Kategorie: Deep Sky

Objekt des Monats Dezember 2025: IC 405 (Flammensternnebel) und IC 410 (Kaulquappennebel)

IC 405 (auch Flammensternnebel genannt) und IC 410 (oder Kaulquappennebel) sind zwei Emissionsnebel, die sich im Sternbild Fuhrmann befinden. Sie sind Teil einer größeren Region von Gasen und Staub, die als Camelopardalis-OB1-Region bekannt ist. Diese Region ist ein großes, diffuses Gebiet von Gasen und Staub, das eine Vielzahl von jungen, heißen Sternen und Emissionsnebeln enthält. Die Camelopardalis-OB1-Region ist ein Beispiel für eine sogenannte „Giant Molecular Cloud“ (GMC), eine riesige Wolke von Gasen und Staub, die die Bildung von jungen, heißen Sternen unterstützt, die umgebendes Gas zum Leuchten anregen. IC 405 und IC 410 wurden erstmals im 19. Jahrhundert von dem britischen Astronomen William Herschel entdeckt.

Farben in Hubble Palette

Die Farben von Emissionsnebeln wie IC 405 und IC 410 sind durch die Anregung von Atomen und Molekülen durch die Strahlung von jungen heißen Sternen bestimmt. Deren energiereiches Licht ist in der Lage Elektronen aus Atomen herauszuschlagen („ionisieren“). Bei der Rekombination emittiert jedes Element Licht bestimmter Wellenlänge („Farbe“). So leuchten Ha (656nm) und SII (672nm) beide rot, während OIII (501nm) im grünblauen leuchtet. Um Ha und SII dennoch unterscheiden zu können, wird in der Hubble-Palette, die beim Hubble Space Teleskop erstmals angewendet wurde, die Farben nach der Wellenlänge neu kodiert: 672nm (SII) = rot, 656nm (Ha) = grün und 501nm (OIII) = blau. Durch diese Kodierung kann man die chemische Zusammensetzung von Emissionsnebeln besser verstehen und ihre Struktur und Entwicklung besser untersuchen.

Meine Aufnahme von IC 405 und IC 410 wurde mit dem 140mm APO-Teleskop mit 680mm Brennweite und einer Touptek 62AC Farbkamera (62MPixel) jeweils 17x600sec durch die Dualnarrobandfiltern Ha+OIII und SII+Hb gemacht und nach der Hubble Palette verarbeitet. Durch die Verwendung dieser Filter kann man die unterschiedliche Zusammensetzung der Nebel erkennen. Für die korrekte Farbdarstellung der Sterne wurden 20 Aufnahmen mit je 120sec ohne Filterung aufgenommen.

IC 405 (Flammensternnebel)

Bei IC 405 (rechts) dominieren grüne und gelborange Farben, die auf Emissionen von Wasserstoff und Schwefel zurückzuführen sind. Die Gaswolke wird durch den extrem massereichen und heißen Stern AE Aurigae mit Spektralklasse O9 zum Leuchten angeregt. Zu dieser Klasse gehören die massereichsten Sterne, die aufgrund der enormen Gravitation im Zentrum extrem leuchtstark und mit Oberflächentemperaturen von 50.000K (Sonne 5.800K) in energiereichem blauen Licht leuchten. AE Aurigae hat sich allerdings nicht in dem Nebel gebildet. AE Aurigae ist ein Runaway-Stern, welcher durch seine hohen Raumbewegung von 113 km/s auffällt. Diese konnte zum Orionnebel zurückverfolgt werden, von dem er heute etwa 60 Grad entfernt ist. Einer Simulation zufolge könnte eine Beinahe-Kollision von zwei Doppelsternsystemen vor etwa 2.6 Millionen Jahre dazu geführt haben, dass AE Aurigae aus dem Trapez-Haufen im Orionnebel heraus geschleudert wurden. Andere Sterne, welche vermutlich diesem Ereignis entstammen sind μ Columbae und 53 Arietis. Das Doppelsternsystem ι Orionis könnte die andere Hälfte dieser Beinahe-Kollision gewesen sein.
IC 405 ist etwa 1.500 Lichtjahre von der Erde entfernt und erstreckt sich über ungefähr 30 Lichtjahre. Die scheinbare Größe am Himmel beträgt etwa 30×20 Bogenminuten.

IC 410 (Kaulquappennebel)

IC 410 (links) zeigt dagegen neben Wasserstoff auch starke Emission von Sauerstoff (OIII). Im Nebel befindet sich NGC 1893, ein junger galaktischer Sternhaufen. Vor nur 4 Millionen Jahren in der interstellaren Wolke entstanden, regen die intensiv heißen, hellen Cluster-Sterne das umgebende Gas zum Leuchten an. IC 410 wird auch Kaulquappennebel genannt, man erkennt gut die zwei bemerkenswerten „Bewohner“ des kosmischen Gas- und Staubteichs, die Kaulquappen von IC 410. Die Kaulquappen bestehen aus dichterem, kühlerem Gas und Staub, sind etwa 10 Lichtjahre lang und stellen wahrscheinlich Orte zukünftiger Sternentstehung dar.

IC 410 ist mit etwa 11.000-12.000 Lichtjahren deutlich weiter entfernt und weist einen Durchmesser von etwa 100 Lichtjahren auf.

2. Dezember 2025
Objekt des Monats November 2025: IC 342

IC 342 „Hidden Galaxy“

IC 342 ist eine Balken-Spiralgalaxie mit aktivem Galaxienkern vom Hubble-Typ SAB(rs)cd im Sternbild Camelopardalis (Giraffe). Sie ist eine der näheren Galaxien zu unserer Milchstraße, mit einer Entfernung von etwa 11 Millionen Lichtjahren. IC 342 ist eine der beiden Hauptgalaxien der Maffei-Galaxiengruppe, einer kleinen Gruppe von etwa 16 Galaxien, die sich in der Nähe unserer Milchstraße befinden.

IC 342 ist eine relativ helle Galaxie, mit einer scheinbaren visuellen Helligkeit von etwa 8,3 mag. Aufgrund der scheinbaren Größe von etwa 21×21 arcmin (entspricht fast dem Vollmond!) beträgt die Flächenhelligkeit nur 14,4 mag/arcmin², was es zu einem kontrastarmen und schwierigem Objekt macht. Neuere radioastronomische Studien zur Verteilung des neutralen Wasserstoffs legen einen weitaus größeren Durchmesser von etwa 42 arcmin nahe. Damit würde der Durchmesser von IC 342 auf etwa 115.000 Lichtjahren anwachsen

Zusätzlich wird ihr Licht aufgrund der Lage hinter Staub und Gas unserer Milchstraße entlang dem galaktischen Äquator stark gedämpft und gerötet. IC 342 wird daher auch als „hidden galaxy“ („verborgene Galaxie“) bezeichnet. Messungen aus dem Jahre 2007 liefern für IC 342 im visuellen Spektralbereich eine Dämpfung von 1,92 mag, im blauen Licht sogar von 2,54 mag, was die Verfärbung ins gelblich-bräunliche erklärt. Aufgrund der logarithmischen Helligkeitsskala entspricht eine Dämpfung von 1,92 mag einer Helligkeitsreduktion um Faktor 5,9 bzw. um 83 % auf nur 17%. Ohne Dämpfung wäre IC 342 unter den 10 hellsten Galaxien unseres Nachthimmels zu finden.

Die Galaxie wurde am 14. Oktober 1892 durch den britischen Astronomen William Frederick Denning entdeckt. Der US-amerikanische Astronom Edwin Hubble nahm anfangs an, sie gehöre zur Lokalen Gruppe, was sich später als falsch herausstellte.

Auf meiner Aufnahme mit dem 14“-RC erkennt man IC 342 als große Spirale in der Draufsicht („face-on“) mit ausgeprägter Kernregion und vielgestaltigen Spiralarmen. Diese laufen nicht ungestört symmetrisch um den Kern, sondern zeigen an einigen Stellen Verzweigungen und starke Richtungswechsel. Im Südwesten läuft ein extrem lichtschwacher Spiralarm nach außen und weit vom Galaxienkörper weg. In den Randzonen fallen ringsum viele rötlich erscheinende HII-Regionen (Pfeile) um junge Sternentstehungsgebiete auf. IC 342 wird den Starburst-Galaxien zugerechnet, weil sie viele Zonen aktiver Sternentstehung zeigt. Das sind in der Regel blaue Sternansammlungen. Sie sind aber durchweg von gelblichem Licht überlagert.

Aufnahme am 11. und 13.11.2025 mit dem 14“-RC bei 2.280mm Brennweite, Touptek SkyEye24AC, Stack von 204 Aufnahmen je 180s, 10 Std. Belichtungszeit, Bortle 5, Trübung durch Sahara-Staub.

Quellen:

König, Michael & Binnewies, Stefan (2019): Bildatlas der Galaxien: Die Astrophysik hinter den Astrofotografien, 2. Aufl., Stuttgart: Kosmos

Astronomie.de (aufgrufen am 17.11.2025): IC 342 – eine verdunkelte Spiralgalaxie

Crosthwaite L.P., Turner J.L., Ho P.T.P. (2000): Structure in the neutral hydrogen disk of the spiral galaxy IC 342; AJ 119, 1720-1736

17. November 2025
Objekt des Monats Oktober 2025
Stephans Quintett (Hickson Compact Group 92, Arp 113)

Stephans Quintett_crop
Stephans Quintett_crop_Annotated

Das Stephans Quintett ist eine Galaxiengruppe, die sich im Sternbild Pegasus befindet. Sie ist eine der bekanntesten und am besten untersuchten Galaxiengruppen. Für die Aufnahme mit dem 14“-RC-Teleskop bei 2.280 mm Brennweite wurden 230 Einzelaufnahmen der Touptek Kamera SkyEye24AC mit je 120s Belichtungszeit verarbeitet. Dies ergibt eine Gesamtbelichtungszeit von 7,7 Stunden. Die Aufnahme ist ein Ausschnitt von 16,5 x 11,9 Bogenminuten (zum Vergleich: der Mond erscheint unter einen Blickwinkel von etwa 30 Bogenminuten). Die unbeschnittene Aufnahme zeigt links dominant die Galaxie NGC 7331, eine Vordergrund-Galaxie in etwa 46 Mio Lichtjahren Entfernung.

Entdeckung und Geschichte

Im Jahr 1876 entdeckte Edouard Stephan, Direktor am Observatorium in Marseille mit dem dortigen modernen 80-cm-Reflektor eine kleine Galaxiengruppe im Sternbild Pegasus. Edouard Stephan nahm die Gruppe ursprünglich als Quartett, zu die er NGC 7317, NGC 7318, NGC 7319 und NGC 7320 zählte.

Später entstand der Begriff „Stephans Quintett“, da NGC 7318 als enges Paar aus NGC 7318 A und B erkannt wurde.

Bald wurde festgestellt, dass die SA-Galaxie NGC 7320 eine geringere Rotverschiebung besitzt und sich „nur“ umgerechnet mit ca. 800 km/s entfernt und in einer Entfernung von 45 Mio Lichtjahren steht. Ihre Entfernung passt somit zur großen Nachbargalaxie NGC 7331, die in 35′ nordöstlicher Richtung zu finden ist.

Für die übrigen Galaxien der Gruppe wurde eine erheblich größere Rotverschiebung gemessen und entfernen sich demnach von uns mit unglaublichen 6.700 km/s, eine Folge der Expansion des Universums. Über die Hubble-Konstante lässt sich die Entfernung auf 290 – 310 Mio Lichtjahren abschätzen.

Die unterschiedliche Rotverschiebung des Lichts ist auf dem Foto deutlich zu erkennen: die Vordergrund-Galaxie NGC 7320 ist an der bläulichen Farbe gut erkennbar.

Anstelle NGC 7320 wird heute NGC 7320C zum Quintett hinzugezählt, so dass es weiterhin fünf Galaxien sind.

Struktur und Zusammensetzung

Das Stephans Quintett besteht aus fünf Galaxien, die sich in einem engen Raum von 5 Bogenminuten befinden. Die Galaxien sind:
- NGC 7317: Eine elliptische Galaxie im Foto unter dem Zentrum
- NGC 7318A: Eine Spiralgalaxie im Zentrum der Gruppe und Teil eines engen Paares mit NGC 7318B.
- NGC 7318B: Eine Spiralgalaxie im Zentrum der Gruppe und Teil eines engen Paares mit NGC 7318A.
- NGC 7319: Eine Balkenspiralgalaxie, hellstes (13,3 mag) und größtes (1,1 x 1,4′) Mitglied der Gruppe und durch einen langen Gezeitenstrom gekennzeichnet.
- NGC 7320C: Eine linsenförmige Galaxie, die sich weiter oben etwas abseits der anderen vier Galaxien befindet, aber dennoch Teil des Quintetts ist.
Der Gezeitenstrom von NGC 7319 ist auf dem Foto etwa 2 Bogenminuten lang, was etwa 170.000 Lichtjahren entspricht und zeigt in Richtung NGC 7320C. Simulationen zufolge könnte dieses Band auf gravitative Wechselwirkungen infolge einer nahen Begegnung mit NGC 7320C vor 260 Mio. Jahren zurückzuführen sein. Da NGC 7320C einen auffälligen Ring besitzt, liegt die Vermutung nahe, dass es bei dieser nahen Begegnung zu einer Kollision mit einer Zwerggalaxie kam („minor merger“), was zur Ausbildung des Ringes führte.

NGC 7319 beherbergt einen aktiven galaktischen Kern, ein supermassives Schwarzes Loch mit 24 Millionen Sonnenmassen. Einfallende Materie überhitzt und strahlt dabei eine Lichtenergie ab, die der von 40 Milliarden Sonnen entspricht.

Forschung und Beobachtung

In einer neuen, hochauflösenden Aufnahme zeigt das James Webb Spacetelescope nie zuvor gesehene Details galaktischer Verschmelzungen und Wechselwirkungen, wie interagierende Galaxien die Sternentstehung in der jeweils anderen auslösen („Starbursts“) und wie das Gas in diesen Galaxien gestört wird. Das Bild zeigt auch die Ausströmungen, die von dem supermassereichen schwarzen Loch in NGC 7319 angetrieben werden. Als Bonus enthüllte Webb ein riesiges Meer aus Tausenden von weit entfernten Hintergrundgalaxien, die an die Hubble Deep Fields erinnern.

Die Faszination des Stephans Quintett liegt in seiner reichen Geschichte voller Wechselwirkungen, die wir erst jetzt zu entschlüsseln beginnen.

Quellen:

König, Michael & Binnewies, Stefan (2019): Bildatlas der Galaxien: Die Astrophysik hinter den Astrofotografien, Stuttgart: Kosmos, S. 401

C. Kevin Xu: Stephan’s Quintet: A Multi-galaxy Collision

Wikipedia, NASA
8. November 2025
Objekt des Monats September 2025
Die Cygnus-X-Region im Sternbild Schwan

Die Cygnus-X-Region ist eine der massereichsten Sternentstehungsgebiete unserer Milchstraße und befindet sich inmitten des Sternbild Schwan (Cygnus) in etwa 4.200 bis 7.700 Lichtjahren Entfernung. Die Region ist bekannt für ihre hohe Dichte an jungen, heißen Sternen, sowie ihre Vielfalt an interstellaren Gasen und Staub.

Struktur und Zusammensetzung

Die Cygnus-X-Region besteht aus mehreren Unterkomponenten, darunter:
- Ein großes, diffuses Gas- und Staubfeld, das die gesamte Region durchzieht (Cygnus-Rift)
- Einige hundert extrem massereiche, heiße O- und B-Sterne, die sich in verschiedenen Stadien ihrer Entwicklung befinden.
- Einige Hundert von H-II-Regionen, die durch die Ionisation von Gasen und Staub durch die heißen Sterne leuchten.
Besonderheiten der Sterne

Im Vergleich zu unserer Sonne sind die Sterne in der Cygnus-X-Region sehr unterschiedlich. Einige Beispiele sind:
- Cyg OB2 #12 ist ein junger blauer Überriese und mit ca. 110 Sonnenmassen einer der massereichsten Sterne, die derzeit bekannt sind. Die Leuchtkraft über steigt dasjenige unserer Sonne um das 2.000.000-fache.
- NML Cygni ist ein sehr kühler und leuchtkräftiger Roter Hyperriese, mit geschätzt über 2.000 Sonnenradien würde seine Oberfläche bis jenseits der Jupiter-Bahn reichen und gehört damit zu den größten Sternen die uns bekannt sind.
Cyg OB2 #12 geht sehr verschwenderisch mit seinem nuklearen Brennstoff um und wird ihn bereits in wenigen Millionen Jahren aufgebraucht haben (unsere Sonne hat dagegen eine Lebensdauer von rund 10 Milliarden Jahren). NML Cygni geht bereits seinem Ende entgegen, wo er sich extrem ausdehnt und zum Roten Hyperriesen wird, bevor er in einer gigantischen Supernova explodieren wird.

Das Cygnus-Rift

Das Cygnus-Rift ist eine dunkle Molekülwolke, die sich durch die Cygnus-X-Region zieht. Obwohl über zehnmal massereicher als der Orionnebel, der mit dem bloßem Auge gut zu erkennen ist, verbergen sich die Objekte der Cygnus-X-Region hinter der massiven Staubwolke. Das Cygnus-Rift ist ein wichtiger Ort für die Bildung von neuen Sternen und Planeten.

Beobachtung und Forschung

Die Cygnus-X-Region wurde erstmals in den 1950er Jahren durch Radioastronomie-Beobachtungen entdeckt.

Meine Aufnahme entstand mit einem 135mm-Objektiv von Samyang (f2.0). Es wurden 110 Einzelbilder mit je 60 Sekunden addiert. Die Aufnahme erstreckt sich über ein Himmelsareal von 11 x 16 ° und beinhaltet die Sterne Deneb und Sadr. Pixinsight hat drin 165.665 weitere Sterne gezählt.
11. September 2025
Objekt des Monats August 2025

M57: Der Ringnebel – Ein faszinierendes Objekt im Sternbild Leier

M57 ist ein Planetarischer Nebel in etwa 2.300 Lichtjahren Entfernung. Er ist ein Relikt einer sterbenden Sonne, die ihre äußeren Schichten in den Weltraum ausgestoßen hat. Der Nebel selbst hat die Form eines Rings und ist von mind. zwei äußerst lichtschwachen Halos umgeben, die von älteren Ausbrüchen stammen. In der rechten oberen Ecke erkennt man die Balkenspiralgalaxie IC1296, die 100.000 mal so weit entfernt ist (etwa 238 Millionen Lichtjahre).

Entdecker und Geschichte

M57 wurde erstmals 1779 von dem französischen Astronomen Charles Messier entdeckt. Messier war auf der Suche nach Kometen, als er auf den Ringnebel stieß. Er beschrieb ihn als „eine sehr schwache, runde Nebelmasse, die wie ein Ring aussieht“. M57 wurde auch mit dem Aussehen eines Planeten verglichen, was den Astronomen Friedrich Wilhelm Herschel veranlasste, diesen Typ von Nebel als Planetarischer Nebel zu bezeichnen.

Was sind Planetarische Nebel?

Planetarische Nebel sind die Überreste von Sternen, die am Ende ihres Lebens angelangt sind. Wenn ein Stern wie unsere Sonne sein Wasserstoff-Brennstoff verbraucht hat, beginnt er, sich auszudehnen und seine äußeren Schichten in den Weltraum auszustoßen. Dieser Prozess kann Millionen von Jahren dauern und führt zur Bildung eines Planetarischen Nebels mit oft komplexer Struktur. Der sterbende Stern im Zentrum, ein heißer „Weißer Zwerg“ ionisiert die ausgestoßenen Gase und regt sie so zum Leuchten an. Junge Planetarische Nebel sind klein und hell, die Gashüllen des M57 expandieren jedoch mit etwa 19 km/s, so dass sie größer, diffuser und lichtschwächer werden, bevor sie sich im interstallaren Medium auflösen. Planetarische Nebel sind daher sehr kurzlebig und existieren nur für etwa 10.000 bis 100.000 Jahre, was sich auch zu recht seltenen Objekten in unserer Milchstraße machen. Es sind nur etwa 1.500 Planetarische Nebel bekannt.

Beobachtung und Fotografie

M57 ist ein relativ kleiner, aber heller Nebel, um ihn mit einem mittleren Amatuer-Teleskop zu beobachten. Seine Flächenhelligkeit beträgt etwa 8,8 mag/arcsec², der Durchmesser des hellen Ringes beträgt jedoch nur 1,4 Bogenminuten, mit dem lichtschwachen Halo beträgt der Durchmesser etwa 3,5 Bodenminuten (Zum Vergleich: der Vollmond ist ca. 30 Bogenminuten groß).

Meine Aufnahme entstand mit dem 14″RC-Teleskop mit 2.280 mm Brennweite. Für den hellen zentralen Ring wurden 60 Aufnahmen mit ja 60 s Belichtungszeit addiert. Für den äußerst lichtschwachen Halo waren 54 Aufnahmen mit je 600 s Belichtungszeit erforderlich und eine umfangreiche Bildberbeitung erforderlich, um ihn sichtbar zu machen.

Der Ringnebel ist ein beeindruckendes Beispiel für die Schönheit und Komplexität des Universums, wie hier zu sehen auf einer Aufnahme des Hubble Space Telescope.

10. September 2025
Objekt des Monats Juli 2025

M16: Die faszinierende Welt der Sternentstehung

Im Herzen der Milchstraße, etwa 5.500 Lichtjahre von uns entfernt, befindet sich im Sternbild Schlage ein atemberaubendes Objekt, das die Aufmerksamkeit von Astronomen und Astrophysikern seit Jahrhunderten auf sich zieht: M16, auch bekannt als die Adlernebel. Dieser riesige Gas- und Staubnebel ist nicht nur ein beeindruckendes Beispiel für die Schönheit des Universums, sondern auch ein wichtiger Ort für die Sternentstehung.

„Pillars of Creation“

Eines der bekanntesten Bilder von M16 ist das sogenannte „Pillars of Creation“-Foto, das 1995 von der Hubble-Weltraumteleskop aufgenommen wurde. Dieses Bild zeigt drei riesige Staub- und Gas-Säulen, die wie Säulen in den Nebel ragen. Diese Säulen sind tatsächlich die Geburtsstätten neuer Sterne, die sich in den verdichteten Regionen an den Spitzen der Säulen bilden.

Credit: NASA, ESA, and the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

Eigene Aufnahme: RC350mm bei 2.280mm Brennweite, 25 Einzelaufnahmen je 300s durch einen Ha-Filter, 35x300s durch einen [OIII]-Filter und 34x300s durch einen [SII]-Filter auf QHY 600 M PH-Kamera. Bildbearbeitung in Pixinsight, Farbgebung mit dem Prozess NarrowbandNormalization.

Die blauen Farben im Bild stellen Sauerstoff dar, Rot ist Schwefel und Grün stellt sowohl Stickstoff als auch Wasserstoff dar. Das ultraviolette Licht besonders junger, massereicher und heißer Sterne ionisiert die Gase und regt sie damit zum Leuchten an. Gleichzeitig untergraben die Sternwinde langsam die komplexen Gas- und Staubtürme.

Mit etwa 4 bis 5 Lichtjahren sind die Säulen der Schöpfung ein faszinierendes, aber relativ kleines Merkmal des gesamten Adlernebels, der 70 mal 55 Lichtjahre umfasst. Der Nebel, der 1745 vom Schweizer Astronomen Jean-Philippe Loys de Chéseaux entdeckt wurde, liegt 7.000 Lichtjahre von der Erde entfernt im Sternbild Serpens. Mit einer scheinbaren Helligkeit von 6 mag kann der Adlernebel bereits durch ein kleines Teleskop oder Feldstecher entdeckt werden und wird am besten im Juli angesehen. Ein großes Teleskop und optimale Betrachtungsbedingungen sind notwendig, um die Säulen der Schöpfung im Detail aufzulösen.

1. Juli 2025
Objekt des Monats Juni 2025
NGC 7008: Der Fötus-Nebel

Der NGC 7008, auch bekannt als Fötus-Nebel, ist ein planetarischer Nebel im Sternbild Schwan. Er wurde 1787 von dem deutschen Astronomen William Herschel entdeckt.

Aussehen

Der Fötus-Nebel ist ein einzigartiger Nebel, der aufgrund seiner Form und Struktur an einen Fötus erinnert. Er besteht aus einer zentralen, hellen Region, die von einer schwächer leuchtenden Hülle umgeben ist. Die Gesamtform des Nebels ist etwa ovale und weist eine charakteristische „Kopf-Schwanz“-Struktur auf.

Entfernung und Größe

Der NGC 7008 befindet sich etwa 2.800 Lichtjahre von uns entfernt und hat eine Größe von etwa 1,4 Bogenminuten.

Helligkeit

Der Fötus-Nebel hat eine Helligkeit von etwa 10,7 Magnituden, was ihn zu einem schwierigen Objekt für Amateurastronomen macht.

Weitere Fakten
- Entdecker: William Herschel (1787)
- Sternbild: Schwan
- Typ: Planetarischer Nebel
- Entfernung: 2.800 Lichtjahre
- Größe: 1,4 Bogenminuten
- Helligkeit: 10,7 Magnituden
3. Juni 2025