Edge-On-Galaxie NGC4244 (CVn) am 02.05.2026, f = 1200 mm, QHY294C, IRB-Filter, skaliert auf 35% und 50% der Originalauflösung, aufgenommen bei Vollmond. In den äußeren Teilen der Galaxienscheibe sind bläuliche Strukturen erkennbar, wahrscheinlich Haufen von hellen jungen Sternen.
Edge-On-Galaxie NGC5907 (Dra) mit Supernova SN2026kid am 01.05.2026, f = 1200 mm, QHY1253P, SLOAN-r-Filter, skaliert auf 70% der Originalauflösung. Das Ziel dieser Aufnahme war es, eine mögliche Polarisation der Supernova zu messen. Aufgrund des Pixelrauschens zeigen alle Sterne im Feld (und auch die helle Zentralregion von NGC5907) einen linearen Polarisationsgrad (DoLP) von einigen Prozent, aber dieses weitgehend einheitliche Offset-Signal ist lediglich auf die Art und Weise zurückzuführen, wie der (per Definition nicht-negative) DoLP aus den verrauschten Pixelintensitäten berechnet wird, und stellt daher ein Artefakt dar. Es stellte sich heraus, dass die Polarisation von SN2026kid nicht statistisch signifikant von diesem Hintergrundsignal abweicht. Dies bedeutet entweder, dass SN2026kid nicht polarisiert ist, oder dass ihr DoLP zu niedrig ist, um mit den verwendeten Instrumenten nachweisbar zu sein. Wenn Polarisation in einer Supernova auftritt, wird sie durch Thomson-Streuung an freien Elektronen verursacht und deutet auf eine asymmetrische Explosion hin, wobei typische DoLP-Werte von polarisierten Supernovae im r-Bereich bei lediglich etwa einem Prozent liegen (Patat, 2017, DOI:10.1007/978-3-319-21846-5_110).
Edge-On-Galaxie NGC5907 (Dra) am 29./30.04.2026, f = 1200 mm, QHY294C, IRB-Filter, skaliert auf 35% und 70% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50%, 70% und 100% der Originalauflösung). In der Scheibenebene der Galaxie ist die Supernova SN2026kid zu erkennen.
Balkenspiralgalaxien NGC4747 und NGC4725 (Com) am 22.-26.04.2026, f = 600 mm, QHY294C, IRB-Filter, skaliert auf 50% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 70% und 100% der Originalauflösung). Diese beiden nahe beieinanderliegenden Galaxien wechselwirken gravitativ miteinander, was bei NGC4747 zur Bildung von zwei entgegengesetzt gerichteten Gezeitenschweifen geführt hat. Diese Strukturen sind allerdings extrem lichtschwach, so dass eine Belichtungszeit von insgesamt mehr als 22 Stunden verteilt auf fünf Nächte notwendig war, um sie deutlich abzubilden. Die Galaxie NGC4725 zeigt in ihren lichtschwachen Außenbereichen eine bläuliche Färbung, was auf eine intensive Sternentstehungsaktivität hindeutet, vermutlich als Folge der Wechselwirkung mit NGC4747.
Spiralgalaxie NGC2841 (UMa) am 08.04.2026, f = 1200 mm, QHY294C, IRB-Filter, skaliert auf 35% und 70% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50%, 70% und 100% der Originalauflösung). Das untere rechte Bild zeigt eine Gruppe kleinerer, weiter entfernter Galaxien ungefähr 10 Bogenminuten südöstlich von NGC2841.
Balkenspiralgalaxie M100 (Com) mit umgebenden lichtschwachen Galaxien am 22.03.2026, f = 1200 mm, QHY294C, IRB-Filter, skaliert auf 35% und 50% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50% und 70% der Originalauflösung).
Supernovaüberrest IC443 ("Jellyfish Nebula") (Gem) mit benachbarter HII-Emissionsregion auf Basis von RGB-Bilddaten vom 19./20.01.2026, Hα+[OIII]-Bilddaten vom 20./21.01.2026 und SII-Bilddaten vom 20./22.01.2026, f = 300 mm, QHY294C, IRB-, Hα+[OIII]- und SII-Filter, 23:27 Stunden Gesamt-Belichtungszeit, skaliert auf 35% und 70% der Originalauflösung (große Bilder skaliert auf 50% und 70% der Originalauflösung). Die mit StarNet++ von Sternen befreite RGB-Aufnahme wurde kontrast- und farbsättigungsverstärkt, um die kleinen bläulichen Reflexionsnebel nordöstlich (oben links) von IC443 hervorzuheben, dann wurden die farbsättigungs-, aber nicht kontrastverstärkten Sterne wieder addiert. Die Schmalbanddaten (SII, Hα und [OIII]) wurden jeweils mit dem RGB-Bild koregistriert, dann mit StarNet++ von Sternen befreit und mit ImPPG kontrastverstärkt. Schließlich wurden die SII-Daten zum Rotkanal des prozessierten RGB-Bildes addiert, die Hα-Daten zum Grünkanal und die [OIII]-Daten zum Blaukanal. Für die tiefrote SII- und die blaugrüne [OIII]-Emission ist die sich so ergebende Farbwiedergabe einigermaßen realistisch, allerdings wird der ausgeprägte Hα-Anteil der Emission der Nebelgebiete grün und nicht rot dargestellt. Daher entsprechen die Farben insgesamt nicht der Realität, jedoch können Farbunterschiede direkt mit Variationen in der Zusammensetzung der Emissionsnebel in Verbindung gebracht werden. Diese Art der Komposit-Darstellung von SII-, Hα- und [OIII]-Schmalbanddaten wird als "Hubble-Palette" bezeichnet, weil Bilddaten des Hubble-Weltraumteleskops häufig auf ähnliche Weise prozessiert werden.