Beide Objekte sind, zusammen mit dem Orionnebel und Barnard's Loop, Teile eines riesigen Sternentstehungsgebietes im rund 1500 Lichtjahre entfernten Orion-Spiralarm unserer Galaxie. In den dunklen Gas- und Staubwolken entstehen ständig neue Sterne, deren Strahlung wieder das umliegende Gas zum Leuchten anregt. Der Pferdekopfnebel selbst ist letztendlich nur eine dunkle Staubwolke (B33), die durch das zarte Glimmen des unmittelbar dahinterliegenden Emissionsnebels IC 434 sichtbar wird. Wie alle HII-Regionen strahlt IC 434 hauptsächlich in der H-Alpha Linie, die wir als dunkelrot wahrnehmen. CCD und Film funktionieren bei dieser Wellenlänge hervorragend, das nachtadaptierte Auge hingegen ist für H-Alpha fast blind. Die visuelle Wahrnehmung von IC 434 findet weitgehend in der wesentlich schwächeren H-Beta Linie statt. Deshalb ist der Pferdekopfnebel für die visuelle Beobachtung extrem schwierig, und gleichzeitig ein leichtes Objekt für die Astrofotografie.

Visuelle Beobachtung

Der Pferdekopfnebel ist eines der schönsten Deep-Sky Objekte. So wundert es nicht, daß jeder ihn auch unbedingt beobachten will. Dabei zählt der Pferdekopf visuell zu den schwierigsten Objekten und stellt höchste Anforderungen an Mensch, Material und Himmelsqualität. Nicht wenige Beobachter sind bei ihrer Suche nach einem Stückchen leuchtendem Gas mit Dunkelstruktur auf NGC 2024 hereingefallen. Der Flame-Nebel liegt aber östlich von Alnitak und ist um so vieles heller, daß es eigentlich keine Verwechslungen geben dürfte.

Mit Ferngläsern wird man vergeblich suchen, außer man schleppt ein 25x150 Fujinon unter einen Hochgebirgshimmel. Dann ist allerdings der Pferdekopfnebel selbst ohne Nebelfilter kein Problem mehr. Wenn für irgendein Objekt die Himmelsqualität wichtig ist, dann für den Pferdekopfnebel. Unter städtisch aufgehelltem Himmel hat man selbst mit einem 18-Zöller kaum eine Chance, irgendwas zu sehen. Erschwerend bei der Beobachtung ist der helle Gürtelstern Alnitak nur wenige Bogenminuten nördlich, der auf jeden Fall außerhalb des Gesichtsfeldes sein muß. Ein unentbehrliches Hilfsmittel für dieses Objekt sind Nebelfilter, die aber schlechte Beobachtungsbedingungen nicht kompensieren können. Für kleine Teleskope sollte man einen UHC-Filter verwenden, für größere Öffnungen kommt auch der kontrastreichere H-Beta-Filter in Frage, erfahrungsgemäß stellt sich bei 3,5 bis 4 mm Austrittspupille die beste Wahrnehmung ein.

Eine weitere Voraussetzung sind viel Öffnung und eine gute Kontrastleistung der Optik. Mit perfekten Teleskopen ist wohl 4-5 Zoll die unterste Grenze, ab der sich eine Suche lohnt. Mit einem UHC-Filter kann man dann meist die Kante des Nebels wahrnehmen, und vereinzelt schon die dunkle Ausbuchtung. Wer dann auch noch die typische Form mit Schnauze erkennen möchte, muß mindestens einen guten 12.5-Zöller oder einen perfekten 8-Zöller zusammen mit einem H-Beta Filter unter exzellenten Bedingungen benutzen. Unter einem namibischen Himmel war mit einem 16-Zöller die typische Form des Pferdekopfnebel sogar ohne Nebelfilter gut zu sehen. Unter europäischen Hochgebirgsbedingungen braucht man dafür einen 20-Zöller, oder ein Fujinon 25x150. Erst dann läßt sich die klare Struktur des Dunkelnebels erfassen und dem Beobachter den Eindruck eines Pferdekopfes zu hinterlassen. Es wäre nicht der Pferdekopfnebel, wenn nicht ein geübtes und gesundes Auge als weitere Voraussetzung hinzukäme. Volle Nachtadaption und das Verbot von weißem Licht sind obligatorisch. Beim Beobachten das Objekt zwischen Nase und Augenmitte stellen, und etwas hin- u. herbewegen. Als Kettenraucher muß man die hier genannten Öffnungen verdoppeln und für ausreichende Vitaminzufuhr sorgen. Dagegen ist der Flame-Nebel ein Objekt für fast jedes optische Instrument. Bereits im Fernglas kann man einen Nebelfleck ausmachen, und schon in kleinen Teleskopen wird das Dunkelband sichtbar. Ab 12 Zoll werden dann zusätzliche Dunkelstrukturen sichtbar.

Fotografie

Fotografisch ist der Pferdekopfnebel überraschend einfach. Für den dunkelroten Anteil im Spektrum sind Farbfilme und panchromatische Schwarz-Weiß-Filme bestens geeignet. Insbesondere der TP 2415 (hypersensibilisiert!) kann hier seine Stärken auspielen. Mit der Standardbrennweite 50 mm zeigt sich der Pferdekopfnebel nur als winzige Ausbuchtung in einem großen Nebelkomplex. Ab 500 mm Brennweite läßt sich dagegen schon deutlich die charakteristische Form abbilden.

Karl Thurner

ICS Premium Nebelfilter H-Beta 2"

Der H-Beta Filter ist im Vergleich zum UHC- oder OIII-Filter exotisch. Es gibt nicht viele Objekte am Himmel, die gut auf einen H-Beta reagieren. Ab 12” Öffnung wird unter besten Bedingungen B33/IC434 als „richtiger“ Pferdekopf sichtbar, während ohne Filter nur eine diffuse hell/dunkel-Barriere sichtbar ist. Der H-Beta ist für alle diffusen Wasserstoffnebel optimal, z.B. auch der California-Nebel.... Mehr Informationen finden Sie hier

 

Etwa ein Grad nördlich des hellen Stern Zeta Persei liegt der bekannte California-Nebel. Seine langestreckte, leicht bogenförmige Gestalt hat ihm auch seinen Namen eingebracht. Entdeckt wurde dieser Nebel erst 1884 von E.E. Barnard, gerade noch rechtzeitig, um ihn in Dreyer's NGC aufzunehmen. In der Größe steht er dem noch berühmteren Nordamerikanebel nicht nach. Die Entferung wird mit 1500 Lichtjahren angegeben. Von welchem Stern der Emissionsnebel angeregt wird, scheint noch nicht ganz klar zu sein. In Verdacht steht Xi Persei, ein heißer, blau-weißer Stern der Spektralklasse 07e. Die Masse des angeregten Gases beläuft sich auf rund 250 Sonnenmassen. Ein interessantes Detail am Rande: Unsere Milchstraße bewegt sich mit 454 km/s in Richtung des California-Nebels relativ zum Zentrum des Virgohaufens, um das unsere Lokale Gruppe zu rotieren scheint.

Visuelle Beobachtung

Das Entdeckungsjahr zeigt schon, daß dieser Emissionsnebel offensichtlich zu den härteren Brocken zählt. Fotografisch dagegen ist das Objekt jedoch sehr leicht wie wir später noch sehen werden. Die gesamte aufsummierte Helligkeit des Nebels wird mit 4 mag angegeben. Somit müßte er zumindest theoretisch mit bloßem Auge sichtbar sein. Diese Helligkeit wird jedoch verteilt über eine Fläche von 145x40 Bogenminuten. Die Flächenhelligkeit ist also extrem gering. Deshalb wundert es auch nicht, wenn im Atlas der schönsten Himmelsobjekte von Hans Vehrenberg sinngemäß steht, daß die hellsten Teile des Nebels nur in großen Teleskopen gesehen werden können. Das ist allerdings ein verzeihlicher Irrtum angesichts der Tatsache, daß damals Interferenzfilter für die visuelle Beobachtung noch ungebräuchlich waren. Es gibt inzwischen verläßliche Beobachtungsberichte, nach denen der California-Nebel mit Interferenzfiltern auch mit bloßem Auge zu sehen war, zuerst vom Deep-Sky-Papst Walter Scott Houston. Dieses Experiment braucht man allerdings nur unter perfekten Himmelsbedingungen selbst versuchen. Auch die Feldstecherbeobachtung ist bei weitem nicht so schwer, wie man zunächst vermuten mag, wenn man Nebelfilter und einen guten Alpenhimmel hat. In einem Fujinon 7x50 wird der Californianebel dann auch ohne Beobachtererfahrung einfach sichtbar. Wegen der Ausdehnung von fast 3 Grad sind alle Rich-Field-Teleskope (z.B. Astroscan, kurzbrennweitige Refraktoren) geeignet. Die Öffung ist viel weniger wichtig als ein wirklich dunkler Himmel, ein großes Gesichtsfeld und der richtige Interferenzfilter. Der beste Filter für den Californianebel ist der H-Beta-Filter. Allerdings dürfte dieser Filter in den wenigsten Okularkoffern zu finden sein. Auch noch gut geeignet ist der UHC, während der OIII überraschenderweise nicht funktioniert. Wer mit größeren Teleskopen dem Californianebel zu Leibe rücken möchte, sollte sich am Nord- oder Südrand orientieren. Dort befinden sich die hellsten Teile und mithin die größten Kontraste. Da der Nebel in seiner ganzen Ausdehnung nicht in das Gesichtsfeld hineinpaßt, sollte man zur besseren Wahrnehmung der Kanten das Teleskop großzügig hin- und herschwenken.

Fotografie

Ganz im Gegensatz zur visuellen Beobachtung ist die Fotografie geradezu einfach zu nennen. Selbst am lichtverschmutzen Stadtrand ist es mir gelungen, den Nebel auf herkömmlichem Dia-Material und einem 50mm Objektiv bei Blende 2.8 mit 10-minütiger Belichtungszeit auf den Film zu bannen. Das Problem bei der visuellen Beobachtung besteht darin, daß das nachtadaptierte Auge für die längeren Wellenlängen nicht empfindlich ist. Der Farbfilm jedoch besteht aus (mind.) drei Farbschichten, wovon eine rotempfindlich ist. Die kann das rote Licht über einen langen Zeitraum sammeln. Wenn es wiedermal um Rotaufnahmen geht, ist die Kombination aus Rotfilter und gehypertem TP 2415 von Kodak kaum zu schlagen. Mit diesen Hilfsmitteln muß man sich nicht einmal einen optimalen Standort suchen, sondern kann sogar in Stadtnähe noch erstaunliche Aufnahmen erhalten. Wegen der Größe des Californianebels kann auch die Brennweite der Optik sehr bescheiden ausfallen. Teleobjektive mit 300mm Brennweite zeigen schon vielfache Strukturen. Bei rund 600mm Brennweite ist das Objekt schon formatfüllend für Kleinbild.

Karl Thurner

Die winterliche Milchstraße bietet eine Vielzahl von interessanten Beobachtungsobjekten. Darunter ist M 35 einer der am leichtesten zu beobachtenden Sternhaufen. Im Jahre 1745 erwähnt der Schweizer Astronom de Cheseaux einen Sternhaufen am Fuß des Sternbildes Zwilling und hat damit wohl M 35 gemeint. Sicher gesehen hat ihn jedoch 1764 Messier. Da dieser Sternhaufen auch mit bloßem Auge sichtbar ist, haben ihn vielleicht Beobachter sogar noch vor de Cheseaux gesehen, obwohl es darüber keine Anhaltspunkte gibt. Ein knappes halbes Grad südwestlich von M 35 liegt ein weiterer, viel schwächerer Sternhaufen mit der Bezeichnung NGC 2158. Beide Sternhaufen bilden aber keinen Doppelsternhaufen wie h und Chi im Perseus, sondern liegen nur zufällig so dicht am Himmel beieinander. NGC 2158 ist sechsmal weiter als M 35 entfernt, nämlich 13.000 Lichtjahre und ist damit einer der entferntesten galaktischen Sternhaufen.

Visuelle Beobachtung

Die Helligkeit von M 35 wird mit 5.1 mag angegeben. Diese Helligkeit verteilt sich jedoch auf eine Fläche die dem Vollmond entspricht. Dadurch ist M 35 ein echter Prüfstein für Augen und Himmelsbedingungen. Allein den Tabellenwerten nach, könnte das jugendliche Auge unter einem Gebirgshimmel sogar einzelne Sterne aus dem Sternhaufen sehen. Den Versuch halte ich aber eher für zwecklos, weil die umliegenden Sterne stören. Was das bloße Auge gerade nicht mehr kann, ist für einen Feldstecher jedoch kein Problem. Bei 16-facher Vergrößerung lassen sich 20 Einzelsterne unterscheiden. In einem kleinen 2-Zoll-Refraktor sind es schon 50 Sterne und in einem 6-Zöller 100. Dabei ist es nicht einfach zu entscheiden, welche Sterne zum Sternhaufen und welche Sterne zum Milchstraßenhintergrund zu rechnen sind. M 35 zeigt keine scharfe Begrenzung, sondern geht fließend in den Hintergrund über. Auch hat er keine nennenswerte zentrale Konzentration. Vereinzelte Randsterne findet man noch in 1.5 Grad Abstand. In größeren Teleskopen mit kleinerem Gesichtsfeld verliert man bisweilen sogar den Charakter eines Sternhaufens und man glaubt in einem dichteren Teil der Milchstraße zu stecken.

Der Sternhaufen NGC 2158 ist das genaue Gegenteil von M 35, obwohl er in seiner physikalischen Struktur ganz ähnlich ist. Jedoch ist er sechsmal weiter entfernt. Dadurch wirkt er stark konzentriert, beinahe wie ein Kugelsternhaufen. Die scheinbare Helligkeit liegt bei 8.6 mag. Dennoch wird NGC 2158 erst in einem mittelgroßen Feldstecher (z.B. 10x50) als kleiner, zarter Fleck gesehen. Einzelsterne in diesem kompakten Haufen werden erstab 8 Zoll Öffnung sichtbar.

Fotografie

So einfach wie die Beobachtung ist auch die Fotografie von M 35. Da es im weiteren Umfeld von M 35 auch viele andere interessante Objekte gibt, lohnt sich auch eine Weitwinkelaufnahme der ganzen Region. Die Wintermilchstraße ist zwar nicht so kontrastreich wie das sommerliche Gegenstück, dennoch wird man zahlreiche andere Sternhaufen und Gasnebel finden. Selbst auf solchen Übersichtsaufnahmen ist M 35 schon als offener Sternhaufen leicht erkennbar. Schwieriger gestaltet sich das Unterfangen bei NGC 2158. Erst bei 500mm Brennweite zeigt auch dieser offene Sternhaufen ansatzweise seine Einzelsterne.

Karl Thurner

Viele Menschen haben schon den Orionnebel gesehen, ohne sich der Tatsache überhaupt bewußt zu sein. Denn der mittlere Stern des Schwertgehänges ist eigentlich der Orionnebel. Die erste Erwähnung als Nebel stammt aus dem Jahre 1610 von Nicolas Peiresc und Huygens hat 1656 zum erstenmal auch das Trapez beschrieben. Messier nahm M 42 1769 in seinen Katalog auf. Moderne Beobachtungsmethoden haben gezeigt, daß der Orionnebel ein Ort heftiger Sternenstehung ist. Viele dieser neuentstandenen Sterne sind von Staubscheiben umgeben, eine Entdeckung die erst durch das Hubble Space Teleskop ermöglicht wurde. Das läßt uns hoffen, daß Planetenentstehung wie in unserem Sonnensystem im Universum nichts ungewöhnliches darstellt

Visuelle Beobachtung

Der Orionnebel ist das richtige Objekt, um in Superlativen zu schwelgen. Kein anderes von der Nordhalbkugel beobachtbare Objekt kommt an die Helligkeit und den Detailreichtum an M 42 heran. In einer klaren Nacht kann man schon mit bloßen Auge einen diffusen Fleck im Schwertgehänge sehen. Es versteht sich von selbst, daß jede noch so kleine Optik bedeutend mehr zeigt. In Binokularen mit großem Gesichtsfeld kann man die Nebelstrukturen über ein Quadratgrad beobachten. Der Orionnebel dürfte wohl das einzige Objekt am Himmel sein, bei dem differenzierte Farbwahrnehmung möglich ist. Planetarische Nebel leuchten meist nur grün oder blau. Im Orionnebel hingegen läßt sich praktisch das gesamte Farbspektrum beobachten, entsprechend große Öffnung vorausgesetzt. Unvergesslich wird mir immer ein Farbeindruck bleiben, den ich in einem 42-Zöller bekam: Braun. In diesem Zusammenhang muß allerdings auch erwähnt werden, daß die Farbwahrnehmung von Beobachter zu Beobachter erstaunlich differiert, viel mehr als dies bei der reinen Nachtadaption der Fall ist. Was der eine als zartrosa empfindet, mag der andere als knallrot wiedergeben.

Fotografie

Auch hier ist nur einfachste Ausrüstung nötig. Eine feststehende Kamera genügt. Am Himmelsäquator kann man mit 50 mm Brennweite rund 7 Sekunden belichten, bevor die Sterne Strichspuren werden. Wegen seiner Buntheit ist der Orionnebel geradezu prädestiniert für den Einsatz von Farbfilmen. Anspruchsvoll ist M 42 nur in einer Hinsicht: die hohe Dynamik. Wenn man die schwachen Ausläufer fotografieren möchte, dann ist das Zentrum ausgebrannt. Für diesen Fall eignen sich Farbnegativfilme viel besser als Diafilme, da sie einen größeren Tonwertumfang haben. Leider neigen viele Amateure dazu, bei ihren Experimenten im Fotolabor die dominanten Blau- und Rottöne zu verstärken, so daß die wahre Farbenvielfalt dieses Nebels untergeht.

Karl Thurner

TeleVue 76 - Teleskop-Komplett-Set

Der perfekte Einstieg! Ein TeleVue 76 im Set mit hochwertigen TeleVue-Okularen, einer super robusten SkyDob-Montierung und einem stabilen Manfrotto-Stativ. Mit einer Transportlänge von 37 cm kann man den TeleVue 76 auf jede Reise mitnehmen, nicht zuletzt weil er auch auf Grund seiner mechanischen Robustheit einiges verträgt. Fotografisch ist der TeleVue 76 ein 480mm Objektiv mit Blende 6,3. Es empfiehlt sich der Einsatz eines Korrektors, der 384 mm f/5 bei ebenem Bildfeld und schöner Korrektur erzeugt. Für die visuelle Beobachtung bietet der TeleVue 76 eine hervorragende Kombination aus großem Gesichtsfeld und hoher Vergrößerung. Der 2" Okularauszug läßt bei der Verwendung entsprechender Okulare Gesichtsfelder bis zu 4,8° zu. Damit sind z. B. beide Teile des Cirrus als... Mehr Informationen finden Sie hier

 

Reflexionsnebel sind in der Regel wesentlich schwächer, diffuser und mit weniger Details ausgestattet als Emissionsnebel. Der hellste seiner Art, jedenfalls hinsichtlich der Flächenhelligkeit, ist M 78 (NGC 2068). Im Jahre 1780 entdeckte Méchain den Nebel und noch im gleichen Jahr wurde er auch von Messier beobachtet. In 1600 Lichtjahren Entfernung entspricht der scheinbare Durchmesser des Nebels nur rund 4 Lichtjahren. Allerdings gehört der Nebel zu einem viel größeren Teil einer Molekülwolke (LD 1630), die wiederum auch nur Teil des gigantischen Orionkomplexes ist. Die beiden Sterne HD 38563A und HD 38563B, beide mit rund 10 mag, liefern den Hauptanteil des gestreuten Lichtes. Genauere Untersuchungen zeigten weitere 45 massearme Sterne, die in und um M 78 verteilt sind.

Visuelle Beobachtung

Da Reflexionsnebel generell relativ wenig Strukturen zeigen, ist es kein Wunder, daß auch M 78 hier keine Ausnahme macht. Dennoch ist er der hellste seiner Art und schon aus diesem Grunde sollte man nicht versäumen, bei einer Orion-Tour bei diesem Staub- und Gasnebel vorbeizusehen. Für die Helligkeit gibt es nur wenige und widersprüchliche Angaben. Der bekannte Deep-Sky-Beobachter James O'Meara gibt eine Helligkeit von rund 8 mag an. Der sichtbare Teil des Reflexionsnebels umfaßt etwa 5 x 4 Bogenminuten. In kleinen Teleskopen oder Feldstechern ist M 78 nahezu strukturlos. Bei 7-facher Vergrößerung bleibt M 78 punktförmig. Ab 10-facher Vergrößerung hat man fast den Eindruck, einen kleinen Kometen vor sich zu haben. In kleinen Refraktoren lassen sich die beiden Hauptsterne HD 38563A und B schon problemlos erkennen. Der Nebel selbst jedoch offenbart hier noch keine Details. Die Nordwestgrenze sieht scharf begrenzt aus, nach Südosten ist der Übergang diffus. Auffällig ist der Mangel an Sternen in der unmittelbaren Umgebung um M 78. Das vermittelt einem eine Vorstellung davon, wie groß eigentlich die umgebenden, absorbierenden Gas- und Staubmassen sind. Ab 8 Zoll Öffnung lohnt es sich, nach einem dritten Stern in M 78 Ausschau zu halten. Dieser Stern steht zumindest im Verdacht, variabel zu sein. Seine Helligkeitsangaben schwanken um 13 mag. Bei noch größeren Teleskopen ab ca. 12 Zoll sollte man sich die unmittelbare Umgebung der beiden Hauptsterne ansehen. Hier zeigen sich dann erste zarte Strukturen in den Gasmassen. Erwähnt werden muß noch, daß ein Nebel- oder Interferenzfilter bei der Beobachtung von M 78 nichts bringt. Da Reflexionsnebel nur das Licht der innenliegenden Sterne streuen, ist ein solcher Nebel bei allen Wellellängen sichtbar. In der näheren Umgebung gibt es noch drei weitere, allerdings viel schwächere Nebel: NGC 2071, 2067 und 2064. Der hellste davon ist noch NGC 2071, der einen Doppelstern mit 10 mag umgibt.

Fotografie

Auf Farbaufnahmen mit kurzen Brennweiten (bis 100mm) geht M 78 wegen der geringen Größe oft unter. Meist wird er für einen blauen Stern gehalten, weil das Zentrum weiß ausgebrannt ist und nur die Nebelränder bläulich leuchten. Bei mittleren Brennweiten (bis 500mm) offenbart sich dann M 78 als deutlicher Fleck, allerdings ohne Strukturen. Hier sollte man übrigens auch nicht zu lange belichten, sonst geht auch hier die leicht bläuliche Farbe des Reflexionsnebels unter. Erst ab ca. 1.000 Brennweite kann man hoffen, die Nebelmassen in zarte Strukturen auflösen zu können. Ein reizvoller Kontrast ergibt sich aus der Nachbarschaft mit den Gürtelsternen des Orion und den anschließenden Flame- und Pferdekopfnebel.

Karl Thurner

Einer der prominentesten und schönsten Emissionsnebel des Winterhimmels ist der Rosettennebel. Er formt einen nahezu 80 Bogenminuten großen Ring. In diesem Ring liegt der leicht zu findende Sternhaufen NGC 2244 und dieser Sternhaufen ist auch für die charakteristische Form des Nebels verantwortlich. Mit seiner intensiven Strahlung hat er den inneren Teil sozusagen leergefegt. An der Grenze zum interstellaren Gas und Staub kommt es zu typischen Erscheinungen wie Schockfronten und Verdichtungswellen. In einigen dieser Verdichtungen wird wiederum die Sternentstehung angeregt und so frißt sich das Sternenstehungsgebiet im Laufe der Zeit von innen nach außen. Die Entfernung des Nebels ist recht ungewiß und wird zwischen 2000 und 4000 Lichtjahren angegeben. Das Alter dürfte bei rund einer halben Mio. Jahre liegen.

Visuelle Beobachtung

Einige der hellsten Teile des Nebels haben sogar eigene Nummeren im NGC-Katalog bekommen. Im Norden liegen die Nummern 2238 und 2246, im Westen findet sich die Nummer 2237 und der Südöstliche Teil hat die Bezeichnung 2239. Allgemein wird der Nebel aber unter der Bezeichnung NGC 2237 geführt. Der hellste Stern in der Umgebung des Sternhaufens NGC 2244 ist ein Gelber Riese mit 5.8 mag. Er ist aber wahrscheinlich nur ein Vordergrundstern und gehört nicht zum Sternhaufen selbst. In kleinen Binokularen sind leicht ein halbes Dutzend der helleren Sterne (zwischen 6-7 mag) in einer rechteckigen Anordnung zu sehen. Insgesamt zählt der Haufen aber über 40 Sterne. Um diesen Sternhaufen sieht man unter einem sehr klaren Himmel eine zarte rund 1 Grad große Aufhellung. Wer Nebelfilter in Zusammenhang mit Bionokularen verwenden kann, hat ein viel leichteres Spiel. Der Rosettennebel ist ein typisches Objekt für den UHC-Filter. Wegen seiner Ausdehnung von rund 80 Bogenminuten ist er geradezu geeignet für Teleskope mit großem Gesichtsfeld (z.B. Spektive). Einzelne Details wie die berühmten Elefantenrüssel (dunkle Gas- und Staubbänder) sind allerdings für geübte Beobachter erst ab 8 Zoll Öffnung zu sehen.

Fotografie

Die große Ausdehnung (80 Bogenminuten) macht den Rosettennebel auch interessant für Fotoobjektive geringerer Brennweite (z.B. 50 mm). Unter landläufigen Himmelsbedingungen leiden Farbfilme unter dem geringen Kontrast des Nebels und der relativ niedrigen Stellung des Nebels über dem Horizont. Schon mit einem einfachen Rotfilter für das Objektiv - es braucht kein RG 645 von Schott oder gar ein H-alpha-Pass-Filer zu sein - und einem rotempfindlichen Schwarz-Weiß-Film, kann man einen deutlichen Kontrastgewinn erzielen. Wiederum sein hier als beste Filmalternative der TP 2415 hypersensibilisiert von Kodak genannt. Ab Brennweiten von 300 mm zeigt der Nebel auch seine bekannten Elefantenrüssel. Eine formatfüllende Abbildung erhält man allerdings erst ab rund 1000 mm Brennweite.

Karl Thurner

In der winterlichen Milchstraße gibt es eine ganze Reihe interessanter planetarischer Nebel. Der hellste Vertreter jedoch ist der Eskimonebel mit der Katalogbezeichnung NGC 2392. Er wurde 1787 von William Herschel entdeckt, der im Eskimonebel aber noch keine Strukturen beobachten konnte. Der Name des Planetarischen Nebels rührt nämlich von Dunkelstrukturen in der inneren der beiden Gasschalen her, die das Aussehen eines Gesichtes haben. Die äußere Hülle repräsentiert dann die Kapuze. Über die Entfernung des Planetarischen Nebels gibt es widersprüchliche Angaben, plausibel erscheinen jedoch rund 3000 Lichtjahre. Der Zentralstern ist einer der heißesten und leuchtkräftigsten Sterne, die man in Planetarischen Nebeln überhaupt gefunden hat. Die Leuchtkraft übertrifft die der Sonne um das 40fache und die Oberflächentemperatur beträgt rund 40.000 Grad. Auch eine nennenswerte Expansion läßt sich beim Eskimonebel nachweisen. Sie beträgt 1 Bogensekunde in 30 Jahren.

Visuelle Beobachtung

Mit dem Fernglas ist der Eskimonebel wegen seines geringe Durchmessers nur für geübte Beobachter zu finden und von einen Stern zu unterscheiden. Etwa 1.5 Bogenminuten nördlich vom Eskimonebel liegt ein praktisch gleich heller Stern (SAO 79482), so daß man leicht den Eindruck vergleichen kann. Sowohl Stern als auch Eskimonebel haben eine Helligkeit von knapp 8 mag. Bei kleineren Refraktoren bis 3 Zoll Öffnung sollte man den Mut haben, bis an die sinnvolle Maximalvergrößerung zu gehen, um verschiedene Details zu sehen. Es zeigt sich dann ein heller, runder Nebel bei dem auch schon der Zentralstern mit 10 mag hervorsticht. Bei Öffnungen über 4 Zoll kann man, hohe Vergrößerungen vorausgesetzt, zwei Schalen unterscheiden. Die innere, hellere Schale hat einen Durchmesser von 13 Bogensekunden, die äußere Schale besitzt 46 Bogensekunden Durchmesser. Manche Beobachter beschreiben auch in kleineren Teleskopen eine bläuliche Färbung. Darauf sollte man sich allerdings nicht allzusehr verlassen, denn die Farbwahrnehmung und die Beschreibung der Wahrnehmung unterscheiden sich doch ganz erheblich von Beobachter zu Beobachter. Meinen eigenen Eindruck in einem 6 Zoll Refraktor würde ich als zart grün-bläulich umschreiben. Mit 8-10 Zoll Öffnung lassen sich dann verschiedene Helligkeitsunterschiede in der inneren Schale wahrnehmen. Zu einem richtigen Eskimogesicht wird der Planetarische Nebel allerdings erst ab Öffnungen über 10 Zoll bei gutem Seeing. Wegen der hohen Flächenhelligkeit von NGC 2392 ist übrigens kein Nebelfilter für die Beobachtung notwendig und selbst unter einem lichtverschutzten Himmel ist der Eskimonebel ein dankbares Objekt

Fotografie

Wegen des geringen Durchmessers macht die Fotografie des Planetarischen Nebels erst ab ca. 500mm Brennweite Sinn. Die Belichtungszeiten dürfen nicht zu lange sein, sonst bleibt auf dem Film nur ein weißer, ausgebrannter Fleck übrig (siehe obige Aufnahme von der Mount Palomar Schmidt-Kamera). Die Technik der CCD-Kameras ist hier eindeutig im Vorteil. Hinzu kommt die hohe Flächenhelligkeit, die auch Öffnungsverhälnisse jenseits von f/10 erlaubt. Mit modernen Bildverarbeitungsmethoden kann hier der Amateur an einem 8 Zoll Teleskop schon Strukturen auflösen, die mit konventioneller Filmtechnik auch der 5-Meter-Spiegel auf dem Mount Palomar vor rund 50 Jahren zeigte.

Als Bildbeispiele sehen wir oben eine Farbaufnahme mit dem Hubble Space Teleskop und darunter einen Abzug von der Mount Palomar Schmidt-Kamera. Auf der Schmidt-Platte sieht man vom Eskimonebel nur eine weißen Scheibe. Erst das Hubble-Bild vermittelt einem den Eindruck von der Komplexität und der Dynamik in einem solchen Planetarischen Nebel.

Karl Thurner

14.5" f/4.7 ICS GND Newton

Die flache Ausführung macht das UT leichter, und damit größere Öffnungen 1-Personen-fähig. Lieferumfang/Eigenschaften der GND-Teleskope im einzelnen: Sehr flaches und leichtes UT. Rechteck-Hauptspiegelfassung, bis 16“ mit 9 Auflagepunkten, ab 18“ mit 18 Auflagepunkten. Halbkreis-Höhen-(DEC)-Räder ICS-Standard-Hauptspiegel, passender Fangspiegel, Precision Fangspiegelhalter und Spinne, NGF-DX3 Okularauszug, Adapter für 1,25“, Chesire FK Justierokular, Telrad mit Taukappe. Bis 14,5“: OT als schwarz eloxiertes Alu-Rohr, Stangensystem E25 mit Klemmblock unten und Flansch oben. Einfache, schnelle u. justierkonstante Montage. Ab 16“: Sehr leichtes, aber formstabiles OT. Das OT ist ein Gitter-Rahmen bestehend aus 2 Multiplexringen, 4 Alu-Stangen und einem Okular-Brett, die Wandverkleidung hat... Mehr Informationen finden Sie hier

 

Im Sternbild Giraffe (Camelopardalis) findet man in einem relativ sternarmen Gebiet die Spiralgalaxie NGC 2403. Diese Galaxie gehört wahrscheinlich zu der Galaxiengruppe um M81/M82, die 14 Grad nordwestlich davon liegt. Da die Spiralgalaxie nur rund 8 Mio. Lichtjahre entfernt ist, konnte man in dieser Galaxie auch Cepheiden nachweisen. Sie war die erste Galaxie außerhalb der Lokalen Gruppe, bei der das gelungen ist. Von der Größe und der Struktur ist diese Galaxie mit unserem Begleiter M33 vergleichbar. Der Durchmesser beträgt etwa 37.000 Lichtjahre, die Masse umfaßt rund 4 Milliarden Sonnenmassen.

Visuelle Beobachtung

Die Galaxie NGC 2403 ist ein nur selten beobachtetes Objekt bei den Amateuren. Das liegt weniger an der Schwierigkeit das Objekt überhaupt zu beobachten, als vielmehr an der Tatsache, daß die Galaxie "weit ab vom Schuß" liegt. Mit einer scheinbaren Helligkeit von 8.8 mag muß sie sich nicht hinter M 81 (6.9 mag) und M 82 (8.4 mag) verstecken. Wir sehen die Galaxie nahezu von oben (face-on) und haben einen ungehinderten Blick auf die Spiralarme. Das macht das Beobachten dieser Galaxie auch so interessant. Da die Galaxie in einem relativ sternarmen Gebiet liegt, gestaltet sich das Finden mit 7-facher Vergrößerung mühsam. Mit einem 10x70 oder sogar einem 16x70 ausgestattet ist die 16x10 Bogenminuten große Spiralgalaxie hingegen einfach zu sehen. Mit 4 bis 6 Zoll Öffung sieht man die Galaxie problemlos, jedoch ohne Struktur als ovalen Nebelfleck. Ab 8 Zoll Öffnung zeigt sich ein leicht hellerer Kern und einige schwache Sterne vor der Galaxienscheibe. Wer die Spiralarme sehen will, muß zu noch größeren Öffnung greifen. Der 12-Zöller offenbart einen Ansatz von Spiralarmen, die sich dann über 180 Grad verfolgen lassen. Bei noch größeren Öffnungen zeigen sich Arme und die dazwischenliegenden dunklen Gebiete immer deutlicher. Wer mehr als 10 Zoll Öffnung hat, sollte am nördlichen Ende der Galaxie nach einem Gasknoten (NGC 2404) suchen.

Fotografie

Fotografisch stellt dieses Objekt höhere Anforderungen an den Amateur. Wenn es darum geht, die Galaxie nicht nur als diffusen Fleck abzubilden, muß man Brennweiten jenseits der 500mm einsetzen. Erst dann zeigen sich die Spiralarme differenziert auf dem Film. Wie in so vielen Fällen, ist auch hier ein hochkontrastiger Film mit gutem Schwarzschildexponent erforderlich. Farbfilme scheiden hier praktisch aus. Also ist der Amateur gut beraten, wenn er auf die bewährte Variante TP 2415 hypersensibilisiert zurückgreift.

Karl Thurner

Kaum drei Tage nachdem Messier 1771 die erste Edition seines Kataloges vorgestellt hatte, entdeckte er schon sein nächstes Objekt M 46. Er beschrieb den Sternhaufen bestehend aus sehr schwachen Sternen mit etwas Nebelanteil. Die Besonderheit an M 46 ist der scheinbar im Haufen gelegende planetarische Sternhaufen NGC 2438. Untersuchungen allerdings zeigten, daß dieser planetarische Nebel rund 2000 Lichtjahre näher liegt als M 46 und somit nicht physisch zu diesem Haufen gehören kann. Mit einer ganzen Reihe weiterer Sternhaufen liegt M 46 in der südlichen Milchstraße in guter Gesellschaft. Nur etwa ein Grad weiter westlich z.B. liegt der helle Sternhaufen M 47, der allerdings einen ganz anderen Charakter hat.

Visuelle Beobachtung

Auch dieser Sternhaufen kann unter sehr guten Bedingungen mit dem bloßen Auge gefunden werden. Auf unseren geographischen Breiten erschwert jedoch die geringe Horizonthöhe das Unterfangen. Man könnte den Sternhaufen sonst als 6mag schwaches Schimmern sehen. Der Sternhaufen besteht aus rund 180 Mitgliedern bis zur 13. Größe und ist damit relativ reich bestückt. Zum Zentrum hin zeigt M 46 eine ganz leichte Konzentration. Beeindruckend ist auch der große Durchmesser von 20 Bogenminuten. Ein ganz kleines Fernglas zeigt diesen Sternhaufen völlig problemlos. Mit größeren Ferngläsern wie dem Fujinon 16x70 kann man den Sternhaufen immerhin ansatzweise auflösen. Schon mit kleineren Refraktoren läßt sich M 46 sehr einfach in dutzende Sterne zerlegen. In größeren Teleskopen werden naturgemäß immer schwächere Mitglieder sichtbar, bei sehr hohen Vergrößerung verliert sich allerdings auch der Eindruck des Sternhaufens. Ein besonderes Kuriosum ist der im Vordergrund gelagerte Planetarische Nebel NGC 2438. Aus unterschiedlichsten Messungen ist inzwischen klar geworden, daß dieser Planetarische Nebel nur zufällig auf der selben Sichtlinie wie M 46 liegt. Die Helligkeit des Nebels liegt bei 10.8 mag und der Durchmesser beträgt 66 Bogensekunden. Wer diesen Nebel sehen möchte braucht allerdings schon einen 4-Zöller mit rund 100facher Vergrößerung. Ein Nebelfilter unterstützt die Wahrnehmung erheblich, da dadurch auch die Haufensterne in ihrer Helligkeit reduziert werden.

Fotografie

Da dieser Sternhaufen mitten in den dichteren Teilen der winterlichen Michstraße liegt, sollte man bei Gelegenheit auch eine Übersichtsaufnahme der ganzen Gegend versuchen. Eine reizvoller Anblick stellt die Abbildung mit M 47 dar, der im Gegensatz zu M 46 aus sehr wenigen dafür aber wesentlich helleren Sternen besteht. Bei Brennweiten ab 135mm kann man auch den planetarischen Nebel NGC 2438 im Sterngewühl finden.

Karl Thurner

Die Galaxie M81 wurde zur Jahreswende 1774/75 von Bode von Berlin aus im Sternbild UMa entdeckt und 1781 von Messier bestätigt. An dieser Stelle des Himmels befindet sich eine ganze Reihe von Galaxien ähnlich unserer Lokalen Gruppe, die nach der Hauptgalaxie M81-Gruppe genannt wird. Weitere bekannte Galaxien aus dieser Gruppe sind M82 und NGC 3077. Da diese Ansammlung von Galaxien mit rund 12 Mio. Lichtjahren Entfernung relativ nahe liegt, gelingt es dem Hubble Space Teleskop, einzelne Cepheiden in M81 nachzuweisen, insgesamt sogar 32 Stück. Aus diesem Nachweis erhoffte man sich bessere Werte für die Ausdehnungsgeschwindigkeit des Universums (Hubble-Konstante) ableiten zu können. Das erwies sich im nachhinein jedoch als weit problematischer als zunächst angenommen. Denn M 81 ist mit seiner Gruppe noch gravitativ in das weitere Umfeld eingebettet, wozu auch unser Lokaler Haufen zählt. Das lokale Bewegungsmuster überdeckt die globale Expansionsbewegung noch zu stark. Vor nicht allzulanger Zeit, nach astronomischen Begriffen, hatten die beiden Galaxien M 81 und M 82 eine nahe Begegnung. Die größere Galaxie M 81 wurde dadurch nicht nennenswert beeinflußt, in M 82 jedoch löste dieser Beinahezusammenstoß eine sehr heftige, beinahe explosionsartige Sternentstehung aus.

Visuelle Beobachtung

Mit seiner visuellen Helligkeit von 6.8 mag zählt M 81 zu den einfachsten und am leichtesten zu beobachtenden Galaxien am Nordhimmel. Es gibt sogar eine Reihe von Beobachtern, die die Galaxie unter exzellenten Bedingungen mit dem freien Auge gesehen haben, darunter so klanghafte Namen wie James O'Meara, Peter Collins und Brian Skiff. Damit ist M 81 das am weitesten entfernte Objekt, das mit bloßem Auge gesehen werden kann. Die Galaxie hat eine maximale Ausdehung von 24 x 13 Bogenminuten. Selbst in kleinen Ferngläsern sieht man schon die ovale Form von M 81. Bei Ferngläsern mit Vergößerungen über 10fach läßt sich sogar schon der Kern und das umgebende Halo erahnen. Da M 81 zu den Sb-Galaxien zählt, ist die Scheibe von M81 nur schwach differenziert. Das ist auch der Grund, warum sich der Detailreichtum bei der visuellen Beobachtung in Grenzen hält und oft einen enttäuschenden Eindruck im Vergleich zur nahegelegenen Galaxie M82 hinterläßt. In kleineren Teleskopen bis 8 Zoll Öffung erkennt man nur die diffuse Scheibe und einen kleinen, stellaren Kern. Ab 8 Zoll Öffnung hat man eine Chance mit indirektem Sehen einen Ansatz der Spiralarme zu erkennen. Mit zunehmender Öffnung lassen sich die schwachen Bereiche der Spiralarme weiter nach außen verfolgen und etwas differenzierter beobachten.

Fotografie

Da die Galaxie recht groß und hell ist, kann man auch mit sehr einfachem Equipment die Galaxie auf den Film bannen. Allerdings bleibt bei kurzen Brennweiten M 81 praktisch strukturlos. Reizvoll ist dennoch immer das so unterschiedliche Paar M81/M82 auf der gleichen Aufnahme. Bei Brennweiten ab 500mm zeigen sich die Spiralarme vom M 81 mit Struktur und bei 1000mm Brennweite hat sich M 81 zu einem detailreichen Objekt gemausert. Ab 2m Brennweite lassen sich sogar Einzelheiten in den feinen Spiralarmen unterscheiden. Wer solche Aufnahmen sieht, wundert sich, daß im visuellen Bereich davon wenig übrigbleibt.

Karl Thurner

Die Galaxie M 82 wurde 1774 von Johann Bode gefunden und 1781 von Messier bestätigt. Auffällig an M 82 ist sein chaotisches Aussehen. Grund dafür könnte die durch Gravitationswechselwirkungen mit der Galaxie M 81 angeregte Sternentstehung in M 82 sein. Der Entstehungsprozess, einmal angeregt, setzt sich dann sehr rasch fort, und es kommt zu vielen Supernovaexplosionen. Bestätigt wird das durch die Infrarotrstrahlung, die von M 82 ausgeht. Die neu entstandenen Sterne heizen das sie umgebenede Gas auf.

Visuelle Beobachtung

M 82 ist das nördlichste Messierobjekt und mit parallaktischen Montierungen nicht ganz einfach einzustellen. Für Dobsons hingegen ist die hohe Deklination ein Vorteil. Mit einer Größe von 9x4 Bogenminuten ist M 82 nicht gerade groß zu bezeichnen. Aber sie besitzt immerhin eine visuelle Helligkeit von 8.8 mag. Das reicht aus, um sie bequem in einem 7x50 Binokular zu sehen. Auch die längliche Struktur läßt sich da schon erkennen. Das Bemerkenswerteste an M 82 sind aber die Dunkelbänder. Etwa in der Mitte teilt das auffälligste Band die Galaxie in zwei Hälften. Leider braucht man für diese Beobachtung schon ein größeres Teleskop. In einem 4-Zöller jedenfalls wird man kaum eine Chance haben, die Dunkelstruktur zu erkennen, obwohl die hohe Flächenhelligkeit die Galaxie gerade auch für kleinere Teleskope interessant macht. Ab sechs Zoll kann man das Staubband erkennen, für eine klare Wahrnehmung müssen es aber schon 8 Zoll Öffnung sein. Zu einem der schönsten Deep-Sky-Objekte wird die Galaxie erst ab 14 Zoll. Mit zunehmender Öffnung werden im Gegensatz zu vielen anderen Galaxien, immer feiner Strukuren sichtbar und ab 18 Zoll hat sich M 82 zu einem Objekt gemausert, das für uns viel interessanter zu beobachten ist als z.B. der bekannte Andromedanebel. Die schwachen Filamente, die aus M 82 herausragen, sind visuell nicht erreichbar. M 82 hat die höchste Flächenhelligkeit aller großen Galaxien.

Fotografie

Auch die fotografische Seite verlangt vom Amateur hohen Einsatz, wenn auch die Dunkelstrukturen abgebildet werden sollen. Mindestens 500mm Brennweite sollten zum Einsatz kommen. Daneben zählt wie immer der Kontrast der Emulsion, und beim Kontrast ist der Kodak TP2415 nahezu unschlagbar. Wer kürzere Brennweiten einsetzt, kann immerhin die längliche Struktur abbilden. Farbfilme lohnen sich eigentlich nur bei Brennweiten um zwei Meter. Dann sollte es möglich sein, die unterschiedlichen Sternpopulationen zu unterscheiden.

Karl Thurner

Nur rund 2 Grad von dem hellen Stern beta Ursa Majoris befindet sich einer der wenigen Planetarischen Nebel aus Messiers Katalog. Die Entdeckung von M 97 (NGC 3587) geht auf P. Méchain aus dem Jahre 1781 zurück. Noch im gleichen Jahr konnte Messier die Entdeckung bestätigen und M 97 in seinen Katalog aufnehmen. Seinen Namen verdankt der Nebel allerdings Lord Rosse, der mit seinem großen Teleskop 1848 die beiden Dunkelhöhlen wahrnehmen konnte und sie mit dem Gesicht einer Eule verglichen hat. Das Aussehen kommt wohl dadurch zustande, daß der Nebel die Form einer dicken Tonne hat, die man fast von der Seite sieht. Die Dunkelhöhlen entsprechen dann den Öffnungen der Tonne. Für die Entfernung gibt es ziemlich widersprüchliche Angaben zwischen 1.400 bis 12.000 Lichtjahren. Das Alter dürfte aber rund 6000 Jahre betragen.

Visuelle Beobachtung

Sicherlich zählt M 97 nicht zu den einfachen Messierobjekten. Wie immer macht es sich bezahlt, unter einem möglichst guten Himmel zu beobachten. Jedoch sollte man sich nicht von der fotografischen Helligkeit von rund 12 mag abschrecken lassen. Die visuelle Helligkeit ist wesentlich höher und liegt bei 9.9mag. Dieser Lichstrom verteilt sich allerdings auch auf eine ziemlich große Fläche, der Durchmesser beträgt immerhin 170 Bogensekunden. Die Flächenhelligkeit ist also eher gering. Geübte Bebachter können sich auch mit dem Fernglas an M 97 wagen. Ein 10x50 sollte in Kombination mit einem guten Landhimmel ausreichend sein. Für kleinere Teleskope ist M 97 sicherlich eine Herausforderung. Unter einem mittelprächtigen Himmel gewinnt der Eulennebel erst ab 8 Zoll Öffnung soviel an Struktur, daß man die Dunkelhöhlen erahnen kann. Generell einfach wird es jedoch auch mit wesentlich größeren Teleskopen nicht. Der Kontrast zwischen den dunklen und helleren Nebelteilen ist recht gering. Der Einsatz eines Nebelfilters bringt bei M 97 nur einen kleinen Zugewinn an Kontrast.

Fotografie

Mit den heutigen modernen Filmemulsionen ist selbst mit Brennweiten unter 200mm der Eulennebel klar als flächiges Objekt zu identifizieren. Für die Dunkelhöhlen sollten es allerdings möglichst über 500mm Brennweite sein. Die geringe Flächenhelligkeit macht sich auch in der Fotografie bemerkbar und erfordert entsprechend längere Belichtungszeiten. Hier ist wieder der CCD-Chip eindeutig im Vorteil.

Karl Thurner

Nicht weit vom bekannten Eulennebel M 97 liegt die Spiralgalaxie M 108. Weil diese Galaxie sehr stark mit Staubstreifen durchsetzt ist und wir diese Galaxie nahezu von der Kante sehen, ist die Bestimmung des Typs nicht einfach. Sie wird allgemein den Balkenspiralen zugeordet. Der Entdecker Pierre Méchain hat M 108 wahrscheinlich in der gleichen Nacht im Februar 1781 gefunden wie M97. Einen Monat später fand sie auch Charles Messier und nahm sie mit in seine handschriftlichen Aufzeichnungen auf. Erst 1953 hat Owen Gingerich diese Galaxie auch offiziell zum Messierkatalog hinzugefügt. M 108 wird dem lockeren Galaxienhaufen Ursa Major zugeschrieben. Mit 45 Millionen Lichtjahren Entfernung zählt sie noch zu unserer unmittelbaren kosmischen Nachbarschaft.

Visuelle Beobachtung

Von seiner Struktur und seinem Aussehen ist M 108 fast vergleichbar mit der schon besprochenen und bekannteren Galaxie M 82. Jedoch ist M 108 von seiner visuellen Helligkeit rund dreimal schwächer und erfordert demzufolge auch mehr optischen Einsatz. Mit einem 7x50-Feldstecher ist es praktisch kaum möglich, die Galaxie zu sehen. Dazu sind mindestens 70mm Öffnung notwendig. Bei so großen Feldstechern ist eine Montage desselben auf einem Stativ unbedingt ratsam. Dann sieht man auch die schwache und zigarrenförmige Struktur dieser Galaxie. Da die Ausdehnung mit rund 8x2 Bogenminuten in Ost-West-Richtung auch nicht allzu groß ist, hat es der Besitzer von kleinen Teleskopen, die auch höhere Vergrößerungen erlauben, wesentlich leichter. Selbst in einem 4-Zöller läßt sich dann aber schon etwas von der komplexen Struktur der Galaxie erahnen. Man sieht eine zarte zentrale Aufhellung mit undefiniertem Halo. Bei einem 6-Zöller verstärkt sich der Eindruck, wobei der zentrale Bereich exzentrisch wird. Ab 8 Zoll Öffnung bekommt das Halo einen fleckiges Aussehen, was der Amateur gerne neudeutsch als "mottled" beschreibt. Je größer die Öffnung wird, desto mehr und deutlicher zeichnen sich die dunklen Gas- und Staubwolken in dieser Galaxie ab. Überraschenderweise zeigt sich der unmittelbare Galaxienkern trotz zunehmender Öffnung immer sternförmig. Bei M 108 haben wir einen der seltenen Spezialfälle vorliegen, daß ein hellerer Vordergrundstern exakt an dieser Position liegt. Für die Besitzer großer "Lichteimer" sollte diese Galaxie eigentlich zu den Paradeobjekten zählen, dennoch wird sie wegen der Nachbarschaft zum prominenteren Eulennebel gerne übersehen.

Fotografie

Fotografisch ist die Nachbarschaft zu M 97 jedoch sehr interessant. Auf Weitfeldaufnahmen sind beide Objekte zu sehen und produzieren einen deutlichen farblichen Kontrast. Der Galaxienkörper ist auf Grund der stattfindenden, heftigen Sternenstehung deutlich blau gefärbt, wohingegen der Eulennebel in einem für Emissionsnebel typischen Rot leuchtet. Selbst mit kurzen Brennweiten um 50mm lassen sich diese beiden Objekte leicht aus dem Sterngewimmel herausfinden. Bei Brennweiten um 300mm-500mm zeigen sich sowohl in M 108 als auch in M 97 die ersten Strukturen. Um die Staubstreifen deutlich zu sehen, muß man jedoch rund 1 Meter Brennweite einsetzen. Daß sich bei diesem Objektpaar insbesondere Farbfilme lohnen, braucht nicht weiter betont zu werden.

Karl Thurner