ein tiefes Portrait unserer Nachbargalaxie
Vor genau 93 Jahren begann eine neue Ära der Astronomie. In der Nacht vom 5. auf den 6. Oktober 1923 belichtete Edwin Hubble mit dem 100 Zoll Teleskop auf dem Mount Wilson die fotografische Platte mit der Nummer H 335 H. Aufnahmeobjekt war der nordöstliche Teil des Zentrums des Andromedanebels Messier 31. Hubble markierte auf der Platte die Positionen von drei vermutlichen Novae. Später stellte sich heraus, dass eines der drei Objekte ein veränderlicher Stern des Cepheiden Typs ist. Dessen Helligkeitsvariation wurde zum Beweis dafür, dass der Andromedanebel ein eigenständiges, riesiges Sternensystem außerhalb unserer Galaxie ist.
Dieser Blog zeigt ein Beispiel zur Leistungsfähigkeit einer gekühlten CCD Kamera zusammen mit einem kleinen Amateurteleskop - eingesetzt in Großstadtnähe. Vorgestellt wird ein hoch aufgelöstes (Abbildungsmaßstab 1.5"/Pixel) Mosaik des Andromedanebels Messier 31 mit einer Grenzgröße von knapp der 20. Magnitude.
Inhaltsverzeichnis:
- Zur Idee Projekt Andromedanebel
- Das Mosaik
- Die Begleitgalaxien von M31
- Grenzgrößenbestimmung der Mosaikfelder
- Referenzen und Links
- Dank und Korrekturen
Institution of Washington
Wozu Edwin Hubble und Walter Baade vor knapp 100 Jahren noch den 2.5- und 5 Meter Spiegel - damals die größten Teleskope der Erde - absolut dunkle Nächte auf dem Mount Wilson und stundenlange Belichtungszeiten benötigten, kann der Amateur heute mit kleinsten Teleskopen und der CCD-Technik von seinem "Backyard" Observatorium - auch aus unmittelbarer Großtadtnähe - nachvollziehen.
Nun, etwas übertrieben ist das natürlich schon. Aber zumindest ist es dem Amateurastronomen möglich, diese Beobachtungen nachzuvollziehen und z.B. Einzelobjekte (Veränderliche, Offene Sternhaufen, Kugelsternhaufen und H-II Regionen) im Andromedanebel abzubilden und damit nachzuweisen. Selbst die Photometrie der hellsten Veränderlichen liegt im Rahmen der Möglichkeiten.
Vergessen wir nicht, dass erst 1923 durch E. Hubble mit der Entdeckung von Cepheiden im Andromedanebel der endgültige Nachweis erbracht wurde, dass es sich bei M31 nicht um einen Nebel innerhalb unserer Milchstraße, sondern um eine eigenständige Galaxie handelt, und damit ein jahrelanger Streit entschieden wurde.
Zur Idee Projekt Andromedanebel
Im Sommer 2002 wurde eine herkömmliche Fotografie (noch chemisch) des Andromedanebels in Namibia belichtet, wobei zur Nachführung die damals neue SBIG ST-10XME Kamera eingesetzt wurde. Nachführinstrument war ein 5 Zoll Refraktor mit f = 860 mm Brennweite. Das CCD Bild wurde zur Kontrolle abgespeichert, im Bildausschnitt lag auch NGC 206.
NGC 206 wird in den Katalogen als "Star Cloud" geführt. Es handelt sich um eine sehr große H-II Region mit Sternentstehung, Gasnebeln und offenen Sternhaufen, ähnlich dem Eta Carina Komplex oder dem Orionnebel.
Die Sichtung der CCD Aufnahme zeigte eine verblüffend hohe Detailauflösung in NGC 206 und eine teilweise Auflösung in Einzelobjekte. Wieder zu Haus in Deutschland wurde beschlossen, das selbe Feld der Namibianschen Aufnahme mit gleichem Instrument und gleicher Belichtungszeit erneut aufzunehmen, um beide Bilder vergleichen zu können.
Nun ist das kleine Dorf Redderse bei Hannover in Norddeutschland nicht Namibia mit seinem tiefschwarzen Himmel, aber beide Aufnahmen unterschieden sich nur unwesentlich. Die "deutsche" Aufnahme ist deutlich verrauschter, was in der Helligkeit des Himmelhintergrundes begründet liegt.
Trotzdem sah das in Deutschland aufgenommene Rohbild vielversprechend aus. Aufgrund der Abbildung vieler Details und Einzelobjakte, reifte die Idee ein "tiefes" Mosaik von Messier 31 als eigenständiges Projekt aufzunehmen. Und so wurde im Herbst 2002 begonnen das erste Mosaikfeld aufzunehmen. Abgeschlossen wurden die Aufnahme der Rohbilder im Herbst 2004.
Beobachtungsort der Aufnahmen war das kleine Dorf Redderse (ca. 800 EInwohner), Luftlinie ca. 15 Kilometer vom Zentrum Hannovers entfernt. Die besten Nächte, bezogen auf die Transparenz der Atmosphäre hat man hier von Anfang September bis ca. Mitte Oktober. In einigen Nächten ist dann noch die Milchstraße sichtbar, aber die visuelle Grenzgröße selten schwächer als 4.8 Magnitude.
Das Teleskop befindet sich in einer BAADER 2.6 Meter Kuppel, die auf dem Dach eines 2-Familiehauses aufgestellt ist, siehe Abbildung rechts. Für das hier vorgestellte Andromeda Mosaik kam folgendes Equipment zum Einsatz:
- ein 5" Vixen Refraktor ED 130 SS mit der fokalen Brennweite von 860 Millimeter,
- eine SBIG CCD Kamera ST10-XME und ein
- Baader UV/IR Sperrfilter.
Zu dieser Zeit war die ST10 die empfindlichste Kamera auf dem Amateurmarkt. Es war eine dual Chip Kamera, welche neben der Bildaufnahme auch das Guiding übernahm.
Das Mosaik
Aufnahmedaten und Objektdetails
Das Gesamtmosaik ist in voller Auflösung 9006 x 8904 Pixel groß und bei 96 dpi Auflösung unkomprimiert knapp 300 Megabyte groß! Deshalb wurde es in einzelne Segmente zerlegt, um die Downloadzeiten zu minimieren. Trotzdem ist jedes Segment - je nach Datenfülle - immer noch zwischen 400 und 1900 Kb groß. Klicken auf ein etsprechendes Feld, wird Ihnen die Bilddatei in voller Auflösung (Maßstab ca. 1.5"/Pixel) auf Ihren PC geladen. Die Teilmosaike werden in einem separatem Browserfenster geöffnet.
Hinweis:
Viele der Kugelsternhaufen erscheinen auf den CCD-Aufnahmen eindeutig diffus, ebenso wie viele der Offenen Sternhaufen und der H-II Regionen. Die Kugelsternhaufen G 41, -54, -55, -56, -57, -61, -63 und -73 in Feld 02 gehören zu NGC 205. Unterhalb von NGC 205 zieht sich eine Kette von Kugelsternhaufen (z.B. G 58, -59, -64, -65 und -66) in Richtung auf das Zentrum von M31, die sicher mit der Materiebrücke von Sternen und Gas.
Einige der Kugelsternhaufen haben Helligkeiten um die 14,- und 15. Größenklasse und sind somit mit Teleskopen größerer Öffnung auch visuell zu beobachten (siehe auch R. Stoyan in Interstellarum Nr. 9, Seite 31ff). Der hellste Kugelhaufen - G001 - in Feld 06 hat 13m7. Die größeren Kugelhaufen bilden sich in scheinbaren Durchmessern zwischen 2 und 5 Bogensekunden ab.
Die Aufnahmedaten
Das Gesamtbild besteht aus 13 Einzelfeldern, die hier zu 10 Mosaikfelder zusammengeführt sind. Jedes dieser Einzelfelder besteht - je nach Transparenz des Himmels während der Aufnahmen - aus entweder vier Einzelbelichtungen von je 300 Sekunden- oder zwei Einzelbelichtungen je 600 Sekunden Belichtungszeit. Die Gesamtbelichtungszeit des kompletten Mosaiks betrug also 4 Stunden und 20 Minuten. Dazu kamen einige Stunden für die Begleitgalaxien und die Grenzgrößenfelder. Und nicht zu vergessen ca. 150 Stunden für die Bildverabeitung und die Umsetzung zu dieser Website.
Durch die unterschiedlichen atmosphärischen Bedingungen während der einzelnen Aufnahmen war ein Teil der Mosaikfelder deutlich höher verrauscht als andere. Diese wurden vor der Montage mit NEAT-Image geglättet. Ansonsten kam zur Bildverarbeitung nur CCDOPS und PHOTOSHOP zum Einsatz. Alle Rohbilder sind jeweils nur über ein einziges Darkframe korrigiert! Flatfieldkorrekturen wurden nicht angebracht!
Kugelsternhaufen, Offene Sternhaufen, und die H-II Regionen, die auf den Teilmosaiken markiert sind, wurden nicht über Koordinaten übertragen, sondern - nach besten Wissen und Gewissen - aus einem Atlas von M31 des Kitt Peak Observatory (siehe unter Referenzen) übertragen. Informationen über stellare Objekte (Variable) stammen aus den unten angeführten Datenquellen und einem Testfeld.
Die Begleitgalaxien von M3
NGC 205 -147 -185 und And I - III
Zum"Projekt Andromedanebel" gehört auch die bildliche Dokumentation einiger dem Amateur zugänglichen Begleitgalaxien des großen Andromedanebels. Ähnlich wie die große- und die kleine Mahellansche Wolke gravitativ an unser Milchstraßensystem gebunden sind, hat auch die Andromedagalaxie einige Begleiter. Dazu gehören natürlich an erster Stelle die 3 hellen elliptischen Galaxien NGC 205, NGC 147 und NGC 185.
Das Bild links außen zeigt die Lage von NGC 205 (unten) und die beiden sehr weit entfernten Begleiter NGC 185 (oben links) und NGC 147 (oben rechts). NGC 147 und NGC 185 sind beide als elliptische Dwarf Galaxien klassifiziert. Beide haben in etwa die gleiche Gesamthelligkeit, wobei NGC 147 flächenmäßig deutlich größer ist.
Die Auswirkung zeigt das rechte Bild, die Flächenhelligkeit von NGC 147 ist deutlich geringer als die von NGC 185. NGC 147 war auch visuell im Teleskop von meinem Beobachtungsort eher zu erahnen als zu sehen, wogegen NGC 185 deutlich sichtbar war.
Beide Bilder (links und oben) sind Screenshots aus der Software "Desktop Planetarium" aus den USA.
NGC 205 und M 32 ist die hellste Begleitgalaxie des Andromedanebels.
Sie steht in einer Entfernung von nur 1 Million Lichtjahre zu unserer Milchstraße und uns damit deutlich näher als der Andromedanebels selbst (ca. 2.5 Millionen Lichtjahre). Sie wird in den Katalogen mit einer Helligkeit von 8m9 bei einer scheinbaren Fläche von 15 x 8 Bogenminuten geführt.
NGC 205 zeigt deutlich zwei sehr große Dunkelwolken, eine nördöstlich- und eine südöstlich des Zentrums. Auch der Kernbereich zeigt bereits im 5 Zöller einiges an Struktur, so z.B. eine hellere Region direkt über dem Zentrum der Galaxie. Die Aufnahme von NGC 205 ist eine Addition von drei Belichtungen je 10 Minuten, aufgenommen durch ein UV/IR Sperrfilter mit dem 5 Zöller und der SBIG ST-10XME. Auch die folgenden Aufnahmen von NGC 147 und NGC 185 sind so aufgenommen.
M 32, die elliptische Galaxie südöstlich vom Zentrum des Andromedanebels bleibt im 5" ohne jede Struktur. Der Kernbereich ist so hell, dass selbst bei kurzen Belichtungszeiten ein Blooming der ST-10XME einsetzt. Deshalb wurde auf eine Bildwiedergabe verzichtet.
Skaliert man das Feld 01 auf schwache Flächenhelligkeiten, ist es übrigens problemlos möglich den Strom von Sternen zwischen NGC 205 und dem Zentrum des Anfromedanebels sichtbar zu machen.
NGC 147 (links) und NGC 185 (rechts) stehen am Himmel ca. 1 Grad in Rektaszension auseinander, sodass beim Abbildungsmaßstab 5" Refraktor und ST-10XME ein Mosaik aus zwei Feldern belichtet wurde, um beide Galaxien zusammen abzubilden. Beide Galaxien wurden in der gleichen Nacht nacheinander aufgenommen, das Bild ist eine Adition aus drei Belichtungen je 10 Minuten.
Das Seeing war in jener Nacht nicht besonders optimal. NGC 147 bleibt im 5 Zöller ein diffuses und "formloses Etwas" ohne zentrale Verdichtung. Es finden sich auf der Aufnahme einige difusse, stellare Objekte, die durchaus ebenfalls Kugelsternhaufen sein können. Der Bildvergleich oben zeigt deutlich die sehr unterschiedlichen Flächenhelligkeiten beider Galaxien und die deutlich größere Fläche von NGC 147. NGC 147 wird mit einer Gesamthelligkeit von 10m4 und NGC 185 mit 10m3 in den Katalogen geführt.
NGC 185 zeigt auch einige diffuse stellare Objekte inner- und ausserhalb der Galaxie. Auffällig ist jedoch eine sehr prominente, große- und scharf abgegrenzte Dunkelwolke nordwestlich des Kernbereichs. Eine deutlich schwächere zeigt das Bild südöstlich des Kernbereichs. Auch NGC 185 steht der Milchstraße deutlich näher (knapp 2 Millionen Lichtjahre) als der Andromedanebel selbst.
Andromeda I - III
Sydney van den Berg nahm am Anfang der 70er Jahre "tief" belichtete Platten mit dem 48" Schmidtspiegel auf dem Mount Palomar rund um den Andromedanebel auf und entdeckte darauf 3 diffuse Fleckchen, die später mit dem 5 Meter Spiegel in Einzelsterne aufgelöst werden konnten.
Auf dem linken Bild ist die Lage von Andromeda I markiert. Detailliertere Untersuchungen von Andromeda I bis III erfolgten erst Ende der 80er Anfang der 90er Jahre mit Teleskopen der 4 Meter Klasse.
Einen ausführlichen Artikel von P. Riepe u. H. Tomsik dazu finden Sie in: Interstellarum Heft 30, S. 42ff.
Im September 2004 wurde ein Versuch unternommen Andromeda I aufzunehmen. Die Koordinaten lauten: RA - 00h 45m 39.8s und +38Grad 02' 28"
GUIDE zeigt an diesen Koordinaten die Galaxie PGC 2666 mit einer Größe von 2.5' x 2.5' bei einer scheinbaren Helligkeit von 12m8. Der hellste Stern im Feld der ST10-XME hat knapp 9. Größenklasse.
Nichts wies darauf hin, dass dies ein besonders lichtschwaches Objekt sei, umso größer war die Verwunderung, dass sich im 3-fach Pixel binning der ST10 nicht die Andeutung eines diffusen Objektes sichtbar wurde.
Bislang war ich es gewohnt, dass die ST10 in diesem Aufnahmemodus jedes Objekt bei einer Belichtungszeit von 5 Sekunden andeutungsweise zeigt. Hier war selbst bei 30 sekündiger Belichtungszeit absolut nichts zu sehen. Das eingestellte Feld stimmte aber mit dem Kartenausschnitt von GUIDE überein.
Deshalb wurde eine 30-minütige Belichtung gestartet. "Probieren geht ja bekanntlich über studieren".
Aber auch die 30-minütige Belichtung zeigt nach Abzug des Dunkelbildes eigentlich nichts an der Position von Andromeda I. Erst mit einer sehr extremen Bildverarbeitung ließ sich die Begleitgalaxie sichtbar machen. Das Ergebniss sehen Sie unten.
Wirklich kein schönes Bild, aber immerhin ein Erfolg. Meines Wissens nach eines der wenigen Amateuraufnahmen überhaupt und ganz sicher das einzige Bild, aufgenommen mit einer Öffnung von nur 5 Zoll.
Nach einem Literaturstudium löste sich das Rätsel um die Probleme von And I. Dort wird eine Flächenhelligkeit von nur 24.9 Größenklasse pro Quadratbogensekunde angegeben. Somit liegt And I sicher an der Grenze des machbaren für den Amateur, der aus Großstadtnähe beobachtet.
Da die Flächenhelligkeit von Andromeda II und -III sind noch geringer, wurden keine weiteren Aufnahmen angefertigt. Beide wären sicher nachweisbar gewesen. Ich bin mir aber sicher, dass mit heutiger Technik (2016) und einer Öffnung von 200- bis 300 mm Aufnahmen gelingen würden, die auch in Andromeda II und III Einzelsterne zeigen würden.
Grenzgrößenbestimmung der Mosaikfelder
4 x 300 Sek. / 1 x 3600 Sek
Im Feld 05 des Mosaiks befindet sich das Baade Feld IV, ca 1.5 Grad südlich des Zentrums des Andromedanebels, welches z.B. in folgenden Publikationen eingehend untersucht wurde. Die zentralen Koordinaten (J 2000) für das Feld IV lauten: RA = 00h 37m 44s, DE = +39 Grad 57' 18"
- Roberta M. Humphreys
- Studies Of Luminous Stars in nearby Galaxies. Baades Field IV in M31
- Astrophysical Journal 234, 1979, und
- Walter Baade und Henrietta H. Swope
- Variable Star Field 96' South Preceeding the Nucleus of the Andromeda Galaxy
- Astrophysical Journal, Vol 68, 1963
Untenstehendes Bild zeigt das kontrastverstärkte Testfeld als hochaufgelöstem Ausschnitt aus Feld 05 mit einigen markierten Sternen und zwei Veränderlichen Sternen.
Die markierten Objekte sind im einzelnen:
| Objekt | Objekttyp | B-Helligkeit | B-Helligkeit max. | B-Helligkeit min. |
| A | Referenzstern | 16.24 | ||
| E | Referenzstern | 17.54 | ||
| I | Referenzstern | 18.54 | ||
| L | Referenzstern | 19.27 | ||
| M | Referenzstern | 19.66 | ||
| Var 15 | Variabel, Cepheide | |||
| Var 60 | Variabel, Bedeckungs-Veränderlicher | 19.78 | 21.40 | |
| A 184 | Sternentstehung, H-II, Einzelsterne + offene Sternhaufen | 18.90 | 19.48 | |
| PGC 2160 264 | Galaxie | 16.96 | ||
| MGC 7-2-11 | Galaxie | keine Angabe | ||
| MGC 7-2-12 | Galaxie | 17.24 |
Ergebnis:
Der Stern L mit m_blau von 19.27 ist sicher eindeutig, ebenso der Variable V 60 mit der Helligkeit zwischen 18.9 und 19.48, der Stern M mit m_blau von 19.66 liegt an der Nachweisgrenze.
19m7 an der Nachweisgrenze bei t = 4 x 300 Sekunden und das aus Großstadnähe mit einem 5 Zoll Refraktor. Zudem sind die hier angegeben Helligkeiten alle im blauen Spektralbereich (Johnson B) gemessen, in der die SBIG ST-10XME deutlich weniger empfindlich ist als im roten Spektralbereich bei 656 Nanometer. Das eröffnet dem Amateur vielfältige Möglichkeiten der Beobachtung - auch mit kleinen Teleskopen und aus "lichtverschmutzter" Umgebung.
Anmerkung: Die Rohbilder stammen ja aus den Jahren 2002 bis 2004, sind somit bereits bis zu 14 Jahre alt. Der Autor ist der festen Überzeugung dass sich heute - im Jahr 2016 - mit modernerer Technik und besserer Bildverarbeitung die Grenzgröße um 1 bis 2 Magnituden steigern ließe.
Ein weiteres - genau untersuchtes - Feld liegt ziemlich genau östlich des Zentrums von M31 (Feld 02). Dort findet man den hellsten Einzelstern des Andromedanebels, Hubbles Variablen Nr. 19, der bei maximaler Helligkeit mit größeren Teleskopen auch visuell beobachtbar ist .
V 19 ist identisch mit AF And, einem unregelmäßig Veränderlichen der S Doradus Klasse (LBV = Luminous Blue Variable), dessen Helligkeit zwischen ca. 13m3 und 17m5 schwankt. Die Helligkeiten der Vergleichssterne gibt nebenstehende Tabelle (nach Hubble+Sandage, 1953). Es sind ebenfalls fotografische Blauhelligkeiten.
| Stern | [mag] | Stern | [mag] |
| 1 | 13.13 | 12 | 16.33 |
| 2 | 14.65 | 13 | 16.65 |
| 3 | 14.68 | 14 | 16.83 |
| 4 | 15.04 | 15 | 16.96 |
| 5 | 15.40 | 16 | 17.03 |
| 6 | 15.55 | 17 | 17.05 |
| 7 | 15.71 | 18 | 17.07 |
| 8 | 15.89 | 19 | 17.47 |
| 9 | 16.20 | 20 | 17.61 |
| 10 | 16.23 | 21 | 17.98 |
| 11 | 16.30 | 22 | 18.62 |
Nach dem doch ermutigenden Ergebnis wurde im Herbst 2004 das gleiche Feld noch einmal aufgenommen, diesmal aber mit einer Belichtungszeit von einer Stunde. Die visuelle Grenzgröße lag während der Aufnahme bei 4m8. Folgende Abbildung zeigt das Ergebniss.
Ergebnis
Viel mehr bringt die lange Belichtungszeit nicht. Durch die 12mal längere Belichtungszeit eines Einzelbildes von oben,verschmiert bei annähernd gleichen Seeingbedingungen das Sternbild deutlich mehr.
Aber der Variable 15 und der Referenzstern M (siehe Tabelle oben) werden nun deutlich- und einige schwächere Objekte sichtbar.
Der Referenzstern T wird schwach sichtbar. Er ist mit einer B-Helligkeit von 21m12 angegeben. Er hat allerdings einen hohen B-V Index. Seine V-Helligkeit wird mit 20m25 angegeben.
So wird die Grenzgröße dieser Aufnahme bei ca. 20m5 liegen - erstaunlich für einen 5 Zoll Refraktor in Großstadtnähe.
Zur Abrundung hier die Helligkeiten der in Feld 03 markierten Veränderlichen Sterne
| Objekt | Objekttyp | B-Helligkeit | B-Helligkeit max. | B-Helligkeit min. |
| Var 01 | Cepheide | 18.2 | 19.4 | |
| Var 05 | Cepheide | 18.5 | 19.7 | |
| Var 10 | Cepheide | 18.8 | 19.6 | |
| Var 30 | Cepheide | 18.8 | 19.9 |
Referenzen und Links:
Edwin Hubble
Das Reich der Nebel
Friedrich Vieweg und Söhne, Braunschweig 1938
Edwin Hubble
A Spiral Nebula as a Stellar System, Messier 31
Carnegie Institution of Washington Mount Wilson Observatories December 1928
Roberta M. Humphreys
Studies Of Luminous Stars in nearby Galaxies. Baades Field IV in M31
Astrophysical Journal 234, 1979
Walter Baade und Henrietta H. Swope
Variable Star Field 96' South Preceeding the Nucleus of the Andromeda Galaxy, Astrophysical Journal, Vol 68, 1963
Götz Hoppe
Jenseits der Milchstraße
Sterne und Weltraum, Oktober 2003, Seite 43
Hartmut Eckstein, Holger Mandel
Einzelobjekte im Andromedanebel
SuW 6/86, Seite 336, Teil I
Hartmut Eckstein, Holger Mandel
Einzelobjekte im Andromedanebel,
SuW 5/88, Seite 309, Teil II
Ronald Stoyan
Galaxien der lokalen Gruppe - Teil 3
Interstellarum Nr. 9, S. 31ff.
Peter Riepe, Harald Tomsik
Die späroiden Zwerggalaxien des M31-Systems
Teil I in Interstellarum 30, S. 42ff, Teil II in Interstellarum 31, S. 48ff.
Kitt Peak:
Atlas of the Anfromeda Galaxy (hier finden Sie auch einige der o.a. Pubkikationen als pdf-files zum download)
Weitere Quellen:
[1] Hubble, Edwin;
Ap J 76, 44: Nebolous Objects in M 31 provisionally identified as globular clusters (1932)
[2] Skiff, Brian;
Deep Sky Magazine # 8: All about M 31
[3] Higgins, David;
Deep Sky Magazine # 32: The M 31 globular system
[4] Büchner, Michael und Niebling, Frank;
Sternzeit 2 /93: Kugelsternhaufen in M 31
[5] Veit, Klaus;
interstellarum 1: Kugelsternhaufen in M 31
[6] Veit, Klaus;
interstellarum 12: G1 visuell
[7] Stoyan, Ronald C.;
interstellarum 9: Galaxien der Lokalen Gruppe Teil III
[8] Hodge, Paul W.:
Atlas of the Andromeda Galaxy / University of Washington Press 1980
[9] Nasa Extragalactic Database, Level 5
http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/ANDROMEDA_Atlas/frames.html
[10] Crampton, D., Cowley, A. P., Schade, D., & Chayer, P.;
Ap J 288, 494-513: The M 31 globular cluster system (1985)
[11] http://cfa-www.harvard.edu/~pbarmby/m31gc/m31gc.html
[12] DA COSTA, G. S. and MOULD J. R.;
Ap J, 334, 159-174: The globular clusters of the dwarf elliptical galaxies NGC 147/ NGC 185 and NGC 205 (1988)
[13] Bohle, J. :
Extragalaktische Kugelsternhaufen; VdS Journal Sommer 2000
[14] Wacker, Wilfried:
G-Punkte; Magellan 1/2001
[15] Donelasci, Giovanni:
The heart of the andromeda galaxy; Magellan 1/2001
[16] Büchner, Michael und Niebling, Frank;
Sternzeit 2 /93: Kugelsternhaufen in M 31
Dank und Korrekturen
Dank gilt an dieser Stelle Herrn Jens Bohle, der auf einige Fehler in den Objektbezeichnungen aufmerksam gemacht hat, die im Atlas von Paul Hodge (Kitt Peak) bereits fehlerhaft sind. Ein weiterer Kommentar von Herrn Bohle und zusätzliche Literatur wie folgt ...
Da viele der Kugelsternhaufen in M 31 mittlerweile als Hintergrundgalaxien, Sterne oder H II-Regionen klassifiziert wurden, bedarf es einer Korrektur älterer Kataloge. Insbesondere der "Atlas of the Andromeda Galaxy" von Paul W. Hodge weist einige fehlidentifizierte Objekte auf. Folgende Liste zeigt Korrekturen der M 31-Objekte, welche keine Kugelsternhaufen sind. Hier sind nur die ursprünglich als Kugelhaufen identifizierten Objekte aus der Arbeit von Sargent, W., Kowal, C., Hartwick F., Van den Bergh, S.: Search for Globular Clusters in M 31; AJ 82, 947 - 953 (1977) aufgeführt, welche auch im Atlas von Paul Hodge gezeigt werden (Designation mit vorangestelltem "G"). Insgesamt sind weit mehr Objekte fehlidentifiziert. Dazu sind folgende Quellen genannt: Extragalactic globular clusters. II - The M 31 globular cluster system von Huchra, John P.; Brodie, Jean P.; Kent, Stephen M. und M31 Globular Clusters: Colors and Metallicities: Barmby, Pauline; Huchra, John P.; Brodie, Jean P.; Forbes, Duncan A.; Schroder, Linda L.; Grillmair, Carl J. sowie als aktuellste Liste 2MASS NIR photometry for 693 candidate globular clusters in M 31 and the Revised Bologna Catalogue von Galleti S., Federici L., Bellazzini M., Fusi Pecci F., Macrina S.
Herr Klaus Wenzel zeigte ebenfalls die Fehlidenfikation eines Kugelsternhaufens (G 145) im Feld E auf, die sich bei späteren Untersuchungen als eine aktive Seyfert Galaxie herausgestellt hat. Zwei weitere "Zwicky" Galaxien finden sich in Feld 04).
Herr Wenzel schreibt dazu:
Das Objekt G 145 ist kein Kugelsternhaufen, sondern die Seyfertgalaxie IV ZW 29. Das Objekt ist deshalb von besonderem Interesse, da es die erste Galaxie ist, bei der Helligkeitsveränderungen festgestellt wurden (Zwicky etal PASP 82 (1970).
