NGC 678, 680, 691, 697, IC 167(銀河・おひつじ座)


NGC 678(銀河), 光度:12.2mag, 直径:4.5′ x 48″, 分類:SBb
NGC 680 (銀河), 光度:11.9mag, 直径:1.8′ x 1.6′, 分類:E1
NGC 691 (銀河), 光度:11.4mag, 直径:3.4′ x 2.5′, 分類:Sbc
NGC IC 167 (銀河), 光度:13.1mag, 直径:2.7′ x 1.8′, 分類:SBc
BKP300(1500mm f5), MPCC-MK3, フィルター無し, Sony α7s(新改造), ISO12800, 30s x 18, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2017/09/21, +11℃, 東御市・観測所
視野角: 54′ x 36′  ↑N


NGC 678  視野角:約11′ x 07’ ↑N


NGC 680  視野角:約11′ x 07’ ↑N

NGC 680とNGC678は、重力的に相互作用を起こしているペアの銀河です。NGC 678は明瞭な暗黒帯を持つエッジオンの銀河ですがその腕はねじれていることがわかります。NGC 680は形状分類では楕円銀河に分類されていますが、写真からも明らかなように680との相互作用によって銀河の北側が大きく変形していて、大望遠鏡での写真を見ると、この部分から中心部に向かって裂け目のような暗黒帯?構造をみることができます。この2つの銀河はやがて合体して一つの銀河となるのでしょう。


NGC 691  視野角:約11′ x 07’ ↑N

NGC 691, NGC 674 , NGC 678,  NGC 680,  NGC 694,  IC 167,  IC 1730は銀河グループを形成していてNGC 691グループと呼ばれています。NGC 691は巻きのきつい腕を持つ均整のとれた棒渦状銀河です。この銀河では、2005年日本の広瀬洋治さんによってSN 2005Wという超新星が発見されています。広瀬さんは筆者の学校の先輩で、勤めていた会社で納入設置した望遠鏡での発見でしたので私にとっても大変嬉しい発見だったことを思い出しました。超新星の発見はシステム化と緻密な計画で実現されるもので、私のようにいきあたりばったりで銀河の写真を撮っていても出会えることはまず無いでしょう。


IC 167  視野角:約11′ x 07’ ↑N


NGC 697  視野角:約11′ x 07’ ↑N
NGC 697 (銀河), 光度:12.0mag, 直径:4.0′ x 1.3′, 分類:SBbc

 

 

 

 

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IC 356(Arp 213・銀河・きりん座)


IC 356(銀河), 光度:10.6mag, 直径:5.9′ x 3.9′, 分類:Sb/P
BKP300(1500mm f5), MPCC-MK3, HEUIB-II, Sony α7s(新改造), ISO12800, 露出30s x 24=12分, タカハシ-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2017/12/23, -1℃, 東御市・観測所
視野角: 54′ x 36′  ↑N


IC 356(銀河)視野角:約20′ x 13’ ↑N

IC 356は前出IC 342と見かけ上近い位置で地球から約3900万光年離れた場所にある渦状銀河です。見かけの色が黄色く見えるのはIC 342と同様この周辺に広がる天の川銀河の星間塵による光の散乱、吸収の影響を受けているからです。

小口径では楕円銀河のように見えてしまいますが、拡大すると淡い腕がきつく巻いている様子がかろうじてわかります。この銀河はArp特異銀河カタログにも213番で収録されていて、目立つ暗黒帯が外周部から核に向かって伸びている様子が上の写真でも確認できます。

 

 

 

 

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IC 342(銀河・きりん座)


IC 342(銀河), 光度:8.4 mag, 直径:21.4′ x 20.9′, 分類:SBc
タカハシFSQ85ED(320mm f3.8), Pentax K-70(改造)、HEUIB-II, ISO3200, 90s x 16, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2017/12/23,  -1℃, 東御市・観測所
視野角:4.2° x 2.8° ↑N(広角カメラ)

IC 342はきりん座にある大きな銀河ですが、地球からの見かけの位置が天の川銀河の赤道面に近いために天の川の星間塵などに遮られ、本来の明るさより大きく減光されとても淡い存在となってしまっている銀河です。

可視光でも広角カメラで長い露出をかけると、IC 342の方向に存在するごく淡く光る星間雲が視野いっぱいに薄い霧のように広がっている様子がわかります。これらの霧のような存在は、おそらく星間分子雲が近くの恒星によって照らされて本来見えないはずのものが見えているのだと思われます。(反射星雲と仕組みは同じです)

 


IC 342(銀河), 光度:8.4 mag, 直径:21.4′ x 20.9′, 分類:SBc
BKP300(1500mm f5), MPCC-MK3, HEUIB-II, Sony α7s(新改造)
ISO12800, 30s x 48, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2017/12/23,  -1℃, 東御市・観測所
視野角: 54′ x 36′  ↑N

IC 342は発見当初は我々の天の川銀河と同じ局部銀河群に所属するものとされていましたが、後にお隣のマフェイ銀河群に所属することがわかりました。近年のハッブル宇宙望遠鏡による測定では当初の見積もりよりかなり遠い距離約1,000万光年と測定され、マフェイ1、マフェイ2を含むIC342/Maffei 1と命名されたグループを形成することがわかりました。

この銀河はほぼ完璧なフェイスオンで見える銀河で、銀河の腕には赤いHII領域がいくつもあることがこの写真でもわかります。これはこの銀河が活発な星形成を現在も行っている証拠であり、中心ではごく最近爆発的な星形成(スターバースト)がおこなわれただろう(もしくはおこなわれている)と考えられています。形態的な分類はM101と同じ渦状銀河SAB(rs)cdとされていますが、赤外線の観測では明瞭な棒渦状構造を見ることができ、渦状銀河から棒渦状銀河へ移行する途中にあるものと推測されています。

 

 

 

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IC 10(銀河・カシオペア座)


IC 10(銀河), 光度:10.4mag, 直径:6.4′ x 5.3′, 分類:IBm
BKP300(1500mm f5), MPCC-MK3, HEUIB-II, Sony α7s(新改造), ISO12800, 30s x 24, タカハシ-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2017/11/16, -3℃, 東御市・観測所
視野角: 54′ x 36′  ↑N

 


IC 10(銀河) 視野角:約20′ x 13’ ↑N

IC 10は、1887年に米国の天文学者スウィフトによって発見された星雲です。しかしこの星雲が系外銀河であること、天の川銀河と同じグループの局部銀河群に所属するであろうことが判明したのは1962年、直接距離が測定されて局部銀河群であることが確定したのは1996年のことです。天の川銀河に近い位置にあるものの、見かけの位置がその赤道に近いために天の川銀河の星間塵に阻まれてなかなかその正確な正体を観測することができませんでした。

可視光での大きさは6.4′ x 5.3’とされていますが、実際には68′ × 80′ もの広がりを持つ水素ガスの膜状構造に覆われています。可視光での写真でも淡い外部の構造が本体の周りに広がっているであろうことがうかがえます。

この銀河のもう一つの特徴は局部銀河群では唯一のスターバースト銀河であることです。可視光の写真でも明らかに活発な星形成を行っている部分(電離水素の赤い領域)が見てとれます。スターバーストの継続期間が小マゼラン雲などと比較すると長かったために金属に富む恒星の比率が高くなっており、その中に多数存在するウォルフ・ライエ星は比較的短期間に形成されたものと推定されています。

 

 

 

 

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M 31(NGC 224・銀河・アンドロメダ座)


M 31(銀河), 光度:3.4 mag, 直径:3.2° x 1°, 分類:Sb
M 110(銀河), 光度:8.1 mag, 直径:19.5′ x 11.5′, 分類:E5
M 32(銀河), 光度:8.1 mag, 直径:8.5′ x 6.5′, 分類:E2
タカハシFSQ85ED(320mm f3.8), Pentax K-70(改造)、フィルター無
ISO3200, 90s x 8, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2017/09/20  +11℃, 東御市・観測所
視野角:4.2° x 2.8° ↑N(広角カメラ)

M 31の北(画面上)にある伴星雲がM 110, 南にある伴星雲がM 32です。

 


M31(銀河), 光度:3.4 mag, 直径:3.2° x 1°, 分類:Sb
M 32(銀河), 光度:8.1 mag, 直径:8.5′ x 6.5′, 分類:E2

BKP300(1500mm f5), MPCC-MK3, フィルター無, Sony α7s(新改造)
ISO12800, 30s x 24, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2017/09/20  +11℃, 東御市・観測所
視野角: 80′ x 50′  ↑N

秋の散光星雲は一休みして、今度は銀河巡りとしましょう。秋の銀河のトップバッターはやはりアンドロメダ座の大星雲M31がふさわしいでしょう。

M 31は、地球から約250万光年の距離にある局部銀河群最大の銀河で、典型的な渦状銀河(Sb)であり天の川銀河の約倍の直径(約20万光年)を持つ巨大な銀河です。かつては天の川銀河と外観が似ているとされていましたが、M31には銀河核が2つあること、天の川銀河は棒構造を持つ棒渦状銀河であることがわかりその外観はかなり異なっていることがわかってきました。

M 31のスペクトルは青方編移していて、秒速約120Kmの早さで我々の天の川銀河に接近してることがわかっています。およそ40億年後には2つの銀河は衝突し合体するであろうことが予測されています。合体後どのような形になるのかはその中にいる我々からは天の川銀河の詳しい形状や質量を知ることが難しいので、衝突後、数十億年をかけて楕円銀河となるのか、レンズ状銀河となるのか、太陽系の運命はどうなるのかはまだ正確に予測することはできません。

伴星雲は14個発見されています。見かけ上この銀河の近傍にあるM32, M110は明るく
観測しやすい対象です。2つの銀河は母銀河と相互作用をしていてはぎ取られた恒星ストリームがM31のハロの中に発見されています。

 

 

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CTB1(超新星残骸・カシオペア座)


CTB1(超新星残骸), 光度:– mag, 直径:30′, 分類:E
タカハシFSQ85ED(320mm f3.8), Pentax K-70(改造)、HEUIB-II
ISO3200, 90s x 8, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2017/12/23  -1℃, 東御市・観測所
視野角:4.2° x 2.8° ↑N(広角カメラ)

CTB1はカシオペア座にある超新星残骸です。Abell 85として惑星状星雲のカタログに掲載されていましたが、その後の研究で超新星残骸であることがわかりました。非常に淡い存在でシャープレスのカタログには収録されていません。周囲に微光星が多く星雲が星に埋もれてしまってデジタル一眼での撮影対象としてはなかなかの難物です。北側にはさらに別の超新星残骸候補もありこの写真の視野全体が淡いHII領域で覆われています。淡い部分を見るには10分程度の露出ではいかにも露出不足でした、来シーズンはもっと長い露出でこの星雲の詳細にチャレンジしてみたいものです。

 


CTB1(超新星残骸), 光度:– mag, 直径:30′, 分類:E
BKP300(1500mm f5), MPCC-MK3, HEUIB-II, Sony α7s(新改造)
ISO12800, 30s x 24, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2017/12/23  -1℃, 東御市・観測所
視野角: 80′ x 50′  ↑N

 

 

 

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Sh 2-175(散光星雲・カシオペア座)


Sh 2-175(散光星雲), 光度:– mag, 直径:2′, 分類:E
BKP300(1500mm f5), MPCC-MK3, HEUIB-II, Sony α7s(新改造)
ISO12800, 30s x 24, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2017/12/23  -1℃, 東御市・観測所
視野角: 80′ x 50′  ↑N

カシオペア座にある小さな散光星雲です。小さな星雲ですが明るいので目立ちます。

 

 

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Sh 2-171(散光星雲・ケフェウス座)


Sh 2-171(散光星雲), 光度:– mag, 直径:180′, 分類:E
NGC 7822(散光星雲, 光度:– mag, 直径:20′ x 4, 分類:E
タカハシFSQ85ED(320mm f3.8), Pentax K-70(改造)、HEUIB-II
ISO3200, 90s x 8, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2017/11/16  -3℃, 東御市・観測所
視野角:4.2° x 2.8° ↑N(広角カメラ)

Sh 2-171は広角カメラの視野いっぱいに広がる散光星雲全体を指します。NGC 7822は写真上部(北)のカーブしたやや淡いHII領域を指しますが、発見者ハーシェルの赤緯値記載ミスで本来は南の散開星団を含む明るい部分を指していたのでした。

 


Sh 2-171(散光星雲), 光度:– mag, 直径:180′, 分類:E
BKP300(1500mm f5), MPCC-MK3, HEUIB-II, Sony α7s(新改造)
ISO12800, 30s x 24, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2017/11/16  -3℃, 東御市・観測所
視野角: 80′ x 50′  ↑N

 

 

 

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Sh 2-166(散光星雲・カシオペア座)


Sh 2-166(散光星雲), 光度:– mag, 直径:10′, 分類:E
BKP300(1500mm f5), MPCC-MK3, HEUIB-II, Sony α7s(新改造)
ISO12800, 30s x 24, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2017/12/23  -1℃, 東御市・観測所
視野角: 80′ x 50′  ↑N

周囲の散光星雲と比べるととても淡く目立たない存在です。


Sh 2-163, 164, 165周辺の散光星雲 視野角:4.2° x 2.8° ↑N

 

 

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パンスターズ彗星 (C/2016 R2) 2018/02/11


パンスターズ彗星(C/2016 R2)
BKP300 1500mm f5 反射, MPCC-MK3, Sony α7s(新改造), ISO12800, 露出30s x 77, 38.5分, メトカーフ合成, 高橋NJP赤道儀, temmaPC, α-SGRIII, 観測所(長野県東御市) 2018/02/11, 20h20m JST.  視野角: 54′ x 36′  ↑N

夕方おうし座にあって観測しやすい位置にいます。相変わらず淡くて青いイオンテイルがうねったように伸びている様子は見えているのですが長い露出をかけないと写ってくれません。イオンテイルは変化する時間が早いので長い露出では細かい構造が潰れてしまってわからなくなってしまいます。もう少し太陽に近づく彗星だったらだいぶ様子は変わっていたかもしれません、残念。

 

 

 

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Sh 2-165(散光星雲・カシオペア座)


Sh 2-165(散光星雲), 光度:– mag, 直径:10′, 分類:E
BKP300(1500mm f5), MPCC-MK3, HEUIB-II, Sony α7s(新改造)
ISO12800, 30s x 24, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2017/12/23  -1℃, 東御市・観測所
視野角: 80′ x 50′  ↑N


Sh 2-163, 164, 165周辺の散光星雲 視野角:4.2° x 2.8° ↑N

 

 

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Sh 2-164(散光星雲・カシオペア座)


Sh 2-164(散光星雲), 光度:– mag, 直径:3′, 分類:E
BKP300(1500mm f5), MPCC-MK3, HEUIB-II, Sony α7s(新改造)
ISO12800, 30s x 24, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2017/12/23  -1℃, 東御市・観測所
視野角: 80′ x 50′  ↑N


Sh 2-163, 164, 165周辺の散光星雲 視野角:4.2° x 2.8° ↑N

 

 

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Sh 2-163(散光星雲・カシオペア座)


Sh 2-163(散光星雲), 光度:– mag, 直径:10′, 分類:E
BKP300(1500mm f5), MPCC-MK3, HEUIB-II, Sony α7s(新改造)
ISO12800, 30s x 24, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2017/12/23  -1℃, 東御市・観測所
視野角: 80′ x 50′  ↑N

カシオペア座とケフェウス座の境界付近、バブル星雲(Sh 2-162)の1.5°ほど南東の空にあります。近くにあるO型星と不可視の赤外星団によって電離発光しているものと思われます。


Sh 2-163, 164, 165周辺の散光星雲 視野角:4.2° x 2.8° ↑N

 

 

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Sh 2-142, 143, NGC 7380(散光星雲・散開星団・ケフェウス座)


Sh 2-142(散光星雲), 光度:– mag, 直径:30′, 分類:E
NGC 7380(散開星団), 光度:7.2 mag, 直径:20′, 分類:III3pn
Sh 2-143(散光星雲), 光度:– mag, 直径:4′, 分類:E
Sh 2-139(散光星雲), 光度:– mag, 直径:3′, 分類:E
NGC 7423(散開星団), 光度:– mag, 直径:5′, 分類:II3m

タカハシFSQ85ED(320mm f3.8), Pentax K-70(改造)、HEUIB-II
ISO3200, 90s x 8, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2017/11/16  -3℃, 東御市・観測所
視野角:4.2° x 2.8° ↑N(広角カメラ)

sh2-142-BKP-171116full.jpg
Sh 2-142(散光星雲), 光度:– mag, 直径:30′, 分類:E
NGC 7380(散開星団), 光度:7.2 mag, 直径:20′, 分類:III3pn
Sh 2-143(散光星雲), 光度:– mag, 直径:4′, 分類:E

BKP300(1500mm f5), MPCC-MK3, HEUIB-II, Sony α7s(新改造)
ISO12800, 30s x 24, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2017/11/16  -3℃, 東御市・観測所
視野角: 80′ x 50′  ↑N

NGC 7380はウイリアムハーシェルの姉キャロラインハーシェルによって発見された散開星団です。NGC 7380 = Sh 2-142と記述されることも多いので厳密に区別する必要はないとは思いますが、大きな散光星雲Sh 2-142の北側写真中のやや紫がかった部分の領域がそれにあたります。色からも推測できるように、星雲はOIII輝線が強いためOIIIフィルターを使用すると望遠鏡を使用して肉眼で観察することができます。

Sh 2-143はSh 2-142の左下の淡い散光星雲です。こちらはHα単色で撮影しないとはっきりしない暗い散光星雲です。

 

 

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IC 1470(Sh 2-156・散光星雲・ケフェウス座)



Sh 2-156 / IC 1470(散光星雲), 光度:– mag, 直径:2′, 分類:E
Sh 2-162 / NGC 7635(散光星雲), 光度:– mag, 直径:40′, 分類:E
Sh 2-158 /
NGC 7538(散光星雲), 光度:– mag, 直径:10′, 分類:E
Sh 2-157(散光星雲), 光度:– mag, 直径:90′, 分類:E
NGC 7510(散開星団), 光度:7.9 mag, 直径:7′, 分類:II2m
Sh 2-154(散光星雲), 光度:– mag, 直径:60′, 分類:E
NGC 7419(散開星団), 光度:13.0 mag, 直径:6′, 分類:II3r

タカハシFSQ85ED(320mm f3.8), Pentax K-70(改造)、HEUIB-II
ISO3200, 90s x 8, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2017/11/16  -3℃, 東御市・観測所
視野角:4.2° x 2.8° ↑N(広角カメラ)


Sh 2-156 / IC 1470(散光星雲), 光度:– mag, 直径:2′, 分類:E
BKP300(1500mm f5), MPCC-MK3, HEUIB-II, Sony α7s(新改造)
ISO12800, 30s x 24, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2017/11/16  -3℃, 東御市・観測所
視野角: 80′ x 50′  ↑N


Sh 2-156 / IC 1470(散光星雲), 光度:– mag, 直径:2′, 分類:E
視野角:約20′ x 13’ ↑N

Sh 2-157クワガタ虫星雲の西隣の星域です。 Sh 2-156 は約16000光年の距離にある小さなHII領域で、NGC 7510の一部と考えられている発光星雲です。星雲の中心に見える0型星はケフェウス座OB1恒星群の中心から数百パーセク離れた大きな分子雲の端にある恒星で星雲はこの星によって電離発光しています。

この星雲の周囲には小さな無名のHII領域や散光星雲の存在を確認できます。この領域には赤外線天体が数多く見られ、分子雲の中で成長しつつある原始星であろうと推測されています。

Sh 2-156は生まれたての星によって、Sh 2-157はやがて超新星爆発するであろうウォルフライエ星によって、Sh 2-162は水素の外殻を吹き飛ばされた青色巨星によって発光しています。ご近所で見た目は同じHII領域ですが、それぞれの発光のメカニズムには異なる事情があるんですね。

 

 

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Sh 2-157(散光星雲・ケフェウス座・カシオペア座)


Sh 2-157(散光星雲), 光度:– mag, 直径:90′, 分類:E
NGC 7635(Sh 2-162・散光星雲), 光度:– mag, 直径:40′, 分類:E
IC 1470(Sh 2-156・散光星雲), 光度:– mag, 直径:2′, 分類:E
NGC 7538(Sh 2-158・散光星雲), 光度:– mag, 直径:10′, 分類:E
Sh 2-159(散光星雲), 光度:– mag, 直径:7′, 分類:E

NGC 7510(散開星団), 光度:7.9 mag, 直径:7′, 分類:II2m

タカハシFSQ85ED(320mm f3.8), Pentax K-70(改造)、HEUIB-II
ISO3200, 90s x 8, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2017/11/16  -3℃, 東御市・観測所
視野角:4.2° x 2.8° ↑N(広角カメラ)


Sh 2-157(散光星雲), 光度:– mag, 直径:90′, 分類:E
BKP300(1500mm f5), MPCC-MK3, HEUIB-II, Sony α7s(新改造)
ISO12800, 30s x 24, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2017/11/16  -3℃, 東御市・観測所
視野角: 80′ x 50′  ↑N

前出NGC 7635 バブル星雲の南西すぐ近くの星域、カシオペア座とケフェウス座にまたがる大きな星雲です。Sh 2-157は、ウォルフライエ星 WR 157 を含む星団(Mrk 50)を取り囲むようにリング状に広がっています。フィラメント状に広がるこの星雲の南側は特に明るいSh 2-157aと呼ばれる星雲を中心に明るいHII領域が広がっています。全体の形はクワガタ虫に似ているためクワガタ虫星雲という愛称もあります。

クワガタ虫の右角の西側には、小さいながらまとまった明るい7.9等のNGC7510散開星団があります。

 

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NGC 7635(Sh 2-162・バブル星雲・散光星雲・カシオペア座)


NGC 7635(Sh 2-162・散光星雲), 光度:– mag, 直径:40′, 分類:E
IC 1470(Sh 2-156・散光星雲), 光度:– mag, 直径:2′, 分類:E
Sh 2-157(散光星雲), 光度:– mag, 直径:90′, 分類:E
NGC 7538(Sh 2-158・散光星雲), 光度:– mag, 直径:10′, 分類:E
Sh 2-159(散光星雲), 光度:– mag, 直径:7′, 分類:E
Sh 2-161(散光星雲), 光度:– mag, 直径:55′, 分類:E
Sh 2-163(散光星雲), 光度:– mag, 直径:10′, 分類:E
M52(散開星団), 光度:6.9 mag, 直径:16′, 分類:I2r
NGC 7510(散開星団), 光度:7.9 mag, 直径:7′, 分類:II2m

タカハシFSQ85ED(320mm f3.8), Pentax K-70(改造)、HEUIB-II
ISO3200, 90s x 8, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2017/09/21  +11℃ 東御市・観測所
視野角:4.2° x 2.8° ↑N(広角カメラ)

カシオペア座とケフェウス座の境界付近であるこの空域にはNGC7635を中心にたくさんの星雲を一度に見ることができます。

NGC 7635(散光星雲), 光度:– mag, 直径:40′, 分類:E
M52(散開星団), 光度:6.9 mag, 直径:16′, 分類:I2r
BKP300(1500mm f5), MPCC-MK3, HEUIB-II, Sony α7s(新改造)
ISO12800, 30s x 24, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2017/09/21, 11℃, 東御市・観測所
視野角: 80′ x 50′  ↑N

NGC7635は、ウィリアム・ハーシェル卿によって1787年に発見されました。 この星雲の中心部は青色超巨星のO型星であるBD + 60°2522の強烈な恒星風によって形成された気泡(バブル)状の星雲です。強烈な恒星風で吹き飛ばされた恒星のガスは、その先端で周囲の星間ガスを圧縮して気泡状の外縁を作ります。

バブルが広がるにつれて、周囲の星間雲の密度の高い場所ではバブルの成長は阻害されるためバブルは非対称に拡大していきます。そのために中心星BD + 60°2522は星雲の中心になくかなり偏心した位置に見えています。(異論も様々あるようで、確定した説ではありません。)

BD + 60°2522は天の川銀河のペルセウス・アームのカシオペアOB2恒星群に所属します。すでにヘリウムの燃焼段階に入り強い恒星風で水素の外殻を失って高温の恒星内部がむき出しとなった青色巨星です。これは、ウォルフ・ライエ星とまったく同じ構造なのですが、多くのスペクトルの特異性と周囲の星雲への反映に不一致があるため正確な分類ができていません。

 

 

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火球 2018年1月27日02時20分

2018年1月27日 02時20分、愛知県上空を飛んだ火球のようです。長野県東御市では南西天の低い位置に流れました。-6等級ぐらいの明るさで爆発と流星痕を伴う大物でしたが、残念ながら流星音はありませんでした。今週2個目、出るときは続けて出るもんです。長野県東御市・観測所カメラ。

 

 

 

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Sh 2-129(散光星雲・ケフェウス座)


Sh 2-129(散光星雲), 光度:– mag, 直径:140′, 分類:E
タカハシFSQ85ED(320mm f3.8), Pentax K-70(改造)、HEUIB-II
ISO3200, 90s x 8, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2017/09/18  +14℃ 東御市・観測所
視野角:4.2° x 2.8° ↑N(広角カメラ)

ケフェウス座α星の南約3度の位置にある大きな散光星雲です。画面左下に見える紫色の小星雲はvdB140です。


Sh 2-129(散光星雲), 光度:– mag, 直径:140′, 分類:E
BKP300(1500mm f5), MPCC-MK3, HEUIB-II, Sony α7s(新改造)
ISO12800, 30s x 24, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2017/09/18, 14℃, 東御市・観測所
視野角: 80′ x 50′  ↑N

画面左上の青色巨星HR8119によって電離発光しているものと思われます。近年このHR8119の周囲にフランスのアマチュア天文学者Nicolas Outtersによって新しい星雲が発見されました。Outters 4と呼ばれるその星雲は双極形をしておりスペクトルからは惑星状星雲にそっくりなのですが、中心にある青色巨星HR8119を取り囲むガスの幕というおよそ通常の惑星状星雲とはかけ離れた構造をしています。

まだその構造は解明されていませんが、Outters 4はSh 2-129とほぼ同じ位置にありHR8119からSh 2-129への物質の放出に関連する構造であろうと考えられています。

残念ながら、非常に淡い存在のようで今回の私の写真では全く露出不足で片鱗すら写りませんでした。次シーズンの挑戦課題としておきましょう。


NASA APOD:2014 July 18 – Ou4 の画像、巨大なイカ星雲という説明がついています。
https://apod.nasa.gov/apod/ap140718.html

 

 

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NGC 1555(反射星雲・おうし座)T-Tau と周辺星雲のスペクトル


T-Tau星とNGC 1555

T-Tau星は非常に若い(数百万歳)生まれたての星です。星の周囲には星を生んだ濃厚な星間雲(水素の分子雲)が広がり一部はT-Tauによって照らされ見えています(NGC1555、反射星雲)が、明るさは変化し見えなくなることもあります。

周囲に広がる淡い星雲は、H2の分子雲のはずですがH2は非常に安定で放射することはなく可視光では、背景の星の光を遮断する真っ黒な暗黒星雲として観測されます。しかしここでは淡く光る星雲として見えています、この淡い星雲の正体を確かめるために自作分光器を向けてみました。

T-Tau星と周囲の星雲スペクトル


T-Tau星とNGC 1555のスペクトル
BKP300(1500mm f5), Sony a7s(改造)、自作分光器(愛光者7号)、ISO25600, 30s x 12, 2017/11/19   長野県東御市・観測所

分光器のスリットを改良、ワイドスリット(250μ)とナロースリット(80μ)が同時に使えるようにしました。ナローでT-Tau星をワイドで星雲を同時に測定します。ワイドスリットのおかげで対象の導入も楽になりました。

NGC1555はT-Tauの光を反射している反射星雲であることがスペクトルから確認できます(連続光で光っている)。Hgは光害、蛍光灯由来。さらにその外側の淡い部分も連続光で光っているので、分子雲が恒星の光を透過もしくは反射している姿と思われます。

内部から透過してきた光なのか反射している光なのかの判別はつきませんが電離発光星雲でないことは確かです。つまりこの淡い部分は分子雲が星雲内部の不可視な恒星によって、照らされて光っているので星雲の分類で言えば反射星雲がもっとも近いのでしょう。これを単純に分子雲と表記すると分子雲は発光すると誤解を招きかねないので適切ではありません。

 


T-Tau星 生データの解析グラフ
T-Tau星は主系列の恒星とまったく異なり星雲のように強い輝線があります。今回OI?の輝線が見えていますが過去のデータを見ると、これはありません。明るさだけでなくスペクトルも変化しているのか?、それとも別の原因でしょうか?

 

 

 

 

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パンスターズ彗星 (C/2016 R2) 2018/01/20


パンスターズ彗星(C/2016 R2)
BKP300 1500mm f5 反射, MPCC-MK3, Sony α7s(新改造), ISO12800, 露出40分 メトカーフ合成, 高橋NJP赤道儀, temmaPC, α-SGRIII, 観測所(長野県東御市) 2018/01/20, 19h20m JST.  視野角: 54′ x 36′  ↑N

昨年末から青いイオンテイルの活性が急激に上がって複雑な形の長いイオンテイルが見えるようになってきました。イオンの尾は淡いという情報だったので長い露出(40分)で撮影しましたが、思っていたよりイオンテイルが長く、視野からはみ出てしまいました。ダストテイルも見えてきて見ごたえのある姿です。しかし、イオンテイルは非常に淡くとても分光観測はできそうになく、露出も長くなるため短時間の形状変化を追うのも難しそうです。

 

 

 

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NGC 7023(アイリス星雲・散開星団+反射星雲・ケフェウス座)


NGC 7023(散開星団+反射星雲), 光度:7.1 mag, 直径:5′, 分類:–
タカハシFSQ85ED(320mm f3.8), Pentax K-70(改造)、HEUIB-II
ISO3200, 90s x 8, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2017/09/18  +14℃ 東御市・観測所
視野角:4.2° x 2.8° ↑N(広角カメラ)

広い画角のカメラで撮影すると、アイリス星雲は非常に大きな赤黒い星間雲の雲に囲まれていることがわかります。画面左(東)にある小さな星雲はSh 2-136 (vdB 141)で内部で星の卵グロビュールが成長している様子が見えています。


NGC 7023(散開星団+反射星雲), 光度:7.1 mag, 直径:5′, 分類:–
BKP300(1500mm f5), MPCC-MK3, HEUIB-II, Sony α7s(新改造)
ISO12800, 30s x 24, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2017/09/18, 14℃, 東御市・観測所
視野角: 80′ x 50′  ↑N

NGC 7023はハーシェル卿によって1794年に発見されていますが、それはアイリス星雲の中心にある7.1等の若い青い星(V380 Cepという変光星)を含むいくつかの星から成る散開星団だろうということになっています。(ハーシェル卿の注意書きからは星雲を示唆する記載もありますが)その後様々なカタログにこの星雲は、散光星雲として、散開星団として、反射星雲として掲載されたので参考とする文献でまちまちな表記となってしまったようです。

アイリスの花に似るとして通称アイリス星雲と呼ばれているこの星雲の大まかな正体は、中心にある生まれたての7等のBe星HD 200775 (V 380 Cep) が周囲の星間ガス(塵)を照らし出す反射星雲です。星雲の色はHD 200775星の色を反映すると共に星間雲が青い色を選択的に反射するために鮮やかな青い星雲として見えているのです。

しかしややこしいことに中心付近を拡大してみるとHD 200775星の北側には小さな赤い電離した星雲領域も見えていてここは散光星雲(電離星雲)です。2007年この部分の分光観測から多環芳香族炭化水素、フラーレン、ダイヤモンドと思われる輝線が発見され星間塵の性質を知る発見として大変注目されています。つまり、NGC 7023は散開星団であり反射星雲であり散光星雲(電離発光星雲)でもあるわけです。

そしてこの星雲を取り囲むように見えている赤黒いものは星雲を取り囲む大きな星間塵です。その組成はほとんどが水素分子H2で構成されるいわゆる分子雲だと思われます。通常H2は非常に安定しているので発光せず、可視光ではバックの星の光を遮る真っ黒な暗黒星雲としてのみ観測されるのですが不思議なことにここでは淡いとはいえうっすらと光っています。

おうし座T星周囲の同様の星雲に分光器を向けてみたところ連続光で光っていることがわかりました。どうも星雲内部の恒星の光が漏れて(透過して)見えているのではないかと思われます、青い光は星間ガスで散乱吸収されて波長の長い赤い光りのみが透過して見えているとすると赤黒い色の説明もつきます。これを単純に分子雲と表記するのは分子雲の性質に誤解を招きそうでうまくありません。

 

 

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火球 2018年1月21日05時29分

2018年1月21日 05時29分ごろ、山梨県上空に現れた火球です。-4等級ぐらいでしょうか。長野県東御市・観測所カメラ。

 

 

 

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NGC 7741, 7735, 7745(銀河・ペガサス座)


NGC 7741 (銀河), 光度:11.3mag, 直径:4.5′ x 2.9′, 分類:SBc
NGC 7735 (銀河), 光度:13.6mag, 直径:1.3′ x 54″, 分類:E3
NGC 7745 (銀河), 光度:14.2mag, 直径:42″ x 42″, 分類:E0
BKP300(1500mm f5), MPCC-MK3, フィルター無し, Sony α7s(新改造), ISO12800, 30s x 18, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2017/09/20, +11℃, 東御市・観測所
視野角: 54′ x 36′  ↑N

画面中央の大きな棒渦状銀河がNGC7741です。


NGC 7741とその周囲の小銀河(PGC) 視野角:約20′ x 13’ ↑N

NGC 7741は、やや崩れた腕を持つ棒渦状銀河です。物理的ペアを持つ銀河となっているのでペアは銀河の北にあるPGC214984でしょう。距離は3000万光年と我々の銀河から近い位置にあります。

周囲にはNGC 7741よりはるかに遠方にあるであろう暗くて小さな銀河を多数確認でき、これらは銀河群を形成していると思われます。写真中のPGCナンバーのついた小銀河以外にも非常に多くの銀河状天体を見つけることができます。

 

 

 

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NGC 7457(銀河・ペガサス座)


NGC 7457 (銀河), 光度:11.2mag, 直径:4.3′ x 2.3′, 分類:E-S0
BKP300(1500mm f5), MPCC-MK3, フィルター無し, Sony α7s(新改造), ISO12800, 30s x 18, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2017/09/20, +11℃, 東御市・観測所
視野角: 54′ x 36′  ↑N


NGC 7457  視野角:約11′ x 07’ ↑N

単独の楕円-レンズ状銀河です。この銀河の周囲には微少な銀河がいくつか見えていますが関連はありません。

1990年代のHSTの観測によるとこの銀河の核は非常に小さく分解能の限界0.1秒以下で、星の密度は太陽系の近傍の約3万倍もありその核が重力的に保持されている理由は不明でした。最近の研究では中心部にブラックホールの存在が示唆されているようです。

 

 

 

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NGC 7332, 7339(銀河・ペガサス座)


NGC 7332 (銀河), 光度:11.1mag, 直径:4.1′ x 1.1′, 分類:S0/P
NGC 7339 (銀河), 光度:12.2mag, 直径:2.8′ x 42″, 分類:SBbc
BKP300(1500mm f5), MPCC-MK3, フィルター無し, Sony α7s(新改造), ISO12800, 30s x 18, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2017/09/20, +11℃, 東御市・観測所
視野角: 54′ x 36′  ↑N


NGC 7332  視野角:約11′ x 07’ ↑N


NGC 7339  視野角:約11′ x 07’ ↑N

NGC 7332とNGC 7339は、ペガサス座にある近接した銀河です。この2つの銀河は実際にも近い位置にありお互いの回りを回っていると考えられています。7339は電波銀河(電波で明るい)でもあるようですが電波銀河としては6700万光年と近距離にあります。レンズ状銀河の7332は可視光では青白い色をしていてこれも通常のレンズ状銀河とは異なる特徴を持っています。いずれの特徴もお互いの重力的な相互作用によるものかもしれません。

 

 

 

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NGC 7217(銀河・ペガサス座)


NGC 7217 (銀河), 光度:10.1mag, 直径:4.0′ x 3.4′, 分類:Sb
BKP300(1500mm f5), MPCC-MK3, フィルター無し, Sony α7s(新改造), ISO12800, 30s x 24, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2017/09/20, +11℃, 東御市・観測所
視野角: 54′ x 36′  ↑N

 


NGC 6956  視野角:約11′ x 07’ ↑N

ペガサス座の明るいライナータイプの活動銀河核を持つ円形の銀河です。この銀河の外観の最大の特徴は同心円状の3つの円環を持つことです。最も顕著なものは最も外側の環で青い若い星で支配され、この領域で現在は活発に星が生まれていることがわかります。

中心核付近の特徴は、核を中心に逆行する軌道を持つ恒星がたくさん見つかることです。また、2種類の恒星群が存在します。これらは、複数の銀河が合併した証拠とされ、コンピューターシミレーションでは、NGC 6956はレンズ状銀河が小さなガスに富む小銀河を吸収して渦状銀河となったと考えられています。

 

 

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NGC 6956(銀河・いるか座)


NGC 6956 (銀河), 光度:12.3mag, 直径:1.9′ x 1.9′, 分類:SBb
BKP300(1500mm f5), MPCC-MK3, フィルター無し, Sony α7s(新改造), ISO12800, 30s x 24, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2017/09/20, +11℃, 東御市・観測所
視野角: 54′ x 36′  ↑N

 


NGC 6956  視野角:約11′ x 07’ ↑N

いるか座の小銀河です。この銀河の周囲にはいくつも小銀河を見ることができ、NGC 6956はこれらの小銀河とグループを形成しています。活性の高い銀河でもあるようで、超新星が2013年(2013fa 板垣さん発見)、2015年に発見されています。

 

 

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NGC 6905(惑星状星雲・いるか座)


NGC 6905 (惑星状星雲), 光度:11.1mag, 直径: 1.2′, 分類:PN
BKP300(1500mm f5), MPCC-MK3, HEUIB-II, Sony α7s(新改造)
ISO12800, 30s x 16, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2017/09/20, +11℃, 東御市・観測所
視野角: 54′ x 36′  ↑N


NGC 6905 視野角:約11′ x 07’ ↑N
いるか座にある小さな惑星状星雲、英語の愛称はBlue Flash Nebulaです。色から判断するとHeII、Hγの輝線が強い惑星状星雲だと思われます。

星雲は円形ではなくて淡い円錐形の外周を持っていて、中心星は150,000Kの表面温度をもつ白色矮星です。この星雲の核部分は惑星状星雲の中で最も強いOVI輝線を出しているとのこと、分光して確かめてみたら面白そうです。

 

 

 

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M 56(NGC 6779・球状星団・こと座)


M 56(NGC 6779, 球状星団), 光度:8.4 mag, 直径:8.8′, 分類:X
BKP300(1500mm f5), MPCC-MK3, HEUIB-II, Sony α7s, ISO12800, 30s x 24, TS-NJP, TemmaPC, α-SGRIII, 2017/09/20, 11℃, 東御市・観測所, 視野角: 54′ x 36′  ↑N


視野角:約20′ x 13’ ↑N

M56は、こと座にある球状星団です。推定年齢は137億歳と非常に古い星の集団です。異論もあるようですが、現在はオメガケンタウリとして銀河の核だけが残っている矮小銀河が天の川銀河と合併する際に、M56も同時に捕獲された可能性があることが示唆されています。

 

 

 

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