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In Feld 05 des Mosaiks befindet sich Baades
Feld IV, ca 1.5 Grad südlich des Zentrums des Andromedanebels,
welches z.B. in folgenden Publikationen eingehend untersucht
wurde.
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 |
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Version auf das Bild oben. Die zentralen Koordinaten (J 2000) für Baades
Feld IV lauten: RA = 00h 37m 44s und DE = +39 Grad
57' 18" |
Folgendes
Bild zeigt das Testfeld (kontrastverstärkt) als hochaufgelöster
Ausschnitt aus Feld 05 mit einigen markierten Sternen und zwei
Veränderlichen Sternen. |
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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 |
|
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| |
| Var 15 |
Variabel,
Cepheide |
|
19.78
|
21.40 |
| Var 60 |
Variabel,
Bedeckungs-Veränderlicher |
|
18.90
|
19.48 |
| A 184 |
Sternentstehung, H-II,
Einzelsterne + offene Sternhaufen |
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| |
| PGC 2160 264
|
Galaxie |
16.96
|
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| MGC 7-2-11 |
Galaxie |
keine
Angabe |
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|
| MGC 7-2-12 |
Galaxie |
17.24 |
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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. Über
den Variablen V 15 kann man sicher sehr geteilter Meinung sein, ob da noch was
ist oder nicht (ich denke eher nicht).
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.
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 |
| 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 |
|
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Bei reinem Betrachten des Bildes und der
Vergleichssterne befand sich AF And zum Zeitpunkt der Aufnahme in seiner
lichtschwächsten Phase bei ca. 17m5.
Der Stern Nr. 11 sollte in
etwa so hell wie die Sterne 9 und 10 sein, ist auf meiner Aufnahme aber deulich
lichtschwächer. Ähnliches gilt für den Stern 17. Er sollte
ähnlich hell wie Nr. 16 und 18 sein, ist aber deutlich heller. Dieses Feld
werde ich bei nächster Gelegenheit noch einmal im blauen Spektralbereich
aufnehmen und versuchen zu photometrieren.
FAZIT:
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.
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Nach dem doch ermutigenden
Ergebnis habe ich im Herbst 2004 das gleiche Feld noch einmal aufgenommen,
diesmal aber mit einer einstündigen
Belichtungszeit. Die visuelle Grenzgröße lag während der
Aufnahme bei 4m8. Folgende Abbildung zeigt das Ergebniss.
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Fazit:
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 - nicht schlecht
für einen 5 Zöller.
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Zur Abrundung hier die Daten
der in Feld 03 markierten Veränderlichen
Sterne
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| 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 |
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