Kalender 2025

Polarlichter

Das Remeis-Team freut sich, Sie mit den folgenden zwölf Bildern auf eine Reise durch unser Universum – und die Dr. Karl Remeis-Sternwarte – mitnehmen zu können. Wir wünschen Ihnen viel Spaß mit den Bildern und Erklärungen!

Polar lights

With the following twelve photographs the Remeis team is overjoyed to take you on a journey through our Universe – and the Remeis observatory. We hope you enjoy the images and explanations!

Der offene Sternhaufen M44 – auch als ‚Beehive‘ Sternhaufen bezeichnet – in etwa 610 Lichtjahren Entfernung. M44 ist auch als ‚Praesepe‘-Sternhaufen bekannt und ist einer der uns am nächsten gelegenen offenen Sternhaufen.

Offene Sternhaufen sind Konzentrationen von jungen und massereichen Sternen, die durch die gegenseitige Schwerkraft gebunden sind. Allerdings ist die Schwerkraft, die die Sterne bindet, nicht sehr stark. Aus diesem Grund sind offene Sternhaufen dazu bestimmt, sich irgendwann aufzulösen. Im Jahr 2012 wurden in M44 die ersten beiden (heißen) Jupiter-ähnlichen Planeten gefunden, die einen sonnenähnlichen Stern umkreisen. Sie sind die ersten, die jemals in einem offenen Sternhaufen entdeckt wurden. Jupiterähnliche Planeten sind riesige Gasplaneten, die dem Jupiter in unserem Sonnensystem ähneln. Die Untersuchung solcher Objekte ist von grundlegender Bedeutung für das Verständnis der Zeitskala der Planetenentstehung sowie der Wechselwirkungen zwischen Sternen und ihren Planeten. Dieses Foto ist ein sogenanntes Falschfarbenbild. Unsere Augen würden die Farben nicht so wahrnehmen, wie sie hier dargestellt sind. Astronomen verwenden diese Falschfarbenbilder, um bestimmte Details hervorzuheben, die sonst nicht so deutlich zu sehen wären. Um ein solches Falschfarbenbild zu erhalten, wird derselbe Himmelsausschnitt mit drei verschiedenen Filtern fotografiert, die nur Licht einer bestimmten Farbe zur Kamera gelangen lassen. In diesem Fall werden vier Filter verwendet: hell (L), rot (R), grün (G), blau (B). Drei Bilder werden zu einem Rot-Grün-Blau-Farbbild (RGB) kombiniert. Der L-Filter lässt das gesamte sichtbare Licht in die Kamera eindringen. Er wird in der Nachbearbeitung verwendet, um den Kontrast im Bild zu erhöhen. Die meisten astronomischen Bilder sind solche falschen Drei-Farben-Bilder.

Technische Einzelheiten:

Teleskop: TS-Optics 8″ Carbon-Newtonian (D: 200mm, f: 1000mm, f/5) Kamera: ZWO ASI6200MM Pro Gesamtbelichtungszeit: 2h Filter: LRGB

The ‘Beehive’ open star cluster M44 approximately 610 light years away. M44 is also known as the ‘Praesepe’ cluster and is one of the
nearest open clusters to us.

Open clusters are concentrations of young and massive stars, which are gravitationally bound. The force of gravity that bounds the stars is
not very strong. For that reason, open clusters are destined to disrupt at some point.
In 2012, the first two (hot) Jupiter-like planets orbiting a Sun-like star were found in M44. The first ever to be discovered in an open cluster.
Jupiter-like planets are giant gas planets similar to Jupiter in our solar system. The study of such objects is fundamental to understanding the planet timescale formation as well as the interactions between
stars and companion planets. This photograph is a so-called false colour image. Our eyes would not perceive the colours as they are displayed here. Astronomers use these false colour images to emphasise certain details which otherwise would not be seen as prominently. To obtain such a false colour image, the same region of the sky is photographed using three different filters which let only light of a particular colour reach the camera. In this case four filters are used: light (L), red (R), green (G), blue (B). In the end three images are combined to make one red-green-blue (RGB) colour image. The L filter lets all visible light propagate to the camera. It is used in post-processing to enhance the contrast in the final photograph. Most astronomical pictures are such false-three-colour images.

Technical details: Teleskop: TS-Optics 8″ Carbon Newtonian (D: 200mm, f: 1000mm,
f/5)
Camera: ZWO ASI6200MM Pro
Total exposure time: 2h
Filter: LRGB

M63 ist eine Spiralgalaxie, die 29,3 Millionen Lichtjahre entfernt ist.

Verschiedene Komponenten der Galaxie sind in unterschiedlichen Farben sichtbar. Das gelbliche Licht stammt hauptsächlich von Sternen mit geringer Masse vergleichbar mit der unserer Sonne. Es konzentriert sich hauptsächlich im Zentrum der Galaxie, dem so genannten galaktischen „Bulge“. Das blaue Licht hingegen stammt von jungen massereichen Sternen und ist in den äußeren Spiralarmen sichtbar. Dort treten auch viele violette „Punkte“ auf. Diese Regionen entstehen durch die Bildung neuer Sterne und werden im Allgemeinen als H II (gelesen als ‚H zwei‘)-Regionen bezeichnet. Die dunklen Spiralen, die sich über die gesamte Galaxie erstrecken, zeigen interstellaren Staub, der das sichtbare Licht der Sterne absorbiert. Wir können auch einige Vordergrundsterne auf dem Foto erkennen, denn sie zeigen die typischen Beugungsspitzen. Unterhalb des rechten Vordergrundsterns ist eine diffuse, schwache Struktur sichtbar. Es handelt sich um UGCA 342 und stellt höchstwahrscheinlich den Randbereich von M63 dar. Dies unterstreicht die Ausdehnung von Galaxien, die dazu neigen, größer zu sein, als sie auf den ersten Blick erscheinen. Alle anderen runden Punkte sind Sterne, die noch weiter von uns entfernt sind. Man kann sogar weitere Galaxien sehen, die noch viel weiter weg sind! Sie sind nicht rund wie Sterne, sondern sehen eher wie kurze, leicht elliptische Streifen aus.

Technische Einzelheiten:

Teleskop: PlaneWave CDK20 (D: 508mm, f: 3454mm, f/6.8) Kamera: Moravian C4-16000 Gesamtbelichtungszeit: 44,5h Filter: LRGB

M63 is a spiral galaxy located at 29.3 million light years away.

Different components of the galaxy are visible in different colors. The
yellowish light is mainly due to small-mass stars like our Sun. It is mainly concentrated in the center of the galaxy, the so-called galactic
‘bulge’. The blue light instead is from young massive stars and is
visible in the outer spirals. Also many violet ‘points’ appear there.
These regions are generated by the formation of new stars and in general are called H II regions. The dark red spirals across the entire body of the galaxy show interstellar dust absorbing the visible light from stars.
We can also identify many foreground stars in the photograph.
Because they show the typical diffraction spikes. Below the right-most foreground star, a diffuse faint structure
becomes visible. It is UGCA 342 which most likely still belongs to M63 and represents the outskirts of the galaxy. This emphasizes the
extension of galaxies which tend to be larger than what they seem at
first glance. All the other round dots are other stars farther away from us. You can even see other galaxies much further away! They are not round like stars, but look more like short stripes.

Technical details:

Teleskop: PlaneWave CDK20 (D: 508mm, f: 3454mm, f/6.8)
Camera: Moravian C4-16000
Total exposure time: 44,5h
Filter: LRGB

M92 ist ein Kugelsternhaufen, der 26.000 Lichtjahre von uns entfernt ist.

Kugelsternhaufen bestehen aus Tausenden von Sternen, die durch ihre gegenseitige Schwerkraft miteinander verbunden sind. Die Gesamtmasse von M92 beträgt etwa 300 000 Sonnenmassen. Kugelsternhaufen gehören zu den ältesten Objekten im Universum. Ihr geschätztes Alter liegt bei etwa zehn Milliarden Jahren. Theoretischen Modellen über die Entwicklung unseres Universums zufolge haben sich solche „kleinen“ Kugelsternhaufen als erstes gebildet. Später verschmelzen sie zu „größeren“ Strukturen – den Galaxien. Kugelsternhaufen sind relativ kompakt, und die Mehrzahl der untersuchten Kugelsternhaufen gehört zur Milchstraße. Sie sind in der Regel im so genannten galaktischen „Halo“ verteilt, das heißt außerhalb der galaktischen Scheibe, aber noch innerhalb unserer Galaxie.

Technische Einzelheiten:

Teleskop: TS-Optics 8″ Kohlenstoff-Newtonian (D: 200mm, f: 1000mm, f/5) Kamera: ZWO ASI1600MM Pro Gesamtbelichtungszeit: 8h Filter: RGB

M92 is a globular cluster 26,000 light years away from us.

Globular clusters consist of thousands of stars which are gravitationally bound.
The total mass of M92 is about 300 000 solar masses. Globular clusters are among the oldest objects in the Universe. Their estimated age is about a few tens of billions of years. According to theoretical models of the evolution of our Universe, such ‘small’ globular clusters were the first to form. Later, they merge into ‘bigger’ structures – galaxies.
Globular clusters are relatively compact and the majority of studied
globular clusters belong to the Milky Way. They tend to be distributed
in the so-called Galactic ‘halo’, that means outside of the Galactic
plane but still inside our galaxy.

Technical details:

Teleskop: TS-Optics 8″ Carbon Newtonian (D: 200mm, f: 1000mm,
f/5)
Camera: ZWO ASI1600MM Pro
Total exposure time: 8h
Filter: RGB

Komet 12P/Pons-Brooks auf seiner Umlaufbahn durch unser Sonnensystem.

Der Komet 12P/Pons-Brooks wurde erstmals im Jahr 1812 von Jean-Louis Pons in Frankreich entdeckt und 1883 von William Brooks wiederentdeckt. Am 2. Juni 2024 befand sich der Komet 12P/Pons-Brooks am nächsten zur Erde. Er ist einer der hellsten bekannten Kometen. Er kann mit bloßem Auge und ohne Teleskope beobachtet werden! 12P/Pons-Brooks erscheint in einer merkwürdigen grünen Farbe, die auf das Vorhandensein des Kohlenstoffmoleküls C2 in der „Atmosphäre“ des Kometen zurückzuführen ist. Kometen sind astronomische Objekte, die zu unserem Sonnensystem gehören. Sie bestehen hauptsächlich aus Eis und haben elliptische Bahnen um die Sonne. Die Länge ihrer Umlaufbahn beeinflusst die Zeit, in welcher der Komet erneut beobachtet werden kann. Bei so genannten kurzperiodischen Kometen beträgt die Zeit, die der Komet für seine Umlaufbahn benötigt, weniger als 200 Jahre. Bei langperiodischen Kometen kann dies bis zu Tausenden oder Millionen von Jahren dauern. Die Umlaufzeit des Kometen 12P/Pons- Brooks beträgt nur 71 Jahre. Kometen haben zwei Hauptmerkmale: die Koma und den Schweif. Die Koma ist als glänzender Schimmer um den Hauptkörper (Kern) des Kometen sichtbar. Die Koma entsteht, wenn der Komet nahe an der Sonne vorbeizieht und die Sonnenstrahlung ihn sublimiert (der direkte Übergang vom festen in den gasförmigen Zustand) und die Eis- und Wassermoleküle im Kern zerstört. Die Koma ist durch die Schwerkraft an den Kometenkern gebunden und stellt eine „Atmosphäre“ für den Kometen dar. Der Schweif des Kometen bildet sich aufgrund des Strahlungsdrucks der Sonne. Die von der Sonne kommenden Photonen „stoßen“ Staub- und Gasteilchen aus der Koma weg. Aus diesem Grund gibt die Richtung des Schweifs Aufschluss über die Position der Sonne in Bezug auf den Kometen und nicht über die Richtung, in die sich der Komet bewegt.

Technische Einzelheiten:

Teleskop: Takahashi FSQ106ED (D: 106mm, f: 530mm, f/5) Kamera: ZWO ASI6200MM Pro Gesamtbelichtungszeit: 20 Minuten Filter: LRGB

Comet 12P/Pons-Brooks on its orbit through our solar system.

Comet 12P/Pons-Brooks was first discovered in 1812 by Jean-Louis Pons in France and rediscovered in 1883 by William Brooks. On the 2nd of June 2024, comet 12P/Pons-Brooks was at the location closest to Earth. It is one of the brightest known comets. It is observable with the naked eye without the help of any telescopes!
12P/Pons-Brooks appears in a peculiar green colour due to the presence of the carbon molecule C2 in the comet’s ‘atmosphere’. Comets are astronomical objects which belong to our solar system. They are mainly composed of ice and have elliptical orbits around the Sun.
The length of their orbit influences the time to observe the comet again. For so-called short-period comets, the time necessary for the comet to travel through its entire orbit is less than 200 years. For the long-period comets, it can take up to thousands or millions of years. The orbital period of comet 12P/Pons-Brooks is only 71 years. Comets have two main features: the coma and the tail. The coma is
visible as a shiny glow around the main body (nucleus) of the comet.
The coma appears when the comet passes close to the Sun and the
solar radiation sublimates (the direct passage from solid to gas state) and destroys the ice and water molecules in the nucleus of the comet.
The coma is gravitationally bound to the nucleus of the comet and represents an ‚atmosphere‘ for the comet.
The tail of the comet forms due to the Sun’s radiation pressure. Photons coming from the Sun ‘push away’ particles of dust and gas
from the coma. For this reason, the direction of the tail tells us the position of the Sun with respect to the comet and not the direction the comet is moving in.

Technical details:

Teleskop: Takahashi FSQ106ED (D: 106mm, f: 530mm, f/5)
Camera: ZWO ASI6200MM Pro
Total exposure time: 20 Minuten
Filter: LRGB

Polarlichter beobachtet in Bamberg in der Nacht vom 10. auf den 11. Mai 2024!

Polarlichter entstehen durch die Wechselwirkung von Atomen und Molekülen in der Erdatmosphäre mit dem Sonnenwind. Er besteht aus energiereichen geladenen Teilchen, die von der Sonnenoberfläche ausgestoßen wurden. Diese Teilchen stoßen mit Atomen und Molekülen in der Atmosphäre zusammen und regen sie an. Die roten und grünen Farben entstehen durch die Entladung von Sauerstoffatomen, blau (violett und rosa) durch molekularen Stickstoff. Normalerweise werden Polarlichter nur in hohen geografischen Breiten auf der Nord- und Südhalbkugel beobachtet, da die Magnetosphäre der Erde die Flugbahnen der geladenen Teilchen beeinflusst. Zur Zeit ist unsere Sonne aber sehr aktiv und stößt Milliarden von Tonnen an Material aus, das auf die Erde zusteuert. In solchen Fällen sind die Polarlichter am hellsten und am häufigsten zu beobachten. Sie können sogar in niedrigeren Breitengraden, wie hier in Deutschland, beobachtet werden! Polarlichter gibt es nicht nur auf der Erde, sondern auch auf den meisten anderen Planeten im Sonnensystem – und sogar auf Kometen!

Technische Einzelheiten:

Teleskop: Samyang 14mm f/2.8 Objektiv Kamera: Canon EOS 6D (modifiziert)

Polar lights or ‘aurora’ observed in Bamberg on the night of May 10th to 11th 2024!

Aurorae originate from interactions of atoms and molecules in Earth’s atmosphere with the solar wind. It is composed of energetic charged particles that were ejected from the Sun’s surface. These particles collide with atoms and molecules in the atmosphere and excite them.
The red and green colours are produced by de-excitations of Oxygen atoms, blue (purple and pink) from molecular Nitrogen.
Usually, aurorae are only observed at high geographical latitudes on the northern and southern hemispheres because of Earth’s magnetosphere influencing the trajectories of charged particles.
Currently, our Sun is highly active and ejects billions of tons of
material that is travelling towards Earth. As a result, aurorae are the brightest and most frequent. They can even be observed towards lower latitudes such as here in Germany!
Aurorae do not only occur on earth, but also on most other planets in the Solar System – and even comets!

Technical details:

Teleskop: Samyang 14mm f/2.8 Objektiv
Kamera: Canon EOS 6D (modifiziert)

Eine rote Tulpe, die im Garten der Sternwarte wächst. Im Hintergrund sind unsere beiden Kuppeln zu sehen. Die Sternwarte wurde 1889 erbaut und steht unter Denkmalschutz. Der größte Teil ihrer ursprünglichen Schönheit ist in der Struktur, die Sie heute sehen können, noch erhalten. Einige Studenten, die regelmäßig in der Sternwarte arbeiten, sind auch Hobby-Astronomen. Sie benutzen die Teleskope in den Kuppeln, um die schönen astronomischen Bilder aufzunehmen, die diesen Kalender füllen.

Interessante Tatsache: Im Garten der Sternwarte leben auch Honigbienen. Wenn Sie die Dr. Karl Remeis-Sternwarte besichtigen möchten, können Sie sich auf unserer Webseite für unsere öffentlichen Führungen anmelden!

A red tulip growing in the observatory garden. In the background both
of our domes are visible. The observatory was constructed in 1889 and has landmark status. Most of its original beauty is still preserved in the structure you can witness today.
Some students working at the observatory regularly, are also hobby astronomers. They use the telescopes in the domes to take the
beautiful astronomical pictures that fill this calendar.

Interesting fact: the observatory garden also hosts honey bees.
If you would like to visit the Dr. Karl Remeis observatory, you can
register for our public tours on our webpage.

NGC6888, auch bekannt als Mondsichelnebel, in zwei Schmalbandfiltern.

Er ist etwa 5000 Lichtjahre entfernt. In der Astronomie werden viele Objekte als „Nebel“ bezeichnet. In der Vergangenheit wurde der Name „Nebel“ für Objekte verwendet, die diffus und ausgedehnt aussahen. Heute wissen wir, dass nicht alle Objekte, die früher als Nebel bezeichnet wurden, von gleicher Natur sind. Der „Nebel“ NGC6888 wird durch den Wolf-Rayet-Stern (WR) WR136 im Zentrum der Wolke verursacht. Wolf-Rayet-Sterne sind sehr massereiche Sterne und das Ergebnis der Entwicklung von Sternen des Spektraltyps O, deren Masse mehr als das 20-fache der Masse unserer Sonne beträgt. Wolf-Rayet- Sterne haben sehr schnelle Sternwinde, was bedeutet, dass ein Teil seiner Oberfläche in die Umgebung abgegeben wird. Die Geschwindigkeit der Wolf-Rayet-Winde kann 1500 km/s erreichen. In NGC6888 kollidiert der von WR136 erzeugte schnelle Sternwind mit dem viel langsameren und dichteren Material um WR136. Das langsamere Material wurde von WR136 selbst vor Tausenden von Jahren freigesetzt, als der Stern ein roter Superriese war (auf englisch: red supergiant). Die Kollision zwischen dem sich schnell bewegenden Wind und dem langsameren Material erzeugt eine „Windblase“. Außerdem sind massereiche Sterne so heiß, dass sie intensive UV-Strahlung aussenden. Diese UV-Strahlung ionisiert die Atome in der Blase, die durch den Wind entstehen. Das ist es auch, was wir als blaue Hülle auf dem Bild sehen. Die Kombination dieser beiden Effekte führt zu dem WR-Nebel, den wir NGC6888 nennen. Die klumpige und unscharfe Emission, die im Inneren der blauen Hülle zu sehen ist, wird stattdessen durch Staub verursacht. Ein Teil dieses Staubs stammt wahrscheinlich aus dem abgekühlten Sternwind, der zu Staubkörnern kondensiert ist. Dieses Foto ist ein so genanntes Falschfarbenbild. Unsere Augen würden die Farben anders wahrnehmen, als sie hier dargestellt sind. Astronomen verwenden diese Falschfarbenbilder, um bestimmte Details hervorzuheben, die sonst nicht so deutlich zu sehen wären. Um ein solches Falschfarbenbild zu erhalten, wird derselbe Himmelsausschnitt mit drei verschiedenen Filtern fotografiert. In diesem Fall machen die Filter nur je ein Element sichtbar, nämlich Wasserstoff, Schwefel und Sauerstoff. Jedes Bild erhält seine eigene Farbe: rot (Wasserstoff), grün (einfach ionisierter Schwefel, SII) oder blau (doppelt ionisierter Sauerstoff, OIII). Am Ende werden alle Bilder zu einem rot-grün-blauen (RGB) Farbbild kombiniert.

Technische Einzelheiten:

Teleskop: PlaneWave CDK20 (D: 508mm, f: 3454mm, f/6.8) Kamera: Moravian C4-16000 Gesamtbelichtungszeit: 29h Filter: Ha, OIII

NGC6888 also known as the ‘Crescent nebula’ in two narrow-band
filters.

It is about 5000 light years away.
In astronomy many objects are called ‘nebula’ or ‘nebulae’ (latin for ‘cloud’). Historically, the name ‘nebulae’ was given to objects that looked diffuse and extended. Today we know that objects that were historically classified as nebulae are not the same.
The NGC6888 ‘nebula’ is caused by a Wolf-Rayet (WR) star, WR136, at the center of the cloud. Wolf-Rayet stars are very massive stars. They are the result of the evolution of O-type stars which have a mass more than 20 times the mass of our Sun. Wolf-Rayet stars have very fast
stellar winds, which means that the star is so bright and large that part of its surface gets released into its surroundings. The velocity of Wolf-Rayet winds can reach 1500 km/s.
In NGC6888 the rapid stellar wind produced by WR136 collides with a much slower and denser material around WR136. The slower material was released by WR136 itself thousands of years ago, when the star was in the so-called Super Red Giant phase. The collision between the
fast moving wind and the slower material produces a ‘wind-blown bubble’.
Additionally, massive stars are so hot that they emit intense UV radiation. This UV radiation ionises atoms in the bubble created by the wind. This is what we see as the blue shell in the image. The combination of these two effects produces the WR nebula, what we call NGC6888. The clumpy and fuzzy emission visible inside of the blue shell is instead due to dust. Part of this dust is probably produced by the cooled down stellar wind that condensed into dust grains. This photograph is a so-called false colour image. Our eyes would not perceive the colours as they are displayed here. Astronomers use these false colour images to emphasise certain details which otherwise would not be seen as prominently. To obtain such a false colour image, the same region of the sky is photographed using three different filters. In this case, the filters make only one element visible: namely hydrogen, sulphur, and oxygen. Each image gets its own colour: red (Hydrogen), green (singly ionised sulphur, SII) or blue (doubly ionised Oxygen, OIII). In the end all images are combined to make one red-green-blue (RGB) colour image.

Technical details:

Teleskop: PlaneWave CDK20 (D: 508mm, f: 3454mm, f/6.8)
Camera: Moravian C4-16000
Total exposure time: 29h
Filter: Ha, OIII

Die Mitte des Fotos zeigt IC1396, eine H II-Region (ausgesprochen „H zwei“) in 2400 Lichtjahren Entfernung. Ein offener Sternhaufen im Zentrum von IC1396 beleuchtet die Region und macht sie heller als den Rest.

H II-Regionen sind Orte in einer Galaxie, an denen junge massive Sterne ihre Umgebung ionisieren. Dies führt dazu, dass Wasserstoff – das am häufigsten vorkommende Element im Universum – Licht mit einer bestimmten Wellenlänge aussendet und das Gas rot leuchtet. Die rote Emission wird durch dunkle Regionen unterbrochen. Kaltes und dichtes Material, hauptsächlich Staub, zwischen uns und dem Nebel absorbiert das Licht der Sterne. Dieses Bild wurde mit einer herkömmlichen Fotokamera mit Farbsensor aufgenommen. In der Astrofotografie werden normalerweise verschiedene Filter verwendet, um nur bestimmte Wellenlängen zum Sensor durchzulassen.

Technische Einzelheiten:

Teleskop: Samyang 135mm f/2 Objektiv Kamera: Canon EOS 6D (modifiziert) Gesamtbelichtungszeit: 27,5h Filter: Bayer-Matrix (Farbsensor)

The center of the photograph shows IC 1396, an H II (pronounced ‘H
two’) region, 2400 light years away. An open cluster at the center of IC1396 illuminates the region making it brighter than the rest.

H II regions are places inside a galaxy where massive stars ionize their surroundings. This causes Hydrogen – the most abundant element in the universe – to emit light at a specific wavelength making the gas shine red.
The red emission is interrupted by dark regions. Cold and dense material, mainly dust, between us and the nebula is absorbing the light from the stars.
This picture was taken with a common photographic camera with a colour sensor. Usually in astrophotography different filters are used to allow only certain wavelengths to pass to the sensor.

Technical details:

Teleskop: Samyang 135mm f/2 Objektiv
Camera: Canon EOS 6D (modified) Total exposure time: 27,5h
Filter: Bayer-Matrix (colour sensor)

Eine Antennen-Station des LOw Frequency ARray (LOFAR) in Unterweilenbach bei München – und ein schöner Ausschnitt des Nachthimmels.

LOFAR ist ein großes Netz von Funkantennen, das sich hauptsächlich in den Niederlanden und in sieben weiteren europäischen Ländern befindet. Deutschland beherbergt sechs LOFAR-Stationen. Jede Station besteht aus mehreren Antennen. Die meisten Radioteleskope bestehen aus großen Parabolschüsseln, die Signale nur von einem relativ kleinen Teil des Himmels aufnehmen. LOFAR-Antennen sind omni-direktionale Dipol-Antennen. Aufgrund dieser Struktur ist es möglich, das Teleskop gleichzeitig auf mehrere Positionen am Himmel auszurichten. Mit LOFAR-Antennen kann das Universum in dem niedrigen Radiofrequenzbereich zwischen 10 und 240 MHz erforscht werden. Die Überwachung des gesamten Himmels in diesem niedrigen Frequenzbereich ermöglicht es Astrophysikern, die am weitesten entfernten Galaxien und das sehr frühe Universum zu untersuchen.

An antenna of the Low Frequency ARray (LOFAR) in Unterweilenbach near Munich – and a nice part of the night sky.

LOFAR is a large network of radio antennas located mainly in the Netherlands and across other 7 european nations. Germany hosts 6 LOFAR stations. Every station is composed of several antennas. Most radio telescopes consist of large parabolic dishes which record signals from only a relatively small portion of the sky. LOFAR antennas are omnidirectional dipole antennas. Due to this structure, it is possible to point the telescope simultaneously at several positions in the sky.
LOFAR explores the low radio frequency range between 10 and 240 MHz. Monitoring the entire sky in this low frequency range allows astrophysicists to study the most distant galaxies and investigate the very early Universe.

IC5146 – ein Emissionsnebel in 2500 Lichtjahren Entfernung.

Die „rosafarbene“ Emission auf dem Bild stammt von Gas, das von massereichen Sternen im Zentrum des Nebels ionisiert wird. Diese Region ist ein Sternentstehungsgebiet, in dem viele junge massereiche Sterne geboren werden. Der Nebel ist auch von dunklen Staubwolken umgeben. Diese dunklen Wolken absorbieren das sichtbare Licht hinter ihnen. Dieser Effekt wird als „Extinktion“ bezeichnet. Im Fall von IC5146 wurde der Dunkelwolkenkomplex weitgehend genutzt, um die Extinktionseigenschaften im Allgemeinen und den Zusammenhang zwischen Extinktion und den in den Wolken verteilten chemischen Elementen zu untersuchen.

Technische Einzelheiten:

Teleskop: TS-Optics 8″ Carbon-Newtonian (D: 200mm, f: 1000mm, f/5) Kamera: ZWO ASI6200MM Pro Gesamtbelichtungszeit: 22h Filter: LRGB

IC 5146 is an emission nebula 2500 light years away.

The ‘pinky’ emission in the image is coming from gas ionized by massive stars at the center of the nebula. This region is a star formation site where a lot of young massive stars can be found. The nebula is also surrounded by dark dust clouds. These dark clouds absorb visible light behind them. This effect is called ‘extinction’. In the case of the IC5146 the dark cloud complex has been largely used to study the extinction properties in general, and the relation between extinction and chemical elements distributed in the clouds.

Techincal details:

Teleskop: TS-Optics 8″ Carbon Newtonian (D: 200mm, f: 1000mm,
f/5)
Camera: ZWO ASI6200MM Pro
Total exposure time: 22h
Filter: LRGB

Ein großer Ausschnitt des Nachthimmels von ungefähr 4 Grad Durchmesser ist auf diesem Foto zu sehen. Der Vollmond hat eine Ausdehnung von einem halben Grad, daher ist die auf dem Bild gezeigte Region etwa acht Mal größer!

Der gesamte Komplex enthält den sogenannten Blasennebel (NGC7635; unten Mitte), den Hummerklauennebel (Sh2-157; rechts) und den Nördlichen Lagunennebel (NGC7538; kleine helle Region auf der linken Seite). Es lassen sich verschiedene Objekte identifizieren, die einen großen Teil unserer Galaxie ausmachen. Nicht nur die riesige Anzahl von Sternen, sondern auch die komplexe Wechselwirkung zwischen den Sternen und dem Material zwischen ihnen – dem sogenannten interstellaren Medium. Das interstellare Medium besteht aus diffusem Material, das in verschiedenen Zuständen vorkommen kann. Normalerweise wird das interstellare Medium in drei Phasen unterteilt: heiß, warm und kalt. Das heiße interstellare Medium setzt sich aus ionisiertem Gas zusammen. Ionisiertes Gas kann zum Beispiel durch die Explosion von Sternen entstehen und ist normalerweise im Röntgenlicht sichtbar. Das warme interstellare Medium ist teilweise ionisiert und ist als rote Emission auf den Bildern zu sehen. Die Wasserstoffatome werden von den massereichen Sternen „aufgeheizt“ und angeregt. Wenn sie in ihren vorherigen Zustand zurückkehren, emittieren sie rötliches Licht. Stattdessen besteht die kalte Phase aus Molekülwolken, die als dunkle Flecken über das ganze Bild verteilt zu sehen sind. Diese Phasen sind miteinander verbunden und bilden den so genannten ‚kosmischen Kreislauf der Materie‘. Kalte Wolken sind sehr dicht. Wenn sie massiv genug sind, kollabieren sie und bilden neue Sterne. Diese Sterne strahlen Energie ab und erwärmen die sie umgebende Materie, wodurch die rote diffuse Emission entsteht. Irgendwann explodieren einige dieser Sterne in einer Supernova, wodurch heißes Gas – das nun auch aus schweren Elementen besteht – in die Umgebung abgegeben wird. Anschließend kühlt dieses heiße Gas wieder ab und es kann nach Millionen von Jahren ein neuer Zyklus beginnen.

Technische Einzelheiten:

Teleskop: Takahashi FSQ106ED (D: 106mm, f: 530mm, f/5) Kamera: ZWO ASI6200MM Pro Gesamtbelichtungszeit: 58,5h Filter: LRGB, OIII, Ha

A large portion of the sky, approximately 4 degrees, is captured in this photograph. The full moon covers an area of half a degree in the sky.

The region shown in the image is 8 times larger! The entire complex contains the so-called Bubble nebula (NGC 7635; bottom middle), the Lobster Claw nebula (Sh2-157; right) and the Northern Lagoon Nebula (NGC 7538; small bright regio towards the left).
Different objects can be identified which fill a great part of our Galaxy.
Not only the vast amount of stars, but also the complex interaction of stars and the material between them – called the interstellar medium.
The interstellar medium is composed of diffuse material which can be found in different states. Usually the interstellar medium is divided in three phases: hot, warm and cold.
The hot interstellar medium is made up of ionized gas. Ionized gas can, for example, be caused by the explosion of stars and it is usually visible in X-rays.
The warm interstellar medium is partially ionized and can be seen as the red emission in the images. Hydrogen atoms are ‘heated up’ by the massive stars and excited. When they return to their previous state, they emit a reddish light. Instead, the cold phase consists of molecular clouds which can be seen as dark patches distributed all around the image.
These phases are connected and create the so-called cycle of matter.
Cold clouds are dense. If massive enough, they collapse and form new
stars. These stars radiate energy and warm up the matter around them, creating the red diffuse emission. At some point some of these stars explode in a supernova which releases hot gas – now also composed of heavy elements – into the surroundings. This hot gas cools down and will start a new cycle.

Technical details:

Teleskop: Takahashi FSQ106ED (D: 106mm, f: 530mm, f/5)
Camera: ZWO ASI6200MM Pro
Total exposure time: 58,5h
Filter: LRGB, OIII, Ha

Melotte15 – ein junger massereicher Sternhaufen – im Inneren des Nebels IC1805 in 7500 Lichtjahren Entfernung.

Die Aufnahme hat einen Durchmesser von etwa 15 Lichtjahren. Der Sternhaufen ist nur 1,5 Millionen Jahre alt – für astronomische Verhältnisse eine recht kurze Zeit! Die meisten Sterne des Haufens haben eine Masse, die etwa 50 Mal so groß ist wie die unserer Sonne. Die besondere Form der beobachteten Nebelstruktur wird durch die Strahlung und die Sternwinde dieser massereichen Sterne erzeugt. Einerseits zeigen die dunklen Strukturen dichte Staubwolken, die das sichtbare Licht absorbieren. Andererseits verraten die Farben die verschiedenen Elemente, die im Gas des Nebels vorhanden sind. In diesem Dreifarbenbild erscheint atomarer Wasserstoff in Rot, ionisierter Sauerstoff in Grün und ionisierter Schwefel in Blau.

Technische Einzelheiten:

Teleskop: PlaneWave CDK20 (D: 508mm, f: 3454mm, f/6.8) Kamera: Moravian C4-16000 Gesamtbelichtungszeit: 47h Filter: Ha, OIII, SII

Melotte 15 – a young massive star cluster – inside the nebula IC 1805 located 7500 lightyears away.

The photograph spans about 15 lightyears in diameter.
The cluster is only 1.5 million years old – quite a short time in astronomical terms! Most of the cluster stars have masses about 50 times the mass of our Sun. The peculiar shape of the observed nebular structure is produced by the radiation and stellar winds of these massive stars.
On the one hand, dark structures reveal dense dust clouds absorbing visible light. On the other, the colours reveal different elements present in the gas of the nebula. In this three-colour image, atomic Hydrogen appears in red, ionised Oxygen in green and ionised sulfur in blue.

Technical details:

Teleskop: PlaneWave CDK20 (D: 508mm, f: 3454mm, f/6.8)
Camera: Moravian C4-16000
Total exposure time: 47h
Filter: Ha, OIII, SII