GALAXYPHOTO

Astrofotografie von Michael Deger

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LBN 331

10″ Lacerta Newton

IC 5070

10″ Lacerta Newton

NGC 7822

4.5″ Newton

NGC 4725 + PN LoTr 5

4.5″ Newton

Auf dieser Webseite zeige ich astronomische Bilder unseres Universums, hauptsächlich von Deep Sky Objekten wie Galaxien, Nebel und Sternhaufen. Die Aufnahmen wurden von Erdweg/Deutschland aus unter einem lichtverschmutzten Himmel aus aufgenommen. Viele Objekte sind so weit entfernt, dass ihr Licht Tausende oder sogar Millionen von Jahren braucht, um uns zu erreichen. Dadurch können wir das Universum nie so sehen wie es ist, ein tiefer Blick ins Weltall zeigt die Objekte so, wie sie vor vielen Jahren existiert haben.

Beim Blick durch ein Teleskop erscheinen die meisten Deep Sky Objekte nur in Graustufen. Das ausgesendete Licht ist zu schwach, unsere Augen können das Licht nur in diesem Moment aufnehmen. Eine CCD Kamera wandelt das Licht in elektrische Signale um, die über mehrere Minuten integriert werden. Somit ist sie extrem lichtempfindlich und ermöglicht es mit Hilfe von mindestens drei Farbfiltern (Rot, Grün und Blau) ein Objekt farbig darzustellen. Lange Belichtungszeiten sind die wesentliche Voraussetzung für ein detailreiches Bild mit guter Farbgebung. Die meisten meiner Deep Sky Bilder wurden über mehrere Stunden mit einer modernen CCD Kamera belichtet.

Mein aktuelles Setup besteht aus einem 10″ Lacerta Newton und einem 4,5″ Newton auf einer 10Micron GM1000 HPS Montierung. Für die Bildgewinnung verwende ich eine monochrome SBIG ST8300 CCD-Kamera mit Baader-Filtern. Vielen Dank für das Vorbeischauen, von Zeit zu Zeit werden neue Aufnahmen hinzugefügt. Ich hoffe, dass Ihnen der Besuch auf meiner Webseite gefällt und Sie einige gute Bilder und nützliche Informationen finden können.

Blick in die Tiefen des Universums

Einige Fragen zur Astronomie

Ein Lichtjahr ist die Wegstrecke, die das Licht im Vakuum innerhalb eines Jahres zurücklegt. Die Lichtgeschwindigkeit c beträgt 299.792,458 km/s. Damit legt das Licht im Vakuum pro Jahr die Distanz von 9.4605 Billionen km zurück.

Einige Entfernungen (Lichtlaufzeiten):

Erde – Mond: 1.3s

Erde – Sonne: 8min 20s

Erde – Proxima Centauri (nächster Stern): 4.3 Lj

Erde – Zentrum unserer Milchstraße: 26000 Lj

Erde – Andromedanebel (Nachbargalaxie): 2,2 Mio Lj

Erde – Virgohaufen: 60 Mio Lj

Erde – Stephans Quintett: 300 Mio Lj

Kometen sind bis zu 30 km große Himmelskörper in unserem Sonnensystem, die vorwiegend aus Gestein, Staub, Eis und gefrorenen Gasen bestehen. Kometen befinden sich im äußeren Sonnensystem in der Oortschen Wolke außerhalb der Planeten in einer Entfernung bis zu einem Lichtjahr. Die meisten Kometen haben ellipsenförmigen Sonnenumlaufbahnen. Sobald sie in die Nähe der Sonne kommen, nimmt ihre Geschwindigkeit stark zu. Durch die Sonneneinstrahlung verdampfen Gase an der Oberfläche des Kometen und bilden eine Koma um den Kometenkern. Durch den Sonnenwind entsteht der bis zu mehrere Millionen Kilometer lange Schweif eines Kometen, er leuchtet hell im reflektierenden Sonnenlicht. Der Staubschweif zeigt sich entlang der Kometenbahn, der Gasschweif zeigt von der Sonne weg.

Nebel sind Wolken aus Staub und Gas (interstellare Materie) innerhalb einer Galaxie, die zum Leuchten angeregt werden oder Licht reflektieren. In den riesigen Gaswolken entstehen viele neue Sterne. Über 90% der Nebel bestehen aus Wasserstoff und Helium.

Es gibt verschiedene Arten von Nebeln:

– Emissionsnebel: Emissionsnebel sind interstellare Wolken aus Staub und Gas, die eigenes Licht in verschiedenen Farben emittieren. Viele Emissionsnebel leuchten in roter Farbe (Hα-Linie in HII-Regionen)

– Reflexionsnebel: Reflexionsnebel sind Staubwolken, die die Strahlung der umliegenden Sterne reflektiert. Die Sterne in Reflexionsnebeln sind nicht heiß genug, um ein Eigenleuchten des Nebels zu verursachen. Das Licht wird jedoch an den Nebelmolekülen gestreut und macht dadurch den Nebel sichtbar. Die typische Farbe für Reflexionsnebel ist blau, weil die Streuung für blaues Licht stärker ist als für rot.

– Dunkelnebel: Dunkelnebel sind große Wolken interstellarer Materie, die das Licht dahinterliegender Objekte absorbieren. Es werden Teile von Emssions- oder Reflexionsnebeln verdeckt oder Hintergrundsterne abgedunkelt, bzw. ausgeblendet.

– Planetarische Nebel: Ein planetarischer Nebel besteht aus einer Hülle aus ionisiertem Gas, die von einem alten Stern am Ende seiner Entwicklung abgestoßen wurde. Viele planetarische Nebel leuchten in der [OIII] Linie, daher zeigen sie eine bläulich grüne Farbe.

Eine Galaxie ist eine durch Gravitation gebundenes, massereiches System aus Sternen, Gasnebeln, Staubwolken, Planetensystemen und dunkler Materie. Die Vielfalt an Galaxien ist groß, es gibt kleine Zwerggalaxien mit ca. 10 Millionen Sternen bis hin zu Riesengalaxien mit bis zu 1 Billion Sternen.

– Spiralgalaxien: Spiralgalaxien sind scheibenförmige Galaxien. Die Scheibe, bestehend aus Sternen, Staub und Gas, zeigt eine Spiralstruktur mit mehreren Spiralarmen. Der zentrale Bereich dieser Galaxien (Bulge) besteht hauptsächlich ais älteren Sternen.

– Elliptische Galaxien: Elliptische Galaxien sind wahrscheinlich durch das Verschmelzen von Spiralgalaxien entstanden. Sie bestehend vorwiegend aus älteren, massereichen Sternen. Diese Galaxien sind umgeben von einer großen Anzahl von Kugelsternhaufen.

– Irreguläre Galaxien: Irreguläre Galaxien sind unregelmäßige Galaxien, die weder eine spiralförmige, noch eine elliptische Struktur aufweisen.

Sternhaufen sind große Sternsysteme, die durch Gravitation miteinander verbunden sind.

– Kugelsternhaufen: Ein Kugelsternhaufen ist ein Sternhaufen, der aus einer großen Anzahl sehr alter Sterne besteht. Die Sternendichte zeigt eine kugelsymmetrische Verteilung, die vom Zentrum bis zum Rand in allen Richtungen gleichmäßig abnimmt.

– Offene Sternhaufen: Offene Sternhaufen bestehen meistens aus weniger als ein paar hundert Sternen. Offene Sternhaufen sind junge Sterne, sie sind nur einige hundert Millionen Jahre alt oder jünger.

Sterne unterscheiden sich nicht nur in ihrer Helligkeit, sondern auch in ihren Farben. Einige leuchten eher im weißen Licht, andere rot oder blau. Die Farbe eines Sterns wird durch seine Oberflächentemperatur bestimmt. Die Farben zeigen die unterschiedliche Typen von Sternen (Spektraltypen), die sich durch ihre Temperatur voneinander unterscheiden. Sehr heiße Sterne leuchten blau, sehr kühle Sterne dagegen rot.  

Die verschiedenen Spektralklassen der Sterne werden mit den Buchstaben O, B, A, F, G, K, M bezeichnet.

Die heißesten violetten Sterne sind die Zentralsterne Planetarischer Nebel mit Oberflächentemperaturen zwischen 100.000 K und 50.000 K (Typ W)

Sternfarben:

Violett: 100.000 K bis 50.000 K (Typ W)
Blau: 60.000 – 30.000 K (Typ O)
Blau-Weiß: 30.000 – 10.000 K (Typ B)
Weiß: 10.000 – 7.500 K (Typ A)
Gelb-Weiß: 7.500 – 6.000 K (Typ F)
Gelb: 6.000 – 5.000 K (Typ G)
Gelb-Orange: 5.000 – 3.500 K (Typ K)
Rot: < 3.500 K (Typ M)

Diese Klassen werden zur feineren Unterscheidung noch in zehn Unterklassen von 0 bis 9 unterteilt, wobei 0 wiederum die heißeste, 9 die kühlste ist. Ein F9-Stern ist also heißer als ein G0-Stern. Unsere Sonne ist übrigens ein G2-Stern – ein relativ heißer unter den gelb leuchtenden Sternen.

Die Magnitude, die scheinbare Helligkeit, gibt an, wie hell ein Stern oder anderer Himmelskörper einem Betrachter auf der Erde im Vergleich erscheinen. Je niedriger dieser Wert ist, desto größer ist die scheinbare Helligkeit des Objekts. Die Einteilung der Sterne erfolgt in sechs Größenklassen. Die hellsten Sterne wie Antares im Skorpion, oder Regulus im Sternbild Löwen wurden als Sterne erster Größenklasse festgelegt. Sichtbare Sterne, die mit bloßem Auge gerade noch sichtbar sind, bilden die sechste Größenklasse und somit das untere Ende der Skala.

Die Skala ist nicht linear, die Helligkeit von einer Größenklasse zur nächsten ändert sich um das 2,512-fache. Demnach ist ein Stern der 1. Größenklasse 100-mal heller als ein Stern der 6. Größenklasse (2,512 x 2,512 x 2.512 x 2,512 x 2,512 = 2,512⁵ = 100,023). Sehr helle Objekte haben eine negative Magnitude.

Beispiele für scheinbare Helligkeiten:

Sonne: -26,7 mag

Vollmond: -12,5 mag

Venus (bei max. Helligkeit): -4,4 mag

Jupiter (bei max. Helligkeit): -2,9 mag

Sirius: – 1,5 mag

Wega: 0,0 mag

Polarstern: 2,0 mag

Andromedanebel: 3,4 mag

Orionnebel: 3,7 mag

Grenze bloßes Auge bei optimalen Bedingungen: 6,0 mag

Grenze Fernglas (7×50): 9,0 mag

Visuelle Grenzhelligkeit Teleskop (10″): 14,1 mag

Grenze Hubble-Weltraumteleskop: 28,0 mag

Die Bortle-Skala gibt das Ausmaß der Lichtverschmutzung eines astronomischen Beobachtungsstandorts an. Die Skala reicht von Klasse 1, dem dunkelsten Himmel der Erde, bis zu Klasse 9, dem innerstädtischen Himmel.

Klasse 1: Ausgezeichneter Standort (z.B. Wüste), extrem dunkel – Grenzgröße 8,0 bis 7,6 mag

Klasse 2: Sehr guter Standort (z.B. Hochgebirge), sehr dunkel – Grenzgröße 7,5 bis 7,1 mag

Klasse 3: Guter Standort (z.B. Ländliche Regionen), dunkel – Grenzgröße 7,0 bis 6,6 mag

Klasse 4: Übergang zwischen Land und Vorstadt – Grenzgröße 6,5 bis 6,1 mag

Klasse 5: Vorstadt – Grenzgröße 6,0 bis 5,6 mag

Klasse 6: Helle Vorstadt – Grenzgröße 5,5 bis 5,1 mag

Klasse 7: Übergang zwischen Vorstadt und Stadt – Grenzgröße 5,0 bis 4,6 mag

Klasse 8: Stadt – Grenzgröße 4,5 bis 4,1 mag

Klasse 9: Stadtkern – Grenzgröße 4,0 mag und heller

“Zwei Dinge sind unendlich, das Universum und die menschliche Dummheit, aber bei dem Universum bin ich mir noch nicht ganz sicher.”

Albert Einstein