Nachdem Sh2-132 im Jahr 2020 als Beifang nur zu einem Teil aufs Bild gekommen ist, sollte der Emissionsnebel dieses mal dem kleinen Refraktor in seiner Gänze abgelichtet werden. Dafür habe ich an zwei Abenden mehr als drei Stunden Belichtungszeit investiert. Dafür ist sogar noch ein kleiner offener Sternhaufen, Teutsch 126, gleich westlich des Nebels, quasi am Hintern des Löwenbabys, zu sehen, und ein zweiter, Berkeley 94, südlich des hellen Sterns am linken Bildrand. Berkeley 94 hatte ich schon mal eher als Beifang erwischt.

Datum: 24.09.23, 22:51h MESZ, 25.09.23, 21:11 MESZ

Optik: f=380 mm f/4,8

Nachführung: TVGuider mit Watec 120N an 90 mm f/5,6

Gesamtbelichtungszeit: 100+90 min (Einzelbilder: 600 Sekunden)

Kamera: Atik 490EX

Filter: 6nm H-alpha Filter von Astronomik

Diese Aufnahme galt dem "Kopf des Löwenbabys", dem hellsten Teil des Emissionsnebels Sh2-132, den ich 2011 schon einmal mit anderen Gerätschaften aufgenommen hatte. Dieses Mal habe ich den Nebel nicht so kontrastreich dargestellt, um auch in den schwächeren Nebel in der Umgebung noch Strukturen herausarbeiten zu können.

Datum: 08.09.23, 00:22h MESZ

Optik: f=750 mm f/5,6

Nachführung: TVGuider mit Watec 120N an 90 mm f/5,6

Gesamtbelichtungszeit: 100 min (Einzelbilder: 600 Sekunden)

Kamera: Atik 460EX

Filter: 6nm H-alpha Filter von Astronomik

Diese Aufnahme mit dem kleinen Refraktor ist der Beifang, als mit dem großen Refraktor NGC 7235 aufgenommen wurde, der oben rechts im Bild zu sehen ist. Leider ist dadurch das Löwenbaby, wie Sh2-132 wegen seines Aussehens auch genannt wird, in die untere linke Ecke gerutscht und nur teilweise im Bildfeld. Die Schnauze und die Beine des Löwenbabys sind links und unten abgeschnitten. Nur das Schwänzchen ragt keck in die Höhe.

Unterhalb von NGC 7235 ist eine Sternkette aus drei hellen Sternen sichtbar. Das sind von links nach rechts HD211554, ε Cephei und HD210855. HD211554 ist etwas kühler als unsere Sonne und 5,9 mag hell. ε Cephei ist 4,2 mag hell und vom Spektraltyp F0, also um Einiges massereicher und heißer als unsere Sonne. Er ist ein variabler Stern vom Typ Delta Scuti, dessen Helligkeit ziemlich exakt im Stundentakt um 0,06 Größenklassen schwankt. Das ist visuell kaum wahrnehmbar, aber fotometrisch gut nachweisbar. Zugleich ist ε Cephei auch ein Stern mit hoher Eigenbewegung, der sich pro Jahr um 416 Millibogensekunden nach Osten und 53 Millibogensekunden nach Norden bewegt.

HD210855 ist vom Spektraltyp F8 und somit massereicher und heißer als unsere Sonne. Er ist ein Doppelstern, dessen Hauptkomponente 5,1 mag hell ist und dessen 10,1 mag heller Begleiter, ein Weißer Zwerg, 54 Bogensekunden südöstlich von der Hauptkomponente entfernt steht. Das ist selbst mit dem kleinen Refraktor bequem auflösbar. Beide Sterne haben eine hohe jährliche Eigenbewegung von 234 Millibogensekunden nach Osten und 129 Millibogensekunden nach Norden. Was auf den ersten Blick winzig erscheint, läppert sich aber mit den Jahren. Nebenstehend sind die Aufnahmen aus dem POSS 1 (1952, rot), dem POSS 2 (1991, grün) und meine Aufnahme (2020, blau) kombiniert. Die Bewegung der Hauptkomponente ist nur an den versetzten Beugungskreuzen und dem einseitigen blauen Schimmer erkennbar. Der Begleiter ist jedoch einmal als roter, einmal als weißer und einmal als blauer Stern deutlich erkennbar. Müsste der Stern von der Aufnahme des POSS 2 nicht grün erscheinen? Ja müsste er, aber er hat zum Zeitpunkt der Aufnahme des POSS 2 einen anderen etwa gleichhellen Stern bedeckt, der natürlich auch auf der älteren Aufnahme des POSS 1 und meiner neuen Aufnahme an derselben Stelle im Hintergrund steht. Deswegen erscheint er weiß. Und wenn man die Aufnahmen des POSS 1 und 2 an dieser Stelle vergleicht, zeigt der POSS 2 (bzw. der DSS) dort nur einen einzigen Stern.

Datum: 19.09.20, 23:14h MESZ

Optik: f=380 mm f/4,8

Nachführung: TVGuider mit Watec 120N an 90 mm f/5,6

Gesamtbelichtungszeit: 120 min (Einzelbilder: 600 Sekunden)

Kamera: Atik 490EX

Filter: 6nm H-alpha Filter von Astronomik

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