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Deep-Sky-Fotografie:
Deep-Sky-Objekte
| Inhalt | |
| 1. Allgemeines | 6. Reflexionsnebel |
| 2. Doppelsterne | 7. Dunkelwolken |
| 3. Offene Sternhaufen | 8. Planetarische Nebel |
| 4. Kugelsternhaufen | 9. Supernova-Überreste |
| 5. Emissionsnebel | 10. Galaxien |
Empfohlene Vorkenntnisse: Grundlagen, Montierungen, Nachführung, Deep-Sky allgemein
Allgemeines
Dieser zweite Teil der Anleitung zur Deep-Sky-Fotografie behandelt ausschließlich die verschieden Klassen von Deep-Sky-Objekten im Detail. Im ersten Teil der Anleitung finden Sie die allgemeinen Grundlagen der Deep-Sky-Fotografie. Dort beschriebene Aspekte werden hier nicht mehr behandelt.
Bei der Auswahl der Beispielfotos wurde Wert darauf gelegt, dass die abgebildeten Objekte mit kleinen bis mittleren Amateurteleskopen gut fotografierbar sind.
Copyrights der Beispielfotos: Das Doppelsternfoto stammt vom Autor, die übrigen Fotos haben folgendes Copyright: Walter Gross; astrofire.astronomie.ch
Doppelsterne
Helle Doppelsterne mit weit auseinander stehenden Komponenten lassen sich mit mittleren bis langen Teleskopbrennweiten fokal fotografieren. Der Einsatz einer Barlow-Linse, die die Brennweite verdoppelt oder verdreifacht, kann je nach Brennweite und Abstand der Sternkomponenten in einigen Fällen empfehlenswert sein.
Belichtet man nicht länger als einige Sekunden, kann man bei farbigen Doppelsternen die Farbunterschiede der einzelnen Komponenten deutlich erfassen. Ein Paradebeispiel hierfür ist das Paar Albireo (Beta Cygni) im Sternbild Schwan. Seine Komponenten leuchten orange und grün. Bei längeren Belichtungszeiten werden die Sterne überbelichtet und erscheinen weiss. Bei hellen Exemplaren ist keine Nachführkontrolle erforderlich.
Das Foto zeigt eine solche Aufnahme des Doppelsterns Beta Cygni (Albireo). Aufnahmeoptik war ein 20cm 1:10 Schmidt-Cassegrain-Teleskop. Belichtet wurde ca. drei Sekunden mit der Canon EOS 300D.
Enge Paare können nur mit Hilfe der Okularprojektion getrennt fotografiert werden. Das macht nur bei hellen Exemplaren Sinn, da ansonsten so lange belichtet werden müsste, dass das Seeing die Bildqualität und Auflösung drastisch reduziert und eine erfolgreiche fotografische Trennung sehr enger Doppelsterne fraglich wäre.
Die Methode der Okularprojektion wird im Artikel Grundlagen erläutert.
Offene Sternhaufen
Offene Sternhaufen sind mehr oder weniger lose, meist relativ junge, Ansammlungen von Sternen, die durch die Gravitation zusammengehalten werden. Es gibt sie mit verschiedenen scheinbaren Durchmessern: Einige haben eine Ausdehnung von mehr als zehn scheinbaren Vollmonddurchmessern, andere erreichen nur einen Bruchteil des Vollmonddurchmessers. Ähnlich verhält es sich mit der Helligkeit und Packungsdichte der enthaltenen Sterne: Einige offene Sternhaufen, zum Beispiel die Plejaden ("Siebengestirn") und Hyaden ("Regengestirn") im Stier sind so groß, hell und lose gepackt, dass sie selbst bei mäßig dunklem Himmel mit bloßem Auge beobachtet und problemlos fotografiert werden können. Andere Exemplare sind klein, dicht gepackt, enthalten nur lichtschwache Sterne und können somit nur mit langen Brennweiten in Einzelsterne aufgelöst werden.
Die dichter gepackten offenen Sternhaufen sind kompakter und erscheinen heller als ein loser und weiter ausgedehnter offener Sternhaufen mit gleicher scheinarer Gesamthelligkeit.
Man kann also keine allgemeine Empfehlung für die benötigten Instrumente, Brennweiten und Belichtungszeiten geben. Als Faustregel kann man sagen, dass mit zunehmender freier Öffnung und Belichtungszeit schwächere Sterne sichtbar werden und der Sternhaufen besser aufgelöst wird und eindrucksvoller erscheint.
Das Foto zeigt den Doppelsternhaufen h und chi Persei im Sternbild Perseus. Man beachte die verschiedenen Farben der Sterne! Aufnahmegerät war eine Canon EOS 350D. Belichtet wurde dreimal 5 Minuten bei ISO 800. Optik: Starfire 6'' 1:7 APO-Refraktor. Nachbearbeitet durch den Autor mit Ausschnittsvergrößerung und Tonwertkorrektur.
Foto mit freundlicher Genehmigung von Walter Gross (astrofire.astronomie.ch).
Insbesondere entlang der Milchstraße kann man viele Sternhaufen mit der Piggyback-Methode bereits mit kurz- bis mittelbrennweitigen Kameraobjektiven in Einzelsterne auflösen. Da offene Sternhaufen in der Regel nur aus Sternen bestehen, kann man helle Exemplare auch bei leichter bis mittlerer Lichtverschmutzung eindrucksvoll fotografieren.
Einige extrem junge Haufen enthalten Reste des Gases, aus dem die Sterne entstanden. Bei dunklem Himmel und langen Belichtungszeiten kann man diese als Reflexionsnebel (siehe unten) fotografisch erfassen. Ein Beispiel hierfür sind die bereits erwähnten Plejaden.
Ein Leitstern findet sich erfahrungsgemäß immer direkt im Sternhaufen.
Kugelsternhaufen
Kugelsternhaufen zählen zu den ältesten beobachtbaren Objekten. Sie umkreisen die Galaxis auf elliptischen Bahnen. Sie haben eine recht hohe Entfernung von der Sonne und leuchten daher meistens relativ lichtschwach.
Kugelsternhaufen, selten auch Globale Sternhaufen genannt, sind kugelförmige Ansammlungen von Sternen. Zum Zentrum hin liegt stets eine starke Verdichtung der Sterne vor. Die Belichtungszeit verlängert sich folglich, wenn die schwachen, äusseren Randpartien abgebeildet werden sollen. In Extremfällen ist das Zentrum eines Kugelsternhaufens selbst mit Großteleskopen nur schwer in Einzelsterne auflösbar. Mit Amateurteleskopen der 20 Zentimeter-Klasse lassen sich jedoch ein Großteil der Kugelsternhaufen bis fast zum Zentrum auflösen. Ein Zehn-Zentimeter-Teleskop löst die Randpartien der meisten Kugelsternhaufen in Einzelsterne auf.
Das Foto zeigt den Kugelsternhaufen M13 im Sternbild Herkules. Aufgenommen mit einer ST7 CCD-Kamera. Belichtet wurde viermal eine Minute mit einem Starfire 6'' 1:7 APO-Refraktor.
Foto mit freundlicher Genehmigung von Walter Gross (astrofire.astronomie.ch).
Durch die Verdichtung in Richtung Zentrum werden Kugelsternhaufen zum Zentrum hin heller. Mit einer gegebenen Ausrüstung werden also mit zunehmender Belichtungszeit äussere Partien deutlicher abgebildet und das Objekt erscheint somit ausgedehnter. Umgekehrt wird das dicht gepackte Zentrum manchmal überbelichtet, wenn man die schwächeren, äusseren Partien abbilden möchte. Je größer die Anfangsöffnung ist, umso schwächere Sterne sind erfassbar. Durch das höhere Auflösungsvermögen großer Spiegelteleskope werden die Einzelsterne, unabhängig von ihrer scheinbaren Helligkeit, schärfer und mit einem kleineren Durchmesser auf dem Film bzw. Sensor abgebildet. Dieser Effekt steigert die Auflösung merklich.
Bei vielen Kugelsternhaufen, zum Beispiel M13 im Herkules, erkennt man bereits mit leichten bis mittleren Teleobjektiven in den Randpartien Einzelsterne. M13 hat einen scheinbaren Durchmesser von 15 Bogenminuten, das entspricht 0,47 Vollmond-Durchmessern.
Als Leitstern sind die Sterne im Haufen unbrauchbar. Man benötigt einen Stern mit hinreichender Helligkeit in der Umgebung des Kugelsternhaufens.
Emissionsnebel
Emissionsnebel sind selbstleuchtende, interstellare Wolken, in denen Sterne entstehen. Sie leuchten in einem sehr schwachen, für das bloße Auge nicht sichtbaren, roten Farbton des Wasserstoffs. Dieser wird durch in den Nebel eingebettete, junge Sterne zum Leuchten angeregt. Es zeigen sich auch geringe Anteile weiterer Farben. Deutlich sichtbar sind grün und blau, bisweilen treten braune Nebelschwaden auf. Erst das Lichtsammelvermögen eines Films bzw. Sensors kann diese Rottöne deutlich herausarbeiten, die man visuell erst mit extrem großen Teleskopen wahrnehmen könnte.
Die scheinbare Ausdehnung von Emissionsnebeln schwankt, in der Regel beträgt sie einige 10er Bogenminuten bis zu wenigen Grad. Zum Vergleich: Der Vollmond hat einen scheinbaren Durchmesser von 32 Bogenminuten, das entspricht einem halben Grad. Besonders ausgedehnte Exemplare besitzen meistens eine geringe Flächenhelligkeit. Es muss also länger belichtet werden als bei einem kleineren Nebel mit gleicher scheinbarer Helligkeit.
Emissionsnebel sind nicht überall gleich hell. Ihre Helligkeit hängt von der Dichte des Gases und der eingebetteten Sterne ab: Je dichter der Nebel ist (das sind die Regionen der Wolke, in der derzeit Sterne entstehen) und je mehr Sterne den Wasserstoff zum Leuchten anregen, umso heller erscheint der Nebel.
Die benötigten Belichtungszeiten sind daher bei ein und demselben Objekt unter gleichen Voraussetzungen sehr unterschiedlich und hängen vom gewünschten Detail ab. Sie reichen von einigen Sekunden für die hellsten eingebetteten Sterne über maximal wenige Minuten für die detaillierten, innersten Bereiche eines Nebels bis zu über einer Stunde für die schwachen, äussersten Bereiche. Die Emissionsnebel sind diffus, ihre Helligkeit nimmt nach aussen kontinuierlich ab, bis sie langsam in den dunklen Nachthimmel übergehen. Jede Belichtungszeit zeigt andere, interessante Strukturen.
Bereits mit Normalobjektiven erscheinen viele Emissionsnebel, zum Beispiel der große Orionnebel, rötlich als flächenhafte Objekte. Detaillierte Aufnahmen sind ab etwa 200 bis 300 mm Brennweite möglich.
Das Foto zeigt den großen Orionnebel M42 im Sternbild Orion. Aufgenommen auf Ektachrome 200E Diafilm. Die Belichtungszeit betrug ca. 20 Minuten mit einem 6'' 1:7 APO-Refraktor. Vom Autor mit Tonwertkorrektur nachbearbeitet. Mit einer digitalen Spiegelreflexkamera lassen sich vergleichare Ergebnisse erzielen.
Foto mit freundlicher Genehmigung von Walter Gross (astrofire.astronomie.ch).
Emissionsnebel haben oft einen eingebetteten, offenen Sternhaufen, der aus dem Nebel entstand. Sie treten häufig zusammen mit Reflexionsnebeln und Dunkelwolken (siehe unten) auf.
Reflexionsnebel
Für Refexionsnebel gilt astronomisch und fotografisch prinzipiell das gleiche wie für Emissionsnebel. Der Hauptunterschied zu Emissionsnebeln besteht darin, dass sie nicht selbst leuchten, sondern das Licht nahe gelegener Sterne reflektieren. Reflexionsnebel leuchten in einem intensiven blau und haben oft ein faseriges Erscheinungsbild.
Das Foto zeigt den zentralen Bereich der Plejaden (M45) im Sternbild Stier. Aufgenommen mit einer Canon EOS 350D und Starfire 6'' 1:7 APO-Refraktor. Belichtet wurde zweimal 15 Minuten bei ISO 200. Vom Autor mit Tonwertkorrektur bearbeitet.
Foto mit freundlicher Genehmigung von Walter Gross (astrofire.astronomie.ch).
Reflexionsnebel sind bei gleicher Ausdehnung häufig lichtschwächer als Emissionsnebel. Das kommt daher, dass sie meistens, aber nicht immer, die Überreste der Sternentstehungsgebiete repräsentieren und in ihnen mitunter keine Sterne mehr entstehen. Sie haben daher in der Regel eine geringere Dichte als Emissionsnebel. Prominente Beispiele sind die Reflexionsnebel in den Plejaden und der nördliche Teil des großen Orionnebels.
Um Reflexionsnebel neben Emissionsnebeln abbilden zu können, muss wegen ihrer geringeren Helligkeit länger belichtet werden. Für Reflexionsnebel ist ein absolut dunkler Himmel wichtiger als bei den allermeisten anderen Himmelsobjekten, da sie aufgrund ihrer extrem geringen Flächenhelligkeit sehr schnell überstrahlt werden.
Dunkelwolken
Dunkelwolken, auch Dunkelnebel genannt, strahlen kein Licht aus und machen sich nur dadurch bemerkbar, dass sie das Licht farbig leuchtender Nebel oder hinter ihnen liegender Sternfelder absorbieren. Sie sehen wie tiefschwarze Löcher im Sternenmeer bzw. farbigen Nebel aus. Dunkelwolken bestehen zu einem hohen Anteil aus interstellarem Staub. Es gibt auch Dunkelwolken, die fast nur aus Gas bestehen und es nur keinen Stern in oder um den Nebel gibt, der ihn zum Leuchten anregt. In ihrem Inneren können auch Sterne entstehen.
Ihre Durchmesser betragen einige 10er Bogenminuten, die Obergrenze liegt bei etlichen 10er Grad entlang der Milchstraßenebene.
Die benötigte Belichtungszeit, um eine Dunkelwolke deutlich erkennbar zu machen, hängt von der Helligkeit der sie umgebenden Objekte ab. In der Regel reichen einige Minuten.
Das Foto zeigt den Pferdekopfnebel im Sternbild Orion, die wohl bekannteste Dunkelwolke. Belichtet wurde 5 Minuten bei ISO 800 mit einer Canon EOS 350D. Optik: Starfire 6'' 1:7 APO-Refraktor. Vom Autor mit Tonwertkorrektur bearbeitet.
Foto mit freundlicher Genehmigung von Walter Gross (astrofire.astronomie.ch).
Die Dunkelwolken der Milchstraße, insbesondere im Sternbild Schwan und im Milchstraßenzentrum, lassen sich bereits mit ruhender Kamera unter Verwendung lichtstarker, kurzbrennweitiger Optiken (Weitwinkelobjektive) und mittleren bis hohen ISO-Empfindlichkeiten ab ISO 400 erfassen.
Planetarische Nebel
Hierbei handelt es sich um die abgestoßenen Außenhüllen von sterbenden Sternen, die etwa Sonnenmasse haben.
Sie haben typischerweise Durchmesser von einigen Bogenminuten. Der Vollmond hat zum Vergleich einen scheinbaren Durchmesser von 32 Bogenminuten. Man benötigt für eine gut aufgelöste Fotografie mittlere bis lange Teleskopbrennweiten. Eine Barlow-Linse, die die Brennweite verdoppelt, kann bei lichtstarken, kurzbrennweitigen Teleskopen sehr nützlich sein.
Das Foto zeigt den Hantelnebel M27 im Sternbild Füchschen. Dieser Nebel ist mit 8*6 Bogenminuten Durchmesser (etwa ein Viertel des scheinbaren Vollmonddurchmessers) einer der größten planetarischen Nebel. Belichtet wurde zweimal 5 Minuten im Luminanzkanal sowie je 20 Minuten für den R-, G-, und B-Kanal. Es wurde ein dreifaches Binning (Zusammenfassung mehrerer Pixel zu einem großen Pixel) eingesetzt, um die Empfindlichkeit des CCD-Sensors zu erhöhen. Optik: 6'' 1:7 Starfire APO-Refraktor. Vom Autor mit leichter Helligkeitsreduzierung nachbearbeitet.
Foto mit freundlicher Genehmigung von Walter Gross (astrofire.astronomie.ch).
Planetarische Nebel strahlen im roten Licht des Wasserstoffs und in weiten Teilen im grünen Licht des Sauerstoffs. Letzterer befindet sich meist in den inneren Bereichen des Nebels, der Wasserstoff befindet sich dann in den äusseren Partien des Nebels. Auch blaue und gelbe Farben treten in den inneren Bereichen auf. Auf Farbaufnahmen ergibt das atemberaubende Farbkompositionen.
Die Belichtungszeiten liegen typischerweise bei einigen Minuten. Mit extremen Belichtungszeiten werden die inneren Bereiche überbelichtet, und je nach Objekt zeigen sich extrem lichtschwache, sehr alte abgestoßene Gashüllen. Häufig findet man filigrane Strukturen.
Die schwachen Zentralsterne, die den Nebel abgestoßen haben, lassen sich je nach Helligkeit in mittleren bis großen Amateurteleskopen ab etwa vier Zoll Öffnung fotografieren.
Supernova-Überreste
Supernova-Überreste, auch Supernova-Remnants genannt, sind die Überreste von Supernova-Explosionen, bei denen ein Stern von mehr als 1,3-facher Sonnenmasse am Ende seines Lebens explodierte und seine Materie ausser dem Kern ins All schleuderte.
Supernova-Überreste zeigen sich je nach Alter als mehr oder weniger weit ausgedehnte, konzentrische Gasfetzen. Häufig lassen sie sich nur mit großen Gesichtsfeldern komplett erfassen. Nur sehr junge Exemplare, wie der Krebsnebel (Crab-Nebel) M1 im Sternbild Stier, der im Jahre 1054 v. Chr als Supernova zu sehen war, haben kleine scheinbare Durchmesser. M1 hat einen scheinbaren Durchmesser von sechs Bogenminuten. Das entspricht 0,19 scheinbaren Vollmond-Durchmessern.
Das Foto zeigt den Crab-Nebel M1 im Stier. Die Belichtungszeit betrug viermal 5 Minuten mit einer ST7 CCD-Kamera an einem Starfire 6'' 1:7 APO-Refraktor. Vom Autor mit Tonwertkorrektur und leichter Helligkeitsreduzierung nachbearbeitet.
Foto mit freundlicher Genehmigung von Walter Gross (astrofire.astronomie.ch).
Supernova-Überreste erscheinen auf Fotos extrem filigran und strukturiert. Mit langen Brennweiten lassen sich atemberaubend strukturierte Aufnahmen anfertigen. Die Farbgebung besteht aus roten (Wasserstoff) und grün-blauen (Sauerstoff) Nebelschwaden.
Aufgrund ihrer großen räumlichen Ausdehnung sind Supernova-Überreste, mit Ausnahme einiger junger Exemplare, äusserst lichtschwache Objekte. Die Belichtungszeiten fallen entsprechend lang aus, sie liegen im Bereich von einigen Minuten bis 10er-Minuten, je nach Lichtstärke der Optik, ISO-Empfindlichkeit und gewünschtem Detailreichtum. Lange Belichtungszeiten zeigen eine Fülle von Details. Gerade bei sehr weit ausgedehnten Exemplaren zeigen sich sehr viele Feinstrukturen bei überdurchschnittlich langen Belichtungszeiten. Man sollte deshalb eine Serie mit verschiedenen Belichtungszeiten anfertigen.
Mit der Piggyback-Methode kann man bereits mit Normal- und leichten Teleobjektiven ausgedehnte Exemplare in ihrer weiträumigen Umgebung erfassen.
Galaxien
Galaxien sind lohnende Objekte für die Astrofotografie. Sie treten in einer nicht enden wollenden Formenvielfalt auf und sind von ihrer Helligkeit her auch mit kleinen Amateurteleskopen fotografisch detailreich erfassbar. Es gibt interessante Galaxien für alle Teleskopgrößen. Einige Exemplare sind bereits mit ruhender Kamera und Weitwinkel-Objektiven gut erfassbar, andere sind selbst für große Amateurteleskope eine Herausforderung, da sie erst fotografisch sichtbar gemacht werden können. Mit der Piggyback-Methode und mittleren Teleobjektiven zeigen bereits viele Galaxien des Messier-Kataloges Strukturen.
Speziell bei Galaxien lassen sich Details fotografieren, die sich wegen ihrer geringen Helligkeit und Kontraste mit dem Aufnahmegerät visuell nicht erfassen lassen, auch wenn die Galaxie als ganze eine respektable Helligkeit aufweist und gut sichtbar ist. Eine allgemeine Empfehlung für Belichtungszeiten kann hier nicht gegeben werden, da die Helligkeitsschwankungen von Galaxie zu Galaxie beträchtlich sein können.
Eine genaue Beschreibung der Einzelstrukturen hängt von der jeweiligen Galaxie ab, hier werden deshalb nur allgemeine Beschreibungen gegeben:
Lichtschwache Spiralarme sind mit Amateurteleskopen häufig nur fotografisch erfassbar. Die Spiralarme werden nach aussen hin blasser und lichtschwächer, ihre Ausdehnung hängt somit von der Belichtungszeit ab. In den Spiralarmen zeigen sich mit mittleren und großen Amateurteleskopen mitunter rote Sternentstehungsgebiete (Emissionsnebel) und Staubbänder. Die Staubbänder heben sich bei langen Belichtungszeiten kontrastreich ab.
In nahe gelegenen Galaxien lassen sich ansatzweise große Sternansammlungen als hellere, diffuse Bereiche aufnehmen.
Das Foto zeigt die Triangulum-Galaxie M33 im Sternbild Dreieck, auch Dreiecks-Galaxie genannt. Man beachte den roten Emissionsnebbel innerhalb der Galaxie oben links! Aufgenommen mit einer Canon EOS 350D mit ISO 200 und einer Belichtungszeit von dreimal 5 Minuten. Optik: Starfire 6'' 1:7 APO-Refraktor. Vom Autor mit Tonwertkorrektur nachbearbeitet.
Foto mit freundlicher Genehmigung von Walter Gross (astrofire.astronomie.ch).
Mit langen Belichtungszeiten kann man dokumentieren, wie einige Galaxien wechselwirken oder gar durch Materiebrücken miteinander verbunden sind.
Ein interessantes, über einen längeren zeitraum anzusetzendes Beobachtungsprojekt ist die fotografische Suche nach Supernovae in Galaxien. Hierfür muss man die gleichen Galaxien mit gleichen Aufnahmeparametern regelmässig fotografieren. Erscheint ein neues, sternförmiges Objekt, dass sich auf zwei kurz hintereinander aufgenommenen Fotos nicht bewegt und vielleicht sogar seine Helligkeit verändert, handelt es sich mit hoher Wahrscheinlichkeit um eine Supernova in der betreffenden Galaxie.
Bevor man jedoch eine Neuentdeckung meldet, sollte man sicher gehen, dass man keinen veränderlichen Stern erfasst hat.
Die Suche lässt sich vereinfachen, wenn man zwei Aufnahmen abwechselnd kurz hintereinander betrachtet. Ein neuer Stern erscheint dann blinkend. Springt das neue Objekt zwischen den Aufnahmen hin- und her, handelt es sich um Bildfehler oder einen Asteroiden, der sich zufällig vor der Galaxie befand. Lichtschwache, sternförmige Objekte vor und in einer Galaxie sind deutlicher erkennbar, wenn das Bild in die Negativdarstellung konvertiert wird.
Ergänzende Artikel: Sternstrichspuren, Konstellationen, Deep-Sky allgemein
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