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Im vorangegangenen Teil dieser Serie haben Sie die theoretischen Grundlagen der Deep-Sky-Fotografie kennen gelernt. In dieser Folge werden die einzelnen Motivgruppen im Detail und anhand von Beispielen erläutert. Bei der Auswahl der Beispielfotos wurde Wert darauf gelegt, dass die jeweils abgebildeten Objekte mit kleinen bis mittelgroßen Amateurteleskopen problemlos fotografierbar sind.
Bildquellen: Das Doppelsternbild stammt vom Autor, die anderen Fotos haben folgende Quelle: Walter Gross; Website: http://astrofire.astronomie.ch
Doppelsterne, deren Komponenten weit auseinanderstehen, lassen sich bei mittleren bis langen Brennweiten fokal fotografieren. Je nach Brennweite und Abstand der Komponenten kann die Verwendung einer Balow-Linse, die die Teleskopbrennweite verdoppelt oder verdreifacht, sinnvoll sein.
Bei farbigen Doppelsternen lässt sich die Farbe der Komponenten gut darstellen, sofern nicht länger als ein paar Sekunden belichtet wird. Ansonsten erscheinen die Sterne überbelichtet und weiss. Ein gutes Beispiel hierfür ist der Doppelstern Albireo im Schwan, seine Komponenten leuchten orange und grün.
Sehr enge Paare lassen sich nur mit Hilfe der Okularprojektion getrennt fotografieren. Das ist jedoch nur bei sehr hellen Exemplaren sinnvoll, da die Okularprojektion einen sehr starken Lichtverlust zur Folge hat. Ausserdem machen sich bei den benötigten Belichtungszeiten im Bereich von einigen Sekunden die Luftturbulenzen störend bemerkbar. Dies macht die eindeutige Trennung enger Paare sehr schwer bis unmöglich.
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Offene Sternhaufen sind relativ lose, meistens junge Sternansammlungen, die durch Gravitation zusammengehalten werden. Sie haben scheinbare Durchmesser von einigen Bogenminuten bis hin zu zehn scheinbaren Vollmonddurchmessern. Mit den Helligkeiten und Packungsdichten verhält es sich ähnlich: Bei einigen Haufen, zum Beispiel den Plejaden (Foto siehe "Reflexionsnebel") und Hyaden, stehen die Sterne sehr weit auseinander, andere sind sehr dicht gepackt. Die dichter gepackten sind kompakter und erscheinen heller als ein gleich heller Sternhaufen, dessen Komponenten auf eine große Fläche verteilt sind. In Extremfällen lassen sich lichtschwache, dicht gepackte offene Haufen nur mit langbrennweitigen Teleskopen fotografisch in Einzelsterne auflösen.
Es lässt sich also keine allgemeine Empfehlung für die benötigten Brennweiten und Belichtungszeiten geben. Als Faustregel kann man sagen, dass ein offener Sternhaufen mit zunehmender Teleskopöffnung und Belichtungszeit eindrucksvoller erscheint, da die Auflösung steigt und lichtschwächere Sterne abgebildet werden können.
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.
Bei einigen jungen Haufen erkennt man mitunter Reste des interstellaren Gases, aus dem sie gebildet wurden. Diese sind meistens als Reflexionsnebel (siehe unten) fotografierbar. Ein Beispiel sind die bereits erwähnten Plejaden.
Ein Leitstern für die Nachführung findet sich meistens direkt im Sternhaufen.
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Die Kugelsternhaufen sind kugelförmige Ansammlungen von Sternen. Sie zeigen immer eine mehr oder weniger starke Verdichtung zum Zentrum hin und werden folglich zum Zentrum hin heller. Die Belichtungszeit verlängert sich also, wenn weiter aussen liegende Partien abgebildet werden sollen. In Extremfällen können die Zentren von sehr dichten Kugelsternhaufen selbst von Großteleskopen nur schwer in Einzelsterne aufgelöst werden.
Die meisten Kugelsternhaufen lassen sich mit Teleskopen mit 20 bis 30 Zentimeter Öffnung bis weit zum Zentrum hin auflösen. Mit Teleskopen der zehn Zentimeter-Klasse lassen sich die Randpartien von Kugelsternhaufen gut auflösen. Mit zunehmender Teleskopöffnung sind auch schwächere Sterne erfassbar, das Objekt wird somit ausgedehnter (im Zentrum der Kugelhaufen erscheinen die Sterne heller, wenn sie an der Grenze der Auflösung extrem dicht aneinanderliegen). Die Sterne haben dann aufgrund der höheren Auflösung großer Spiegeldurchmesser auch einen kleineren Durchmesser und erscheinen schärfer. Dieser Effekt steigert die Auflösung merklich.
Als Leitsterne sind die Haufenmitglieder ungeeignet, man benötigt einen Leitstern in unmittelbarer Nähe des Haufens.
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Emissionsnebel sind selbstleuchtende Sternentstehungsgebiete. Sie leuchten in einem roten Licht, dass so schwach ist, dass es für das bloße Auge kaum erkennbar ist. Dieses rote Licht ist das Licht vom zweifach ionisierten Wasserstoff. Die bereits gebildeten Sterne regen den Nebel zum Leuchten an. Es treten auch grüne und braune Farben auf, jedoch in weit geringerem Ausmaß als das rote Licht. Erst das Lichtsammelvermögen eines Sensors kann das schwache farbige Leuchten zum Vorschein bringen.
Die Ausdehnung solcher Emissionsnebel schwankt, sie beträgt einige 10 Bogenminuten bis zu einigen Grad. Weit ausgedehnte Nebel besitzen eine geringere Flächenhelligkeit als kleine, kompakte Nebel mit gleicher Helligkeit, da sich bei gleich hellen Nebeln bei dem größeren Exemplar die gleiche Lichtmenge über eine größere Fläche verteilt.
Die Emissionsnebel sind nicht überall gleich hell. Ihre Helligkeit hängt von der Dichte des Gases und der Anzahl der eingebetteten Sterne ab. Je dichter der Nebel ist, und je mehr Sterne das Gas zum Leuchten anregen, umso heller erscheint der Nebel.
Hieraus folgt unmittelbar, dass die Belichtungszeiten von Nebel zu Nebel, sogar bei ein und demselben Objekt, unter gleichen Voraussetzungen sehr unterschiedlich sein können. Sie reichen von einigen Sekunden für hochaufgelöste Details in den Zentren bis zu über einer Stunde für äussere Randpartien. Die Helligkeit eines Emissionsnebels nimmt nach aussen hin ab, bis er diffus in den Weltraum übergeht. Jede Belichtungszeit zeigt andere, interessante Strukturen.
Man erkennt bei vielen großen Emissionsnebeln, zum Beispiel beim großen Orionnebel oder Lagunennebel, bereits mit Standardobjektiven kleine, flächenhafte rosarote Strukturen. Detailaufnahmen sind ab etwa 200 bis 300 Millimeter Brennweite möglich.
Häufig haben Emissionsnebel einen eingebetteten, offenen Sternhaufen, der aus dem Nebel entstand. Sie treten oft zusammen mit Reflexionsnebeln und Dunkelwolken (siehe unten) auf.
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Für Reflexionsnebel gilt astronomisch und fotografisch das gleiche wie für Emissionsnebel. Der einzige, aber wesentliche Unterschied besteht darin, dass das Gas eines Reflexionsnebels nicht selbst leuchtet, sondern das Licht benachbarter Sterne reflektiert. Reflexionsnebel leuchten meistens in einem intensiven blau und haben oft ein faseriges Erscheinungsbild.
Reflexionsnebel sind in der Regel lichtschwächer als Emissionsnebel gleicher Ausdehnung. Das kommt daher, dass sie meistens, jedoch nicht immer, die Überreste von Sternentstehungsgebieten repräsentieren und in ihnen in der Regel keine Sterne mehr entstehen. Sie haben häufig eine geringere Dichte als Emissionsnebel. Bekannte Beispiele hierfür sind die Reflexionsnebel in den Plejaden und der nördliche Teil des Orionnebels.
Aufgrund ihrer geringen Helligkeit müssen Reflexionsnebel länger belichtet werden als Emissionsnebel. Für sie ist ein absolut dunkler Himmel wichtiger als bei fast allen anderen Deep-Sky-Objekten.
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Dunkelwolken werden auch Dunkelnebel genannt. Sie strahlen kein Licht aus. Man erkennt sie nur daran, dass sie das Licht hinter ihnen befindlicher, leuchtender Nebel und Sternfeldern absorbieren. Sie erscheinen wie tiefschwarze Löcher vor einem farbigen Nebel oder Sternfeld. Dunkelwolken bestehen zu einem großen Anteil aus interstellarem Staub. Es gibt aber auch Dunkelwolken, die fast ausschließlich aus interstellarem Gas bestehen. Sie beherbergen noch keinen Stern, der sie zum Leuchten anregt; in ihrem Inneren entstehen auch Sterne.
Ihre Durchmesser betragen einige 10 Bogenminuten, die Obergrenze liegt bei etlichen Grad entlang der Milchstrasse.
Die benötigte Belichtungszeit, um eine Dunkelwolke deutlich zum Vorschein zu bringen, hängt von der sie umgebenden Region ab. Meistens reichen einige Minuten. Die Dunkelwolken innerhalb der Milchstraße, insbesondere im Schwan und am Milchstraßenzentrum, lassen sich bereits mit ruhender Kamera unter Verwendung lichtstarker, kurzbrennweitiger Optiken und mittlerer bis hoher ISO-Empfindlichkeiten erfassen.
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Planetarische Nebel sind die abgestoßenen Hüllen von sterbenden Sternen mit etwa Sonnenmasse.
Ihre typischen Durchmesser betragen einige Zehntel bis ein paar Bogenminuten. Der Vollmond hat zum Vergleich einen mittleren scheinbaren Durchmesser von 32 Bogenminuten. Für eine hoch aufgelöste Fotografie benötigt man also mittlere bis lange Teleskopbrennweiten. Eine Barlow-Linse, die die Teleskopbrennweite verdoppelt, kann bei lichtstarken, kurzbrennweitigen Teleskopen sehr nützlich sein.
Planetarische Nebel strahlen hauptsächlich im Licht des dreifach ionisierten Sauerstoffes und im roten Licht des zweifach ionisierten Wasserstoffes. Der Sauerstoff ist in der Regel im inneren Bereich des Nebels anzutreffen, der Wasserstoff strahlt in den Randpartien. In den inneren Bereichen des Nebels findet man bisweilen auch blaue und gelbe Partien. Das führt auf Farbfotos häufig zu atemberaubenden 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 auch filigrane Strukturen.
Für die schwachen Zentralsterne, die die Nebel abgestoßen haben, benötigt man mindestens vier Zoll Öffnung.
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Bei den Supernova-Überresten, auch Supernova-Remnants genannt, handelt es sich um die Überreste von Supernova-Explosionen, bei denen ein Stern mit mindestens 1,3-facher Sonnenmasse explodierte und seine Materie mit Ausnahme des Kerns ins All schleuderte.
Abhängig von ihrem Alter zeigen sie sich als mehr oder weniger stark ausgedehnte, konzentrische Gasfetzen. Sie lassen sich oft nur mit großen Gesichtsfeldern komplett erfassen. Lediglich sehr junge Exemplare, beispielsweise der Krebsnebel M1 im Stier, haben sehr kleine scheinbare Durchmesser. Dieser hat einen scheinbaren Durchmesser von sechs Bogenminuten (0,19 mittlere scheinbare Vollmonddurchmesser).
Auf Fotos erscheinen Supernova-Überreste extrem strukturiert und filigran, insbesondere mit größeren Öffnungen. Sie bestehen aus roten und grünen, mitunter auch blauen Nebelschwaden aus Wasserstoff (rot) und Sauerstoff (grün und blau).
Sie sind, mit Ausnahme einiger junger, kleiner Exemplare, äusserst lichtschwach. Die Ursache hierfür ist die extreme Ausdehnung dieser Objekte. Entsprechend lang fallen die Belichtungszeiten aus, sie reichen bis zu einigen 10 Minuten. Sie ist abhängig von der Lichtstärke der Optik, ISO-Empfindlichkeit und gewünschtem Detailreichtum. Mit der Belichtungszeit nehmen auch die erkennbaren Details zu. Langbelichtete Aufnahmen sind extrem strukturiert, insbesondere die ausgedehnten Exemplare. Es empfiehlt sich daher eine Belichtungsreihe aus verschiedenen Belichtungszeiten.
Unter Verwendung der Piggyback-Methode kann man bereits mit leichten bis mittleren Teleobjektiven ausgedehnte Exemplare in ihrer Umgebung erfassen.
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Galaxien zählen zu den lohnendsten Objekten der Astrofotografie. Sie haben eine nicht enden wollende Formvielfalt und Detailfülle. Von der Helligkeit her sind sie mit Amateurteleskopen leicht erfassbar. Es gibt interessante Exemplare für alle Teleskopgrößen. Einige Exemplare sind bereits mit ruhender Kamera und Weitwinkelobjektiven erfassbar. Extrem lichtschwache Galaxien hingegen sind selbst für große Teleskope eine Herausforderung, da sie fotografisch überhaupt erst sichtbar gemacht werden können. Die meisten Galaxien des Messier-Kataloges lassen sich bereits mit der Piggyback-Methode und mittleren Telebrennweiten fotografisch detailliert darstellen.
Bei Galaxien lassen sich Details fotografieren, die man aufgrund ihrer geringen Helligkeits- und Kontrastwerte im gleichen Instrument visuell nicht wahrnehmen kann, selbst wenn die gesamte Galaxie eine respektable Helligkeit besitzt. Es lässt sich daher keine allgemeine Faustregel für Belichtungszeiten bei Galaxien angeben, da die Helligkeiten von Galaxie zu Galaxie sehr stark schwanken.
In Bezug auf die Strukturen werden hier nur allgemeine Beschreibungen gegeben, da sie von Objekt zu Objekt extrem unterschiedlich sind.
Die Spiralarme von Spiralgalaxien lassen sich mit kleinen und mittleren Amateurteleskopen in aller Regel nur fotografisch erfassen, da sie für eine visuelle Wahrnehmung mit solchen Teleskopen zu lichtschwach sind. Die Spiralarme werden nach aussen hin blasser und lichtschwächer, ihre Ausdehnung nimmt also mit der Belichtungszeit zu. In ihnen kann man mit mittleren und großen Amateurteleskopen kleine, rote Emissionsnebel und Staubbänder fotografieren. Die Dunkelwolken heben sich bei langen Belichtungszeiten kontrastreich ab.
In nahe gelegenen Galaxien lassen sich große Sternhaufen ansatzweise als kleine, nebelhafte Bereiche aufnehmen.
Mit langen Belichtungszeiten kann man dokumentieren, wie einige Galaxien miteinander wechselwirken und zum Teil durch Materiebrücken verbunden sind.
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Die nächste Folge behandelt die Fotografie von Kometen.
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| Serie-Inhaltsübersicht | |
| Konzept und Ziele der Serie | |
| Grundausrüstung und der richtige Beobachtungsort | |
| ISO–Empfindlichkeiten und Belichtungszeiten | |
| Objektive vom Weitwinkel bis zum Supertele und ihre Anwendungen in der Astrofotografie | |
| Fokussierung von Astrofotos | |
| Erste Astrofotos mit ruhender Kamera: Der Mond | |
| Erste Astrofotos mit ruhender Kamera: Sternenhimmel, Strichspuren und Konstellationen | |
| Das Einsteigerteleskop für die Astrofotografie und Gebrauchtgeräte | |
| Montierungen | |
| Nachführung und Piggyback-Fotografie | |
| Die Sonne | |
| Deep–Sky–Fotografie I | |
| Deep–Sky–Fotografie II | |
| Kometen | |
| Meteore | |
| Einführung in die Fotografie mit Webcams und verwandten Aufnahmesystemen | |
| Astrofotografie und (Fern-)Reisen | |
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