Galaxienhaufen Abell1367 (Leo) am 20.04.2025, f = 1200 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, skaliert auf 35%, 70% und 100% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50%, 70% und 100% der Originalauflösung). In den mittleren Bildern wurden einige auffällige Galaxien des Haufens herausvergrößert. Links oben: Balkenspiralgalaxie NGC3861 und MCG+03-30-094 mit aktivem Kern. Links Mitte: Galaxienpaar NGC3873 und NGC3875 mit umgebendem diffusem Material, das auf eine gravitative Wechselwirkung hindeutet. Links unten: Bläuliche Galaxie MCG+03-30-071, deren Farbe deutlich mit denen der benachbarten Galaxien kontrastiert und auf eine hohe Sternentstehungsaktivität hindeutet. Rechts unten: Balkenspiralgalaxie UGC6719 und lentikuläre Galaxie MGC+03-30-083. Rechts oben: Elliptische Galaxie NGC3842, hellste Galaxie des Haufens, und Edge-On-Galaxie UGC6697. Gemäß Consolandi et al. (2017, DOI: 10.1051/0004-6361/201731218) ist UGC6697 eine Riesen-Spiralgalaxie, die sich mit hoher Geschwindigkeit Richtung Südosten (unten links) auf das Zentrum des Galaxienhaufens zu bewegt. Aufgrund der Wechselwirkung mit dem intergalaktischen Medium des Galaxienhaufens hat sich im Nordwesten (oben rechts) durch Ram Pressure Stripping ein Schweif aus ionisiertem Gas herausgebildet. Consolandi et al. (2017) detektierten Emissionen in den Spektrallinien Hα, Hβ, [OIII] und [OI], während im hier gezeigten Bild der helle Teil des Schweifs bläulich erscheint, was auf eine hohe Sternentstehungsaktivität hindeutet. Weiterhin zeigen Consolandi et al. (2017) auf, dass sich die kleine Galaxie CGCC97087N unmittelbar nordöstlich (oben links) von UGC6697 ebenfalls durch den Galaxienhaufen bewegt, allerdings Richtung Nordosten (oben links). Aus dem Vorhandensein einer Materiebrücke zwischen UGC6697 und CGCC97087N (die andeutungsweise auch im kontrastverstärkten Negativbild erkennbar ist) wird auf eine vergangene Begegnung der Galaxien mit hoher Relativgeschwindigkeit geschlossen. Die unteren Bilder zeigen drei quasistellare Objekte (QSOs) um die elliptische Galaxie NGC3842. QSOs, auch als "Quasare" bekannt, sind Galaxien mit einem aktiven Kern, der viel heller ist als ihre äußeren Bereiche, so dass sie aus großer Entfernung wie Sterne aussehen. Die drei im Bild gekennzeichneten QSOs wurden von Arp und Gavazzi (1984, A&A 139, 240-242) beschrieben, basierend auf einer photographischen Aufnahme, die mit dem 48-Zoll-Schmidt-Teleskop des Mount Palomar Observatory aufgenommen wurde. Sie geben hohe Werte der Rotverschiebung von 0.335, 0.946 und 2.200 für QSO1, QSO2 bzw. QSO3 an. Abhängig vom angenommenen kosmologischen Modell und dessen Parametern entsprechen diese Rotverschiebungen Entfernungen von mehreren Milliarden Lichtjahren. Die QSOs sind daher physisch nicht mit der "nur" etwa 300 Millionen Lichtjahre entfernten Galaxie NGC3842 assoziiert. Die scheinbaren photographischen Helligkeiten der QSOs werden von Arp und Gavazzi (1984) mit 19 mag für QSO1 und QSO2 und 21 mag für QSO3 angegeben.
Lentikuläre Galaxie NGC3945 (UMa) am 08.04.2025, f = 1200 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, skaliert auf 35% und 70% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50% und 70% der Originalauflösung). Am linken Bildrand befinden sich die weiter entfernten Spiralgalaxien NGC3978 und NGC3975. Im südlichen (unteren) Bildbereich sind mehrere kleine und lichtschwache Galaxien erkennbar, die zum Galaxienhaufen Abell1402 gehören. Der helle innere Bereich von NGC3945, der deutlich eine Balkenstruktur aufweist, ist von einem lichtschwachen äußeren Ring umgeben. Von Kormendy und Bender (2012, DOI: 10.1088/0067-0049/198/1/1) wird NGC3945 daher dem morphologischen Typ (R)SB(lens)0 zugeordnet. Sie ähnelt damit der Edge-On-Galaxie NGC4762, erscheint jedoch unter einem steileren Winkel.
Galaxienpaar NGC4762 (links) und NGC4754 (rechts) (Vir) am 07.04.2025, f = 1200 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, skaliert auf 35% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50% und 70% der Originalauflösung). NGC4754 ist eine Balkenspiralgalaxie, deren heller innerer Teil, der andeutungsweise Spiralarme zeigt, von einer viel lichtschwächeren äußeren Struktur umgeben ist. NGC4762 ist eine extrem dünne ("superthin") Edge-On-Galaxie. Der Durchmesser ihres kleinen Kerns übersteigt nur geringfügig die Dicke ihrer inneren Scheibe. Die ursprüngliche Klassifizierung von NGC4762 als Balkenspirale wurde von Wozniak (1994, A&A 286L, L5-L8) in Frage gestellt. Von Kormendy und Bender (2012, DOI: 10.1088/0067-0049/198/1/1) wird NGC4762 dem morphologischen Typ SB0bc zugeordnet, der eine lentikuläre Galaxie bezeichnet, deren innerer Bereich ("Linse") eine Balkenstruktur enthält. Im kontrastverstärkten Negativbild erscheinen die lichtschwachen äußeren Teile von NGC4762 unregelmäßig und verzerrt, was auf eine mögliche Gravitationswechselwirkung mit NGC4754 hindeutet.
Balkenspiralgalaxie NGC4535 (Vir) am 06.04.2025, f = 1200 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, skaliert auf 35% und 50% der Originalauflösung, in mehreren Prozessierungsvarianten (große Bilder skaliert auf 50% und 70% der Originalauflösung). In der Nähe von NGC4535 sind mehrere kleinere, lichtschwächere Galaxien erkennbar. In der farbneutraleren Version des Bildes wurde der blaue Farbkanal relativ zum Rot- und Grünkanal verstärkt, was die geringe Empfindlichkeit der Kamera im blauen Bereich zumindest teilweise kompensiert. Gemäß Spetsieri et al. (2018, DOI: 10.1051/0004-6361/201833290) befindet sich NGC4535 in einer Entfernung von 16 Mpc bzw. 52 Millionen Lichtjahren, und die Studie legt nahe, dass die leuchtkräftigsten und massivsten Sterne in NGC4535 überwiegend blaue Überriesen sind. Im Bild erscheinen die Kernregion und der Balken von NGC4535 gelblich, aber entlang der Spiralarme sind bläulich-weiße und rötliche Strukturen aufgereiht, bei denen es sich offenbar um Haufen junger Sterne bzw. HII-Emissionsregionen handelt. Diese Strukturen weisen auf eine starke Sternentstehungsaktivität in den Spiralarmen hin. Ein besonders großes bläuliches Gebiet mit einigen eingebetteten HII-Emissionsregionen ist im nördlichsten (oberen) Spiralarm der Galaxie sichtbar.
Spiralgalaxienpaar NGC4654 (links) und NGC4639 (rechts) (Vir) am 05.04.2025, f = 1200 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, skaliert auf 35% und 70% der Originalauflösung, in mehreren Prozessierungsvarianten (große Bilder skaliert auf 50%, 70% und 100% der Originalauflösung). Dieses Galaxienpaar wird in der Studie von Vollmer (2003, DOI: 10.1051/0004-6361:20021729) eingehend untersucht. Demgemäß ist NGC4654 ein Mitglied des Virgo-Galaxienhaufens und befindet sich in einer Entfernung von 17 Mpc bzw. 55 Millionen Lichtjahren. Eine spezielle Eigenschaft von NGC4654 besteht darin, dass sie nicht nur eine deutlich asymmetrische Verteilung ihrer Sterne aufweist, sondern auch der anhand seiner charakterischen Radioemission bei einer Wellenlänge von 21 cm detektierbare neutrale Wasserstoff (HI) in der Umgebung der Galaxie stark ungleichmäßig verteilt ist. Die Studie kommt zu dem Ergebnis, dass NGC4654 unter dem Einfluss von "Ram Pressure" steht. Das bedeutet, dass bedingt durch die schnelle Eigenbewegung der Galaxie relativ zur intergalaktischen Materie des Virgohaufens und die dadurch entstehende Wechselwirkung die interstellare Materie der Galaxie aus ihr herausgerissen wird. Die optisch sichtbare verzerrte Struktur von NGC4654 lässt sich allerdings nur durch eine zusätzliche gravitative Interaktion mit der benachbarten Spiralgalaxie NGC4639 erklären, die vor etwa 500 Millionen Jahren stattgefunden hat. Weitere Galaxien im Bild sind LEDA42710 und LEDA42788 westlich (rechts) bzw. östlich (links) von NGC4639 und die elliptische Galaxie NGC4620 in der südwestlichen (unteren rechten) Ecke des Bildes. Die scheinbare Helligkeit von LEDA42788 beträgt lediglich 19 mag.
In der südwestlichen (unteren rechten) Ecke zeigt das obere Bild die lentikuläre Galaxie NGC4620. Diese auf den ersten Blick "langweilige", scheinbar strukturlose Galaxie wird in der Studie von Kemp et al. (2008, DOI: 10.1017/s1743921308017481) betrachtet. Sie beschreiben einen Ring mit einem Durchmesser von 1.5 Bogenminuten in NGC4620 und "fossile" Spiralarme, die in mit einem Teleskop von 2.1 m Öffnung aufgenommenen CCD-Bildern nachgewiesen wurden. Die Prozessierung erfolgte durch Subtraktion eines (nicht näher beschriebenen) "Isophotenmodells" vom Originalbild. Vermutlich entspricht dieses Modell effektiv einer unscharfen Version des Originalbildes. Das hier wiedergegebene Bild wurde mit einem Difference-of-Gaussians-Filter prozessiert, das die Wirkung eines Bandpassfilters besitzt. Das gefilterte Bild zeigt den von Kemp et al. (2008) beschriebenen Ring und einen weiteren kreisförmigen Bogen nördlich davon, der ein Fragment eines der von ihnen beschriebenen Spiralarme zu sein scheint. Darüber hinaus wird die abgeflachte Form des Galaxienkerns hervorgehoben. Kemp et al. (2008) interpretieren die subtilen Ring- und Spiralarmstrukturen dahingehend, dass NGC4620 "evolutionäre Prozesse" wie Ram-Pressure-Stripping, eine Wechselwirkung zwischen dem interstellaren Medium der Galaxie und dem intergalaktischen Medium, oder gravitative Interaktionen mit anderen Galaxien durchlaufen hat. Diese Prozesse führten zur Ausbildung der heutigen Linsenform, wobei der Ring und die fossilen Spiralarme Überreste der ursprünglichen Struktur der Galaxie sind.
Starburst-Zwerggalaxie NGC4214 (CVn) am 04.04.2025, f = 1200 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, skaliert auf 35% und 70% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50%, 70% und 100% der Originalauflösung). NGC4214 befindet sich in einer Entfernung von 2.7 Mpc (Drozdovsky et al., 2002, DOI: 10.1086/341165), also etwa 8.8 Millionen Lichtjahren. Aufgrund dieser relativen "Nähe" zeigt NGC4214 eine Vielzahl von Strukturen, insbesondere riesige Sternhaufen, die viele helle blaue Sterne enthalten, deren Alter im Bereich zwischen 2.5 und gut 100 Millionen Jahren liegt und die eine Tendenz zeigen, sich zu Kugelsternhaufen zu entwickeln (Sollima et al., 2014, DOI: 10.1093/mnras/stt2022). Die Studie von Hunter et al. (2018, DOI: 10.3847/1538-4357/aa9feb) zeigt, dass die Distanz zwischen NGC4214 und ihrem sehr viel lichtschwächeren Nachbarn UGCA276 weniger als 100 kpc beträgt, was eine gravitative Wechselwirkung ermöglichen würde, wobei jedoch keine Materiebrücke zwischen den Galaxien erkennbar ist.
Spiralgalaxie NGC5330 (CVn) am 03.04.2025, f = 1200 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, skaliert auf 35% und 50% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50% und 70% der Originalauflösung). Die bläuliche Farbe der Spiralarme deutet auf eine hohe Sternentstehungsaktivität hin. Im oberen Bild sind auch noch die lichtschwachen Galaxien SDSS J131420.58+363407.9 östlich (links) von NGC5033, die im Aladin-Atlas als "Low Surface Brightness Galaxy" klassifiziert wird, und UGC8314 süd-südöstlich von NGC5033 erkennbar.
Zwerggalaxie NGC4449 (CVn) am 01./02.04.2025, f = 1200 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, skaliert auf 35%, 50% und 70% der Originalauflösung in unterschiedlichen Prozessierungsvarianten (große Bilder skaliert auf 50%, 70% und 100% der Originalauflösung). Der nördliche (obere) Bereich der Galaxie zeigt deutlich bläuliche Sternhaufen und rötliche Strukturen, vermutlich HII-Emissionsregionen, beides Hinweise auf eine hohe Sternentstehungsaktivität. Im ersten Bild ist der innere Bereich des Halos von NGC4449 zu erkennen. Im kontrastverstärkten Negativbild ist ansatzweise die sehr lichtschwache Begleitgalaxie NGC4449B südöstlich (unten links) von NGC4449 sichtbar, die praktisch gleichzeitig von Rich et al. (2012, DOI: 10.1038/nature10837) und Martínez-Delgado et al. (2012, DOI: 10.1088/2041-8205/748/2/L24) entdeckt wurde. Gemäß Martínez-Delgado et al. (2012) war NGC4449B ursprünglich eine irregulär-sphäroidale Zwerggalaxie, die im Zuge der Begegnung mit NGC4449 verzerrt und auseinandergerissen wurde. Dies wird als "getarnte Verschmelzung" ("stealth merger") bezeichnet, weil NGC4449B einen starken gravitativen Einfluss auf die Dynamik von NGC4449 ausübt, aber dennoch optisch kaum identifizierbar ist.
Edge-On-Galaxie NGC3628 (Leo) am 30.03.2025, f = 1200 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, skaliert auf 35% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50% und 70% der Originalauflösung). Die Galaxie wird von einem dunklen, stark strukturierten Staubband durchzogen, das sich in seinem westlichen (rechten) Teil in mehrere lineare Strukturen aufspaltet. Ost-nordöstlich der Galaxie ist, insbesondere im kontrastverstärkten Negativbild, eine diffuse Struktur erkennbar, die vermutlich dem Ansatz des sehr lichtschwachen Gezeitenschweifs der Galaxie entspricht.
Zwerggalaxie Leo I (UGC5470) (Leo) am 28.03.2025, f = 1200 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, skaliert auf 35% und 70% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50%, 70% und 100% der Originalauflösung). Leo I ist eine Satellitengalaxie unserer Milchstraße, die sich in einer Entfernung von 254 kpc (828 Lichtjahre) befindet (Ruiz-Lara et al., 2021, doi: 10.1093/mnras/staa3871), was gut einem Drittel der Entfernung zur Andromeda-Galaxie entspricht. Diese Studie untersucht die Geschichte der Sternentstehung von Leo I und zeigt, dass eine Phase intensiver Sternentstehung in der Galaxie vor etwa einer Milliarde Jahren abgeschlossen wurde und aus der geringen Menge an Gas abgeleitet werden kann, dass die Galaxie vor kurzem einen Übergang vom unregelmäßigen (dIrr) zum sphäroiden (dSph) morphologischen Typ der Zwerggalaxien vollzogen hat. Das Bild löst die Galaxie in eine Vielzahl von Einzelsternen auf. Im östlichen (linken) Teil von Leo I zeigt es eine grünliche Nebelstruktur mit einem scheinbaren Durchmesser von 8 Bogensekunden, bei der es sich möglicherweise um eine HII-Emissionsregion mit zusätzlicher [OIII]-Emission handelt. Sofern sich diese Struktur innerhalb von Leo I befindet, besitzt sie einen Durchmesser von 32 Lichtjahren.
Galaxiengruppe um NGC3190 (Leo) am 06.03.2025, f = 1200 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, skaliert auf 35% und 70% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50% und 70% der Originalauflösung). Diese Galaxiengruppe ist auch unter der Bezeichnung Arp316 bekannt. NGC3190 ist eine schräg von der Seite gesehene Spiralgalaxie mit ausgeprägtem Staubband. Die Balkenspiralgalaxie NGC3187 ist verzerrt, was auf eine gravitative Interaktion mit ihrem Nachbarn NGC3190 hindeutet. NGC3187 zeigt einen weniger gelblichen Farbton als die umliegenden Galaxien, was einen erhöhten Anteil an hellen blauen Sternen und damit eine hohe Sternentstehungsaktivität impliziert. NGC3185 ist eine regelmäßig geformte Balkenspiralgalaxie und NGC3193 eine strukturlose elliptische Galaxie. Die wesentlich kleineren und lichtschwächeren Objekte LEDA86788 und LEDA2806871 sind Zwerggalaxien. Das extrem kontrastverstärkte Negativ-Grauwertbild zeigt die lichtschwachen Außenbereiche der Galaxien, die vermutlich teilweise den hellsten Teilen ihrer Halos entsprechen.
Galaxiengruppe um NGC2537 (oben) und IC2233 (unten) (Lyn) am 05.03.2025, f = 1200 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, original und geschärft, skaliert auf 35% und 70% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50% und 70% der Originalauflösung). Diese Region wurde in der Studie von Matthews et al. (2008, DOI: 10.1088/0004-6256/135/1/291) eingehend untersucht. Sie klassifizieren NGC2537 als blaue kompakte Zwerggalaxie und IC2233 als extrem dünne ("superthin") Edge-On-Spiralgalaxie. Ihre Analyse von Entfernungsmessungen unter Verwendung verschiedener Methoden kommt zu dem Schluss, dass NGC2537 und IC2233 Distanzen von 23 bzw. 33 Millionen Lichtjahren zur Erde haben, was bedeutet, dass sie nicht gravitativ miteinander wechselwirken. Die lichtschwächeren und scheinbar kleineren Galaxien im Bildfeld sind mindestens etwa 30mal so weit entfernt. Die Autoren weisen auch darauf hin, dass IC2233 keinen Kern besitzt und fast exakt von der Seite zu sehen ist. Darüber hinaus deutet die bläuliche Farbe der äußeren Scheibenränder auf das Vorhandensein heller blauer Überriesensterne hin. Hα-Schmalbandaufnahmen in der Arbeit von Matthews et al. (2008) zeigen auch eine Vielzahl von kompakten und großen HII-Emissionsregionen. Dennoch wird die Sternentstehungsaktivität der Galaxie insgesamt aufgrund ihrer schwachen 21-cm-Radioemission als niedrig eingeschätzt.
Galaxiengruppe NGC3424 (Mitte), NGC3430 (oben links) und NGC3413 (unten rechts) (LMi) am 04.03.2025, f = 1200 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, skaliert auf 35% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50% und 70% der Originalauflösung). Ganz am rechten Rand ist das interagierende Galaxienpaar NGC3395/NGC3396 zu erkennen (siehe auch Aufnahme vom 02.03.2025). Bedingt durch die sehr starke Luftunruhe erscheinen die Sterne leicht verzerrt. NGC3424 zeigt in ihren Außenbereichen rötliche Strukturen, die auf Sternentstehung in Verbindung mit HII-Emissionsregionen hindeuten. Die Spiralgalaxie NGC3430 zeigt in ihrem südlichen (unteren) Spiralarm eine ähnliche Hα-Emission und in ihrem nördlichen Spiralarm eine Kette bläulicher Objekte, bei denen es sich um junge Sternhaufen handeln dürfte. NGC3413 ist eine weitgehend strukturlose lentikuläre Galaxie, deren Farbe im Unterschied zu NGC3424 und NGC3430 mit ihren gelblichen Zentralbereichen eher in Richtung weiß tendiert.
Balkenspiralgalaxie NGC3359 (UMa) am 03.03.2025, f = 1200 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, skaliert auf 35%, 70% (RGG-Bilder) und 100% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50%, 70% und 100% der Originalauflösung). Die Spiralarme der Galaxie sind von bläulichen Knoten durchzogen, bei denen es sich um Sternentstehungsgebiete handeln dürfte, die eine Vielzahl heller junger Sterne enthalten.
Interagierendes Galaxienpaar NGC3395/NGC3396 und benachbarte Galaxien (LMi) am 02.03.2025, f = 1200 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, skaliert auf 35% (RGG-Bild) und 100% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50%, 70% und 100% der Originalauflösung). Die unteren beiden Vergrößerungen von NGC3395 und NGC3396 zeigen das Auftreten diffuser Materie am Berührungspunkt der Galaxien. Hier wurden Sterne, Gas und Staub aufgrund der gravitativen Wechselwirkung aus den Galaxien herausgerissen.
Galaxienhaufen Abell1185 (UMa) am 19.02.2025, f = 600 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, skaliert auf 35%, 70% und 105% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50%, 70% und 100% der Originalauflösung). Die Galaxie NGC3561 im nordöstlichen (oberen linken) Bildteil, auch als "The Guitar" bekannt, zeigt einen langen ausgeprägten Gezeitenschweif, dessen nördliches Ende leicht bläulich erscheint, was auf intensive Sternentstehung aufgrund gravitativer Wechselwirkung hindeutet.
Emissions- und Reflexionsnebel um den Sternhaufen NGC2264 (Mon), Spiralgalaxie NGC3631 (UMa) am 18.02.2025, f = 600 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, skaliert auf 35%, 70%, 105% und 150% der Originalauflösung (große Bilder von NGC2264 skaliert auf 50% und 70% und von NGC3631 skaliert auf 50%, 70% und 100% der Originalauflösung). Im südlichen (unteren) Teil der Emissionsregion um NGC2264 sticht der berühmte "Cone Nebula" hervor, während im nördlichen (oberen) Teil ausgedehnte Gasnebel, die tiefrote Hα-Strahlung emittieren, und blau erscheinende staubreiche Reflexionsnebel einander überlagern. Die stark strukturierte Spiralgalaxie NGC3631 zeigt an ihrem Ostrand ein grünliches Detail, das eine riesige OIII-Emissionsregion sein könnte. Die unregelmäßig geformte Galaxie nord-nordöstlich (oben links) von NGC3631 ist NGC3656 mit ausgeprägter Schalenstruktur. Darin befindet sich südlich (unterhalb) des Kernbereichs ebenfalls eine grünliche Region. Im oberen Teil des Bildes ist weiträumig verteilt eine Vielzahl leicht unscharfer, nicht rotationssymmetrischer Objekte zu erkennen, bei denen es sich um Mitglieder des weit entfernten Galaxienhaufens Abell1225 handelt.
Orionnebel M42 mit "Running Man Nebula" NGC1977 (Ori), aktive Galaxie M82 (UMa) am 17.02.2025, f = 600 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, skaliert auf 35% und 100% der Originalauflösung (große Bilder von M42 und M82 jeweils skaliert auf 50%, 70% und 100% der Originalauflösung).
Reflexionsnebel IC447 (Mon), auch als "Dreyer's Nebula" bekannt, am 05.02.2025, f = 600 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, skaliert auf 35% und 50% der Originalauflösung, in unterschiedlichen Prozessierungsvarianten (große Bilder skaliert auf 50% und 70% der Originalauflösung). Die mit der Software Starnet++ erzeugte "sternlose" Version des Bildes hebt die feinen Details des Nebels und seine Farbvariationen hervor. Der Nebel ist mit einigen hellen blauen Sternen assoziiert, die vermutlich aus dessen Material entstanden sind. An seinem nordwestlichen (oberen rechten) Rand geht IC447 in einen Dunkelwolkenkomplex über, der bis zu den kleinen hellen Reflexionsnebeln IC446 (ganz oben am Bildrand, mit mehreren orangefarbenen jungen stellaren Objekten) und NGC2245 (oben links) reicht.
Von oben links nach unten rechts: Edge-On-Galaxie NGC2820 mit ihrem kleinen Begleiter IC2458, Edge-On-Galaxie NGC2814, Balkenspiralgalaxie NGC2805 (UMa) am 04.02.2025, f = 600 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, skaliert auf 35%, 50% und 70% der Originalauflösung. Diese Gruppe von vier Galaxien ist auch als Holm 124 bekannt. Es sind deutliche Anzeichen gegenseitiger gravitativer Wechselwirkungen erkennbar: (i) Die westliche (rechte) Hälfte von NGC2820 ist in Richtung von IC2458 verzerrt, die wiederum leicht bläulich erscheint, was auf starke Sternentstehungsaktivität hindeutet; (ii) die Form von NGC2814 ist ebenfalls nicht ganz symmetrisch; (iii) NGC2805 zeigt in ihrem südlichen (unteren) Spiralarm eine Häufung von riesigen blauen Sternhaufen, einige davon größer als die Galaxie IC2458, die ebenfalls als Gebiete mit starker Sternentstehungsaktivität interpretiert werden können.
Kleine Reflexionsnebel NGC2247, NGC2245 und IC446 nördlich von Dreyer's Nebula IC447 (Mon), Edge-On-Galaxie NGC4565 (Com) am 02.02.2025, f = 1200 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, jeweils skaliert auf 35% und 70% der Originalauflösung (große Bilder von IC447 und NGC4565 jeweils skaliert auf 50% und 70% der Originalauflösung). Gemäß Aladin-Atlas umgeben die hellen Nebel NGC2247 im östlichen (linken) und NGC2245 im südöstlichen (unteren linken) Bildteil die Herbig-Ae-Sterne HD259431 bzw. LkHα 215. Diese Sterne gehören zu einer Klasse junger stellarer Objekte. Vermutlich sind sie in das Material eingebettet, aus dem sie sich gebildet haben. Der etwas lichtschwächere Nebel IC446 in der nordwestlichen (oberen rechten) Bildecke umgibt den 11.5 mag hellen Stern TYC737-255-1. Seine Farbe geht von bläulich im Norden (oben) in rötlich im Süden (unten) über. Der rötliche Teil des Nebels liegt zwischen den Sternen LkHα 274 im Osten (links) und VY Mon im Westen (rechts). Im Gebiet zwischen den drei hellen Nebeln befindet sich eine Vielzahl lichtschwacher Herbig-Haro-Objekte, die Schockfronten darstellen, an denen Sternwinde junger stellarer Objekte mit dem umgebenden interstellaren Medium interagieren (Movsessian et al., 2021, DOI:10.1093/mnras/staa3302). Diese Herbig-Haro-Objekte wurden erstmalig in dem genannten Artikel beschrieben, also vor gerade einmal vier Jahren. In der hier gezeigten Kontinuumsaufnahme sind allerdings nur einige wenige von ihnen zu erkennen, und deren Intensität liegt nur knapp über der Detektionsschwelle. Die drei Reflexionsnebel NGC2247, NGC2245 und IC446 sind in der untersten Reihe von links nach rechts in größerem Maßstab wiedergegeben, zusammen mit einer Grauwert-Negativdarstellung der Umgebung des am "deutlichsten" sichtbaren Herbig-Haro-Objekts HH1202C knapp südlich von IC446. Der Bereich zwischen den hellen Nebeln ist durch Dunkelwolken geprägt, die das Licht der dahinterliegenden Sterne absorbieren und so als Regionen mit sehr geringer Sterndichte hervortreten. Die oberen Bilder zeigen die berühmte Edge-On-Spiralgalaxie NGC4565, die aufgrund ihrer langgestreckten scheinbaren Form auch als "Nadelgalaxie" bekannt ist. Die Galaxie ist von der Seite zu sehen und zeigt, dass der Durchmesser der zentralen Ausbuchtung fast doppelt so groß ist wie die Dicke der Scheibe. Riesige dunkle interstellare Staubwolken mit komplizierter kleinskaliger Struktur sind um die Scheibenebene herum konzentriert. Die kleinere Galaxie in der südwestlichen (unteren rechten) Bildecke ist NGC4562.
Spiralgalaxie NGC3521 (Leo) am 01.02.2025, f = 1200 mm, QHY294C, mit IRB-Filter, skaliert auf 35% und 70% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50%, 70% und 100% der Originalauflösung). Die Spiralarme zeigen stark ausgeprägte Strukturen. Westlich (rechts) der Scheibe sind zwei lange Staubbänder zu erkennen.
HII-Emissionsregion IC410 (Aur) am 14.01.2025, f = 600 mm, QHY294C, mit Hα+OIII-Filter, in zwei Prozessierungsvarianten (RGG- und RGB-Bild), skaliert auf 35% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50% der Originalauflösung). Die Aufnahme erfolgte bei Vollmond, während wiederholt dünne Wolken durch das Gesichtsfeld zogen und das helle Mondlicht streuten. Der Nebel wird auch "Kaulquappennebel" genannt. Dieser Name bezieht sich auf die beiden länglichen Globulen am nordöstlichen (oberen linken) Rand des Nebels, die aus Gas und Staub bestehen und in denen junge Sterne entstehen. Der knapp nordöstlich des Zentrums des Nebels erkennbare, in diesen eingebettete kleine offene Sternhaufen ist NGC1893.