Objekt-Klassifikationen

Integrierte Magnitude (Mag.)

Solange nichts weiter notiert ist, handelt es sich dabei um visuelle Magnituden. Bei galaktischen Sternhaufen beträgt die Unsicherheit etwa ± 0.2 Magnituden. Ein Komma gibt eine teilweise Unsicherheit wieder. Fotografische blaue Magnituden sind mit einem "p" gefolgt von dem Wert angegeben.

Durchmesser in Bogenminuten (Diam.)

Der Durchmesser wurde anhand des POSS und ESO (B) Atlas Filmen abgeschätzt und entspricht mehr oder weniger dem visuellen Eindruch am Teleskop.

Anzahl Sterne (No. *)

Die Anzahl Sterne spiegelt den visuellen Eindruch an einem Fernrohr mittlerer Grösse (ca. 20cm) wieder. Ausser bei sehr armen Sternhaufen unterschätzt dieser Wert stark die wahre Population eines Haufens.

Hellste Sterne (Br. *)

Visuelle Magnitude

Durchmesser in Bogenminuten (Diam.)

Konzentrationsklasse (Conc.)

Die Konzentrationsklassen wurden erstmalig von Shapley und Sawyer zugewiesen. Kugelsternhaufen sind in 12 Klassen, basierend auf sinkender Konzentration der Kernregion eingeteilt. Kleinere Nummern geben grössere Konzentrationen an. Ein Wert von 1 verzeichnet die höchste zentrale Konzentration; ein Wert von 12 zeigt fast keine zentrale Konzentration an.

Bemerkung: Einem komplexen Objekt können in diesem System mehrere Typenbezeichnungen zugeordnet werden. Beispielsweise wurde Messier 76 als II+IV bezeichnet. Die Typen werden mit einem + (plus) verbunden und nicht mit einem Komma abgetrennt.

Abmessungen in Bogenminuten (Dim.)

Typ

Fotografische Helligkeit (ph. Brt.)

Die Helligkeit ist ein numerischer Wert, welche die Helligkeit auf den Fotoplatten des POSS beschreibt. Der Wert reicht von 1 bis 6, wobei 1 am hellsten und 6 kaum erkennbar ist. Gegeben genügend Öffnung unter einem guten Himmel, liegen die Klassen 1 und 2 Emissionsnebel innerhalb des visuell sichtbaren Bereiches. Kategorie 3 sind schwierig und mehr als 4 liegen jenseits des visuell Sichtbaren. Dieselbe Skala wurde auch für Reflexionsnebel angewandt, doch sind diese im Allgemeinen schwieriger zu beobachten. In diesen Fällen liegt meist der Stern, welcher den Nebel anstrahlt, innerhalb des Blickfeldes und man wird geblendet.

Farbindex

Der Farbindex ist als numerischer Wert von 1 bis 4 angegeben, basierend auf Inspektionen der blauen und roten POSS-Platten. Die Bedeutung ist folgende:

1 =	am hellsten auf blauen Platten (meist Reflexionsnebel)
2 =	gleich hell auf blauen und roten Platten (Emmisions- und Reflexionsnebel oder überbelichtete Emissionsnebel)
3 =	am hellsten auf roten Platten (meist Emissionsnebel)
4 =	nur auf roten Platten sichtbar (schwache oder abgedeckte Emissionsnebel)

Abdeckung (Opacity)

Kontrast, gemessen in einem numerischen Massstab von 1 bis 6, wobei 1 knapp dunkler als die Umgebung und 6 die schwärzesten und am einfachsten erkennbaren Dunkelnebel sind. Der Wert entspricht in etwa der Verdunkelung in Magnituden. Ein Kontrast 6 Objekt verdunkelt den Hintergrund somit um etwa 6 Magnituden.

Abmessungen (Dim.)

Visuelle Helligkeit (v Mag)

Die totale visuelle Helligkeit wurde anhand der Daten im ESO-LV, RC3 oder PGC auf ermittelt. Die Unsicherheit der Helligkeit bewegt sich im Rahmen von ein paar hundertstel bis ein Drittel oder einer halben Magnitude.

Dimensionen (Dim.)

Die scheinbaren Abmessungen der Galaxien können nicht genau gemessen werden. In der Praxis wird der wahrgenommene Durchmesser der Galaxie visuell in erster Linie durch die verwendete Teleskopöffnung bestimmt. Fotografisch wird er durch die Resthelligkeit des Nachthimmels begrenzt, welche etwa 23mag an einem perfekt dunklen Ort beträgt. Die Angaben an dieser Stelle stammen aus dem Deep-Sky Field Guide to Uranometria 2000.0 und beruhen hauptsächlich auf Messungen auf den Fotoplatten der Sky Surveys.

Oberflächenhelligkeit (SB)

Nach einer Faustregel wird die mittlere Oberfl&aum;chenhelligkeit einer Galaxie errechnet, indem die visuelle Helligkeit der Galaxie durch die fotografisch ausgemessene Fläche in Bogenminuten dividiert wird. Bei einer Galaxie mit der Oberflächenhelligkeit von 14.5mag erscheint jede Quadrat-Bogenminute so hell wie ein 14.5mag Stern. Um sich visuell vorstellen zu können wie lichtschwach dies ist, wird am besten ein 14.5mag Stern im Teleskop soweit unscharf gestellt, bis die Fläche des Scheibchens eine Quadrat-Bogenminute beträgt. Erfahrung zeigt, dass Galaxien mit einer oberflächenhelligkeit geringer als 14.5mag sehr schwierig zu beobachten sind, egal wie hoch ihre visuelle Helligkeit ist. Als gutes Beispiel dient hier die Galaxie M 33 in Triangulum. Mit einer visuellen Helligkeit von 5.7mag ist sie sogar von blossem Auge sichtbar, doch in einem Teleskop mit geringer Vergrösserung erscheint sie mit Ausnahme einiger heller Knoten sehr lichtschwach.

Galaxien-Klassifikation (Type)

Abb. 6.1: Das Galaxien-Klassifikationssystem nach Edwin Hubble [bk5]

Der Deep-Sky Corner beschreibt die unterschiedlichen Galaxientypen mithilfe des morphologischen Galaxien-Klassifikationssystem (Tab. 6.2), welche die von de Vaucouleurs überarbeitete Version des bekannten Klassifikationssystem nach Edwin Hubble (Abb. 6.1) darstellt.

Elliptische Galaxien sind jene, deren Form komplett glatt ist und deren Helligkeit vom Zentrum nach aussen hin gleichmässig abfällt. Das wichtigste Charakteristikum ist, dass die Galaxie in ihrem Lichtprofil keinerlei Anzeichen einer scheibenförmigen Form aufweisen darf. Die Galaxie M 49 m Sternbild Virgo ist ein gutes Beispiel dafür.

Linsenförmige Galaxien weisen Charakteristiken von elliptischen und Spiralgalaxien auf. Ihr gesamtes Erscheinungsbild ist diffus, wie bei den elliptischen, doch weisen sie eine Scheibenform aufn und zeige teils auch Strukturen welche schwach definierten Spiralarmen ähneln. Die Galaxie NGC 3115 im Sternbild Sextans ist ein gutes Beispiel hierfür.

Spiralgalaxien variieren in ihrer Struktur von glatten linsen/spiralförmigen Übergangformen (Typ S0/a) bis zu sehr klumpigen und unregelmässen, meiste offenen System mit geringer Oberflächenhelligkeit (Typ Sm). Beispiele dieser Stadien entlang der Spiralsequenz sind: M 94 (Typ Sab) in Canes Venatici, M 61 (Typ Sbc) in Virgo und M 33 (Typ Scd) in Triangulum.

Die linsenförmigen und die Spiralgalaxien werden weiterhin in die Familen ohne Balken (SA), solche mit (SB) und die gemischten Übergangsstufen (SAB) unterteilt. Von allen drei Familien gibt es ungefähr gleich viele: Galaxien mit Balken sind keineswegs selten. In jeder Familien können sich die Spiralarme in einer wagenradähnlichen Form winden (S-förmig) oder die inneren Arme können so eng gewunden sein, dass sie einen inneren Ring formen, gekennzeichnet mit (r), bis zur Übergangsform, bei der die Arme beinahe in einem geschlossenen Ring enden. Bei den linsenförmigen Galaxien kann der innere Ring praktisch als separate Einheit erscheinen, häfig mit einem hellen Balken über den ganzen Durchmesser. Die Galaxie gleicht dann einer futuristischen Raumstation aus den 50er Jahren oder einem grossen griechischen Theta.

Irreguläre Galaxien sind allgemein nicht streng symmetrische Objekte, wie ihr Name vermuten lässt, doch häfig zeigen sie einen gut ausgeprägten Balken (wie bei der Grossen Magellanschen Wolke) und eine verkümmerte Spiralstruktur.

DDO Leuchtkraft-Klasse: Der Bereich der wahren Leuchtkraft unter irregulären und Spiralgalaxien beträgt weit mehr als der Faktor 100 (fünf Magnituden). Im Jahre 1960 führte van den Bergh an der University of Toronto's David Dunlap Observatory (DDO) Leuchtkraftklassen für solche Galaxien ein. Dieses Klassifikationsschema benutzt dieselbem römischen Zahlzeichen wie für die Leuchtkraftklassen von Sternen: Spiralgalaxien der Leuchtkraftklasse I sind die hellen Superriesen, diejenigen der Leuchtkraftklasse V die schwachen Zwerge, und die Stufen II, III und IV stellen Zwischenstufen dar.

Da die Leuchtkraftklasse von der Stärke der Spiralarme abhängt, kann sie nicht für linsenförmige oder elliptische Galaxien übernommen werden. Galaxien mit starken, gut ausgeprägten Spiralarmen gehören der Leuchtkraftklassse I an, solche mit schwachen, aber immer noch verfolgbaren Spiralarmen der Klasse III und solche mit wenig oder gar keiner Spur einer Spiralstruktur der Leuchtkraftklasse V.

Zwischen der Leuchtkraftklasse und der Oberflächenhelligkeit besteht ein grober Zusammenhang: mit der Leuchtkraft steigt ebenfalls die Oberflächenhelligkeit. Die meisten Klasse I Spiralgalaxien besitzen eine hohe Oberflächenhelligkeit, während die meisten Zwerggalaxien der Klasse V eine niedrige besitzen. Dies liess Corwin die zusätzlichen Klassen V-VI und VI einführen, welche für die extrem lichtschwachen Zwergalaxien bestimmt waren, die auf den hochkontrastigen, lang belichteten Fotoplatten des ESO/SERC Southern Sky Survey und des Second Palomar Sky Survey gefunden wurden. Es ist noch nicht bekannt, ob diese neuen Leuchtkraftklassen mit der absoluten Helligkeit der Galaxien korrelieren wie es die traditionellen DDO Leuchtkraftklassen tun. In jedem Falle ist es ziemlich zweifelhaft, dass solch eine lichtschwache Zwergalaxie selbst in Grossteleskopen visuell gesehen werden kann. Die mittlere Oberflächenhelligkeit einer solchen Galaxie beträgt rund 16 Magnituden pro Quadrat-Bogenminute Fläche.

Positionswinkel (PA)

Der Positionswinkel ist gegeben für merklich längliche Galaxien, wann immer diese zuverlässig gemessen wurden. Bei kreisrund erscheinenden Galaxien kann natürlich keine Angabe des Positionswinkels gemacht werden. Diese Winkel sind im Gegenuhrzeigersinn gemessen von Norden (0°) nach Osten (90°). Ein Positionswinkel von 0° bedeutet eine Längsausrichtung der Galaxie in Nord-Süd-Richtung, ein Winkel von 90° eine Ost-West-Ausrichtung usw. Nach einer halben Umdrehung ist die Lage wieder gleich, weshalb die Angabe des Positionswinkels lediglich im Bereich 0°<=PA<180° erfolgt. [bk23]