Astronomical Database; HST/ESA archival data; O’Dell et al. (2002) Planetary Nebulae and Their Central Stars; Kaler (1983) Planetary Nebulae.