Astrofotografie im Glattal, gleich bei Zürich: Diese Deep-Sky-Bilder zeigen Gasnebel und Sternhaufen, aufgenommen von der Wetterstation Glattbrugg. Alles echte Fotos, keines ist KI-generiert.
Östlicher Schleiernebel · NGC 6992
Leuchtende Stossfront einer Sternexplosion im Sternbild Schwan.
Vor ca. 20 000 Jahren explodierte im Sternbild Schwan ein Stern, der etwa 20-mal so schwer war wie unsere Sonne. Eine solche Explosion heisst Supernova. Ihre Druckwelle breitet sich bis heute aus. Wo sie auf Gaswolken zwischen den Sternen trifft, heizt sie das Gas auf und bringt es zum Leuchten, so entstehen die feinen Fäden, die wie ein Schleier aussehen.
Am Himmel ist der ganze Überrest ca. sechsmal so breit wie der Vollmond. Von blossem Auge sieht man ihn trotzdem nicht, sein Licht ist zu schwach. Erst lange Belichtungen zeigen ihn. Im Bild steht Gold für Wasserstoff und Blau für Sauerstoff: Der Sauerstoff leuchtet dicht hinter der Druckwelle, der Wasserstoff vor allem weiter innen, wo das Gas bereits abgekühlt ist.
Entfernung
ca. 2400 Lichtjahre
Durchmesser
ca. 120 Lichtjahre (ganzer Überrest)
Alter
ca. 20 000 Jahre
Filter
Ha, OIII (HOO)
Belichtung
ca. 2.4 h (48 × 3 min)
Westlicher Schleiernebel · NGC 6960
Der «Hexenbesen» am Stern 52 Cygni, Rest einer Supernova im Schwan.
Der Westliche Schleiernebel gehört zum selben Überrest wie der Östliche. Zusammen mit weiteren Teilen bilden die beiden einen grossen, fast runden Ring aus leuchtenden Gasfäden. Wegen seiner Form heisst dieser Teil auch «Hexenbesen».
Der helle Stern 52 Cygni scheint mitten im Nebel zu stehen. Er ist aber nur ca. 200 Lichtjahre entfernt, der Nebel liegt mehr als zehnmal weiter weg, und die beiden stehen zufällig in derselben Blickrichtung. Entdeckt hat den Schleiernebel der Astronom Wilhelm Herschel im September 1784.
Entfernung
ca. 2400 Lichtjahre
Durchmesser
ca. 120 Lichtjahre (ganzer Überrest)
Alter
ca. 20 000 Jahre
Filter
Ha, im natürlichen Rot eingefärbt
Belichtung
ca. 2.8 h (42 × 4 min)
Adlernebel · M 16
Mit den Säulen der Schöpfung, Sternenwiege im Sternbild Schlange.
Der Adlernebel ist eine riesige Wolke aus Gas und Staub, in der neue Sterne entstehen. Die Sterne in seiner Mitte sind erst ca. 2 Millionen Jahre alt. Zum Vergleich: Unsere Sonne ist ca. 4.6 Milliarden Jahre alt. Die jungen Sterne sind sehr heiss, und ihr ultraviolettes Licht bringt das Gas ringsum zum Leuchten.
In der hellen Mitte stehen die «Säulen der Schöpfung». Das sind dunkle Türme aus kaltem Gas und Staub, die grösste ist ca. 4 Lichtjahre hoch. Berühmt wurden sie 1995 durch ein Bild des Weltraumteleskops Hubble. In ihrem Inneren entstehen Sterne, während die Strahlung von aussen die Säulen langsam abträgt. Den Sternhaufen im Nebel entdeckte um 1745 der Lausanner Astronom Jean-Philippe Loys de Chéseaux.
Entfernung
ca. 5700 Lichtjahre
Ausdehnung
ca. 55 × 45 Lichtjahre
Sterne
ca. 2 Millionen Jahre jung
Filter
SII, Ha, OIII (SHO)
Belichtung
ca. 2.5 h (30 × 5 min)
Emissionsnebel im Fuchs · Sh2-86
Junge heisse Sterne formen Säulen aus Gas und Staub.
Im Sternbild Fuchs liegt ca. 6700 Lichtjahre von uns entfernt eine grosse Wolke aus Wasserstoff. In ihr entstand vor ca. 2 Millionen Jahren der Sternhaufen NGC 6823, dessen heisseste Sterne so viel ultraviolettes Licht aussenden, dass das Gas ringsum zu leuchten beginnt. Den Haufen entdeckte Wilhelm Herschel 1785. Den Nebel bemerkte er nicht.
Wo die Strahlung auf dichteren Staub trifft, trägt sie ihn langsam ab. Zurück bleiben dunkle Säulen, deren Spitzen zum Haufen zeigen. In einigen davon entstehen neue Sterne. Im Bild steht Gold für Wasserstoff und Blau für Sauerstoff, der in diesem Nebel nur schwach leuchtet.
Entfernung
ca. 6700 Lichtjahre
Durchmesser
ca. 80 Lichtjahre
Sterne
ca. 2 Millionen Jahre jung
Filter
Ha, OIII (HOO)
Belichtung
ca. 3 h (90 × 2 min)
Ausrüstung
Askar 103APO mit Reducer (420 mm), Kamera QHY miniCam8M
Kugelsternhaufen im Pegasus · M 15
Erster Kugelsternhaufen mit nachgewiesenem Planetarischem Nebel.
Im Sternbild Pegasus, ca. 34 900 Lichtjahre von uns entfernt, drängen sich in M 15 über 100 000 Sterne zu einer Kugel zusammen. Sie sind ca. 12.5 Milliarden Jahre alt, fast dreimal so alt wie unsere Sonne. Entdeckt hat den Haufen 1746 der Astronom Jean-Dominique Maraldi, als er nach Kometen suchte.
Zur Mitte hin stehen die Sterne immer dichter. Ganz innen ist der Haufen in sich zusammengefallen. Fachleute nennen das einen Kernkollaps. Im Jahr 1928 fand Francis Pease in M 15 einen Planetarischen Nebel, die abgestossene Gashülle eines sterbenden Sterns, und damit den ersten, der in einem Kugelsternhaufen nachgewiesen wurde.
Entfernung
ca. 34 900 Lichtjahre
Durchmesser
ca. 180 Lichtjahre
Alter
ca. 12.5 Milliarden Jahre
Filter
L, R, G, B (LRGB)
Belichtung
ca. 30 min (116 × 15 s)
Ausrüstung
Askar 103APO mit Reducer (420 mm), Kamera QHY miniCam8M
Ausrüstung
Damit sind die Bilder auf dieser Seite entstanden.
Alle Bilder auf dieser Seite stammen von einer Schwarzweiss-Kamera. Das klingt erst einmal seltsam, denn die Nebel leuchten in Gold, Blau und Rot. Die Farbe kommt erst später ins Bild, und genau dort steckt viel Handwerk.
Was ein Kamerasensor misst
Ein Kamerasensor besteht aus Millionen winziger Messpunkte, den Pixeln. Jedes Pixel misst nur, wie viel Licht auf es fällt. Welche Farbe dieses Licht hatte, weiss es nicht. Ohne Hilfe liefert darum jeder Sensor ein Bild in Graustufen.
Die Bayer-Maske der Farbkameras
Gewöhnliche Farbkameras, auch die im Handy, legen deshalb ein feines Farbmuster über den Sensor: die Bayer-Maske. Jedes Pixel erhält einen winzigen Filter in Rot, Grün oder Blau, wobei die Hälfte der Pixel Grün sieht und je ein Viertel Rot und Blau. Aus den Nachbarpixeln rechnet die Kamera danach für jeden Punkt eine Farbe aus (Fachwort: Debayering). Für Ferienfotos reicht das bestens. Am Nachthimmel kostet es aber viel Licht. Das rote Leuchten von Wasserstoff, die wichtigste Farbe der Nebel, fällt bei einer Farbkamera nur auf jedes vierte Pixel. Die anderen drei Viertel sind dafür fast blind.
Der grosse Vorteil der Schwarzweiss-Kamera
Eine Schwarzweiss-Kamera, in der Fachsprache Monochrom-Kamera, hat keine Bayer-Maske. Jedes Pixel sammelt alles Licht, das ankommt. Die Farbe wählt man stattdessen mit einem Filter, der vor dem ganzen Sensor sitzt. Mit einem Wasserstoff-Filter arbeiten so alle Pixel mit, viermal so viele wie bei der Farbkamera. Die Kamera sammelt in derselben Zeit deutlich mehr Signal, und das Bild wird schärfer, weil keine Farbe aus Nachbarpixeln geschätzt werden muss. Der Preis dafür: Jede Farbe braucht eigene Aufnahmen, oft verteilt über mehrere Nächte.
Breitband und Schmalband
Es gibt zwei Arten von Filtern. Breitbandfilter lassen einen breiten Farbbereich durch. Dazu gehören L für Luminanz (das ganze sichtbare Licht, liefert Helligkeit und Details) sowie R, G und B für Rot, Grün und Blau. Aus R, G und B entsteht ein Bild in natürlichen Farben, so wie das Auge den Nebel sähe, wenn er hell genug wäre.
Schmalbandfilter lassen nur ein sehr enges Farbband durch, hier 3 Nanometer breit, beim Schwefel sogar nur 2.5 Nanometer. Ein Nanometer ist ein Millionstel Millimeter. Jeder dieser Filter ist genau auf das Leuchten eines Gases abgestimmt:
Ionisiert heisst: Dem Atom fehlen Elektronen, weil starke Strahlung oder eine Stosswelle sie herausgeschlagen hat. Weil Schmalbandfilter fast alles andere Licht sperren, halten sie auch Strassenlaternen und viel Mondlicht fern. Darum gelingen solche Bilder auch mitten im hellen Glattal.
Aus Graubildern wird ein Farbbild
Pro Filter entstehen viele Einzelbilder von einigen Minuten. Sie werden genau übereinandergelegt und gemittelt (Fachwort: Stacking), das drückt das Rauschen. Am Ende liegt für jeden Filter ein sauberes Graustufenbild vor. Ein Bildschirm kennt drei Farbkanäle, nämlich Rot, Grün und Blau. Welches Graubild in welchen Kanal kommt, legt die gewählte Palette fest, und daraus entsteht das Farbbild.
Westlicher Schleiernebel: nur mit dem Ha-Filter aufgenommen, ohne Farbbearbeitung.
So sieht ein solches Graustufenbild aus. Die Kamera hat hier nur durch den Ha-Filter geschaut, deshalb zeigt das Bild allein das Leuchten von Wasserstoff. Farbe hat es keine. Die vergibt erst die Bearbeitung: In der Natur leuchtet Wasserstoff tiefrot, und in diesem Rot ist dasselbe Bild oben in der Galerie eingefärbt. Für ein mehrfarbiges Bild legt man die Graubilder mehrerer Filter übereinander, jedes in seinem eigenen Farbkanal. Das funktioniert wie beim Fernseher, der auch nur rote, grüne und blaue Punkte zeigt, aus denen das Auge alle Farben mischt. Mit den Filtern R, G und B entsteht so ein farbgetreues Bild.
Bei RGB ist die Zuordnung klar. Bei Schmalband nicht: Wasserstoff und Schwefel sind beide tiefrot und liessen sich im fertigen Bild nicht unterscheiden. Darum verteilt man die Gase auf Farben, die das Auge gut auseinanderhält. Eine solche Zuordnung heisst Palette.
Palette
Zuordnung
Wirkung
HOO
Ha → Rot, OIII → Grün und Blau
nahe an den echten Farben: Wasserstoff rot, Sauerstoff türkis
SHO, «Hubble-Palette»
SII → Rot, Ha → Grün, OIII → Blau
durch die Bilder des Weltraumteleskops Hubble berühmt, nach der Bearbeitung meist Gold und Blau
HaRGB
RGB-Bild, Ha verstärkt den roten Kanal
natürliche Sternfarben, kräftigere Nebel
LRGB
L für die Details, RGB für die Farbe
natürliche Farben mit viel Schärfe
Innerhalb der Palette bleibt Spielraum für die Bearbeitung. Wie kräftig die Farben sind, wie dunkel der Himmel bleibt, wie gross die Sterne erscheinen: Das bestimmt der Fotograf. Die Grundfarben gibt aber die Palette vor, und daran halten sich Astrofotografen in aller Regel. Wer die Farben ganz frei wählt, darf das tun, als künstlerische Freiheit. Üblich ist es nicht. So kann derselbe Adlernebel bei zwei Fotografen verschieden aussehen, je nach Palette und Bearbeitung, und beide Bilder sind echt. Auf dieser Seite sind die Bilder aus mehreren Filtern innerhalb ihrer Palette auf Gold und Blau abgestimmt: Wasserstoff golden, Sauerstoff blau, Sterne weiss. Der Westliche Schleier ist ein reines Ha-Bild und zeigt den Wasserstoff in seinem natürlichen Rot.
Die Farben sind also keine Fantasie. Jede steht für ein Gas, das an dieser Stelle tatsächlich leuchtet. Welche Farbe zu welchem Gas gehört, sagt die Palette, und der Fotograf feilt danach am genauen Farbton.
