Astronomische Entfernungsmaße

Nah – Fern – Unendlich ?

Fotos und Animation  M.Heeg

Zur Zeitrafferanimation ( 25 Mb ) – timelapse_night_2017_12_28

Der Weltraum – unendliche Weiten …

Wir schreiben das Jahr 2200. Dies sind die Abenteuer des Raumschiffs Enterprise, das mit seiner 400 Mann starken Besatzung 5 Jahre lang unterwegs ist, um neue Welten zu erforschen, neues Leben und neue Zivilisationen. Viele Lichtjahre von der Erde entfernt, dringt die Enterprise in Galaxien vor, die nie ein Mensch zuvor gesehen hat …

… diesen Filmbeginn kennen wir alle !

Aber wie weit weg ist das ? Als Entfernungsmaß.- Angabe werden in der Astronomie, zusätzlich zu der uns allen bekannten Einheit Km, verschiedene weitere Einheiten benutzt.

Eine Astronomische Einheit ( abgekürzt AE ) hat eine Länge von 149 597 870 700 Metern und entspricht ungefähr dem mittleren Abstand zwischen der Erde und der Sonne, also dem mittleren Erdbahnradius. Dieses sind also ca. 149 Mio. Km

Ein Lichtjahr ( abgekürzt Lj ) ist die Strecke, die ein Lichtsignal in einem Jahr ( im Vakuum ) zurücklegt. Diese Strecke entspricht dann ca. 9,5 Billionen Km oder ca. 63241 AE.

Ein Parsec ( abgekürzt pc ) ist eine weiter Größenordnung.- Angabe für große Entfernungen.
In dieser Größe erscheint die Strecke einer Astronomischen Einheit unter dem Winkel von einer Bogensekunde. Ein Lichtjahr wären entsprechend ca. 0.3066 Parsec.

Einige Beispiele zum verdeutlichen :

Die mittlere Entfernung von Erde und Mond beträgt ca. 1,3 Lichtsekunden.
Die Erde ist von der Sonne im Mittel ca. 500 Lichtsekunden bzw. 8,3 Lichtminuten entfernt.
Die mittlere Entfernung zwischen Sonne und Neptun beträgt ca. 4,17 Lichtstunden.
Der sonnennächste Stern, Proxima Centauri, ist ca. 4,2 Lichtjahre entfernt.
Der Durchmesser unserer Galaxie, der Milchstraße, beträgt ca. 100.000 Lichtjahre.
Die Entfernung zur nächsten größeren Galaxie, dem Andromedanebel, beträgt ca. 2,4–2,7 Millionen Lichtjahre.
Die Raumsonde Voyager 1, die 1977 startete, erreichte 2013 einen Abstand zur Erde von ca. 18 Milliarden Kilometern, das entspricht etwa 18 Lichtstunden ( oder ca. 1/500 Lichtjahr ) und verließ die Heliosphäre.

Meine  AllSky-Aufnahme, wie auch die erstellte Zeitrafferanimation zeigen teilweise entsprechende Objekte.

Der Mond ca. 384.000 Km, Uranus ca. 17.2 bis 21.1 AE, Andromeda ca. 2,5 x 10 hoch 6 Lichtjahre entfernt …

Der Mond am Tag

Warum ist der Mond auch manchmal am Tag zu sehen ?

  Foto  M.Heeg

Mondphasen

Der Mond ist tagsüber aus dem gleichen Grund sichtbar wie auch nachts.
Er wird sowohl am Tage wie auch zur Nacht von der Sonne angestrahlt.

Wann er für uns zu sehen ist und welches Erscheinungsbild er dann hat ( Mondphase ), ist abhängig von seiner Position zur Erde und auch zur Sonne.

Seine Umlaufzeit um die Erde beträgt 27,3 Tage. Also ca. im Durchschnitt 1 Monat. Zur Mondphase ” Neumond ” befindet er sich, von uns aus gesehen, genau in einer Richtung zur Sonne. Deshalb ist seine ( nicht erhellte ) und nicht sichtbare Nachtseite uns zugewandt.
Dann geht er mit der Sonne auf und auch unter. Er ist tagsüber also nicht zu sehen ( da er für uns nicht sichtbar angestrahlt wird ).

Bei zunehmender Phase geht der Mond nach der Sonne unter und ist so, ( wegen der Beleuchtung ) dann ab der Abenddämmerung zu sehen.

Als Vollmond ist er in seiner nächsten Phase die ganze Nacht sichtbar. Hier steht die Erde dann genau zwischen Sonne und Mond. Er ist als ” Vollmond ” dann komplett angestrahlt / ausgeleuchtet.

Der abnehmende Mond wiederum bleibt am Tage bis zur Mittagszeit über dem Horizont sichtbar da er vor der Sonne untergeht. Es ist die Mondphase welche sich dem Vollmond anschliesst. In dieser Phase bewegt sich die Mondposition wieder auf die Sonne zu
weshalb die für uns sichtbare Ausleuchtung der Mondoberfläche abnimmt bis er sich wieder in Neumondpostition befindet.

Meine Aufnahme zeigt die ” abnehmende Mondphase ” bzw. wie toll, zumindest für mich, der Mond auch am Tage aussieht.

Planetarische Nebel

Hantelnebel

  Foto  M.Heeg

Messier 27

Planetarische Nebel sind im Allgemeinen schwach leuchtende Objekte und deshalb mit dem bloßen Auge nicht beobachtbar.

Ein planetarischer Nebel besteht aus einer Hülle aus Gas und Plasma, das von einem alten Stern am Ende seiner Entwicklung abgestoßen wird. Typische planetarische Nebel sind zu etwa 70 % aus Wasserstoff und 28 % aus Helium zusammengesetzt. Den restlichen Anteil bilden hauptsächlich Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff sowie Spuren anderer Elemente.

Der Name ist historisch bedingt und irreführend, denn solche Nebel haben nichts mit Planeten zu tun. Die Bezeichnung stammt daher, dass sie im Teleskop meist rund und grünlich erscheinen wie ferne Gasplaneten.

Planetarische Nebel existieren meist nicht länger als einige zehntausend Jahre. Im Vergleich zu einem durchschnittlichen „Sternenleben“, das mitunter mehrere Milliarden Jahre dauert, ist diese Zeitspanne sehr kurz.

In unserer Galaxie, dem Milchstraßensystem, sind rund 1500 planetarische Nebel bekannt.

Die Zusammensetzung planetarischer Nebel blieb unbekannt, bis in der Mitte des 19. Jahrhunderts die ersten spektroskopischen Beobachtungen durchgeführt wurden. William Huggins war einer der ersten Astronomen, die das Lichtspektrum astronomischer Objekte studierten, indem er mit Hilfe eines Prismas ihr Licht spektral zerlegte.

Planetarische Nebel spielen eine entscheidende Rolle in der chemischen Evolution der Galaxis, da das abgestoßene Material die interstellare Materie mit schweren Elementen, wie Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff, Calcium und anderen Reaktionsprodukten der stellaren Kernfusion anreichert. In anderen Galaxien sind planetarische Nebel manchmal die einzigen beobachtbaren Objekte, die genug Information liefern, um etwas über die chemische Zusammensetzung zu erfahren.

Mit dem Hubble-Weltraumteleskop wurden Aufnahmen vieler planetarischer Nebel angefertigt. Ein Fünftel der Nebel weist eine kugelförmige Gestalt auf. Die Mehrzahl ist jedoch komplex aufgebaut und weist unterschiedliche Formen auf. Die Mechanismen der Formgebung sind noch nicht genau bekannt. Mögliche Ursachen könnten Begleitsterne, Sternwinde oder Magnetfelder sein.

Der erste entdeckte planetarische Nebel war der Hantelnebel im Sternbild Fuchs. Er wurde 1764 von Charles Messier entdeckt und wird in seinem Katalog mit dem Index M 27 aufgeführt.

Es ist ein 7,5 mag heller planetarischer Nebel mit einer Flächenausdehnung von 8′,0 × 5′,7 im Sternbild Fuchs (Vulpecula). Im Fernglas ist er gerade erkennbar, im Teleskop zeigen sich weitere Strukturen. Der Zentralstern ist ein Weißer Zwerg von 14 mag und einer Temperatur von über 100.000 Kelvin. Die Entfernung beträgt rund 1400 Lichtjahre. Er hat seinen Namen von Sir William Herschel wegen seiner länglichen Form erhalten. Der Nebel dehnt sich mit 6,8 Bogensekunden pro Jahrhundert aus.

Diesen Nebel habe ich nun schon sehr oft ablichten können. Meine Aufnahme hier zeigt ihn in einer  SII Ha OIII –  RGB Licht Kombination, aufgenommen mit verschiedenen Optiken in mehreren Jahren. Als Gesamtbelichtungszeit ergibt sich so ein Wert von 140 Minuten.

Rektaszension     19h 59m 36s
Deklination          +22° 43′ 16″

Quelle : Wikipedia

Gas und Dunkelnebel

Nordamerika.- und Pelikannebel

 Fotos  M.Heeg 

NGC 7000 – IC 5070

Eine von mir öfters fotografisch beobachtete Himmelsregion. Meine Aufnahme zeigt als Ha RGB Wellenlängenkombination.-  / Aufnahme verschiedene Nebelbereiche im Sternbild Schwan. Für “nur” 50 mm Brennweite bin ich mit der Aufnahme, die doch schon eine Menge an Details zeigt, sehr zufrieden ! Das verwendete Zeiss Tessar f 2.8 – M42 Objektiv zeigt an der Atik Titan CCD seine gute Abbildungsleistung. Zu erwähnen ist auch der Aufnahmeort.. Mitten aus der Stadt ( direkt neben einer Laterne ! ), von meinem Balkon aus, ist diese Aufnahme entstanden. Sie zeigt also, auch hier ist es möglich Astrofotos anzufertigen bzw. astronomische Beobachtungen durchzuführen.

Sternbild Schwan – Nordamerika.- Pelikannebel

NGC 7000  Nordamerikanebel

Helligkeit ( in der Fläche ) ca. 6 mag – ca. 120 ‘ x 100 ‘

IC 5070 Pelikannebel

Helligkeit ( in der Fläche ) ca. 7.5 mag – ca. 50 ‘ x 60 ‘

Galaxiengruppe

Leo-Triplett

  Foto  M.Heeg

Die M66 Gruppe

Das Leo-Triplett ist eine Galaxiengruppe im Sternbild Löwe.
Die drei Mitglieder dieser Gruppe sind sogenannte Spiralgalaxien
und sind ca. 35 Mill. Lichtjahre von uns entfernt.

Die Gruppe beinhaltet Messier 65 ( NGC 3623 ), Messier 66 ( NGC 3627 ) sowie NGC 3628.
Messier 65 hat eine Flächenausdehnung von 8,7`x 2,5` – Messier 66 eine Ausdehnung von 8,3`x 4,2`. Die Spiralgalaxie NGC 3628 ( Ausdehnung von 13,5`x 4,3` ) zeigt auf länger belichteten Aufnahmen einen Schweif welcher von der Galaxie ausgeht. Vermutlich wird dieser durch die Wechselwirkung der Gravitationsfelder von M65 / M66 verursacht.

Das Leo-Triplett ist also eine Gruppe von drei miteinander wechselwirkenden Galaxien.

Wir sehen jede der Galaxien unter einem anderen Blickwinkel.
NGC 3628 ( rechts im Bild ) sehen wir direkt von der Seite, so dass das dichte Staubband
entlang ihrer Ebene gut zu erkennen ist. Die Messierobjekte M 65 ( oben links )
und M 66 ( unten links ) liegen so geneigt, dass ihre Spiralarme sichtbar sind.

Auch in ihnen sind in meiner Aufnahme bereits Details zu erkennen, obwohl mit der kurzen Aufnahmebrennweite und auch geringer Öffnung dem Foto recht einfache technische / optische Voraussetzungen zu Grunde liegen.

Leider war am Aufnahmetag auch das Seeing sehr schlecht was die Detailerkennbarkeit weiter reduziert. Gleichwohl bin ich, mitten aus der Stadt und zeitlich sehr kurz abgelichtet, mit meiner Beobachtung doch sehr zufrieden.                                                                                                                                                                                                                                                                            Sternbild Löwe – Leo Triplett

Messier 65 – Helligkeit (visuell) +9,2 mag

Messier 66 – Helligkeit (visuell) 8,9 mag

NGC 3623 – Helligkeit (visuell) +9,6 mag

Objekte im Sternbild Fuhrmann

Sternhaufen und Nebelgebiete

  Foto  M.Heeg

Objekte im Sternbild Fuhrmann

Der Fuhrmann ( lateinisch Auriga ) ist ein Sternbild im Nordhimmel. Sein Hauptstern Capella ist ein Stern 1ter Ordnung mit 0.08 Mag. Es ist ein ausgedehntes, leicht erkennbares Sternbild welches teilweise zirkumpolar zu sehen ist.

Durch den Fuhrmann zieht sich das sternenreiche Band der Milchstraße, daher sind in ihm mehrere interessante Objekte, wie Sternhaufen und auch Nebel, zu sehen.

Es sind unter anderen die Messierobjekte M 36, M 37, M38 welche sich sehr leicht finden und beobachten lassen.

In meinem Foto sind mit Messier 38 ( offener Sternhaufen ) durch die lange Belichtung zusätzlich die Objekte IC 417 ( Emissionsnebel – Sternentstehungsgebiet ) mit 12′ x 12′ Ausdehnung , wie auch der etwas kleinere Sternhaufen NGC 1907 und der Emissionsnebel NGC 1931 mit nur 3′ x 3′ Größe gut zu erkennen.

Die besagten Nebelregionen haben mit ca. Mag 10 eine eher geringe Helligkeit. Aufgenommen wurde das Foto mit einem Fotoobjektiv mit nur 135 mm Brennweite in L RGB Technik, adaptiert an eine SW CCD. Entsprechende Infos hierzu sind in der Bildunterschrift vermerkt.
Zu finden ist das Sternbild und auch die Objekte wie folgt :

Lateinischer         :  Name Auriga
Kürzel                   :   Aur
Rektaszension     :   4h 37m 54s bis 7h 30m 56s
Deklination          :   +27° 53′ 29″ bis +56° 09′ 53″
Fläche                   :   657 deg²

Sonne und Mond

Zwei wichtige Himmelskörper

mond_2017_03_02

sonne_2017_03_02  Fotos  M.Heeg

Zwei wichtige Himmelskörper

Wenn wir das nächste mal zum Mond und zur Sonne schauen, daran denken … ohne Sie gäbe es uns auch nicht !

Die Sonne ist der uns am nächsten gelegene Stern. Nur sie versorgt uns global mit der für alle notwendigen und zum überleben notwendigen Energie. Aber auch unser direkter Begleiter, der Mond, erfüllt alleine durch sein Vorhandensein eine wichtige Aufgabe.

Er stabilisiert gravitativ die Neigung der Erdachse. Selbst kleine Schwankungen des Winkels dieser Achse können große Auswirkungen haben. Die unterschiedlichen Temperaturen der Erdoberfläche ( Klimazonen )
sind vom Einfallswinkel der Sonnenstrahlen bestimmt, stehen also somit in direktem Zusammenhang mit dem Neigungswinkel der Erdachse.

Der Mond und die Sonne haben also dafür gesorgt, dass die Temperaturen ( unser Klima ) über Milliarden Jahre relativ konstant geblieben sind und sich somit das Leben, so wie wir es kennen, überhaupt entwickeln konnte.

Meine beiden Fotos zeigen die für uns so wichtigen Himmelskörper.

Alpen, Krater Plato und das Alpental

Monddetails

mond_plato_alpental_2017_01_06  Foto  M.Heeg

Objekte der Mondoberfläche

Die Mondalpen, Krater Plato und das Alpental

Wer die Mondalpen betrachtet dem fällt sofort ein gigantisches Tal auf, welches das lunare Gebirge rechts neben dem Krater Plato regelrecht durchschneidet.

Die Astronomen nennen diese ca. 180 Kilometer lange Vertiefung „ Alpental “. Es gehört wohl zu den meist fotografierten Gebilden auf dem Mond.

Seine Entstehung hat tektonische Ursachen einer Bruchzone und geht somit nicht auf den streifenden Einschlag eines Asteroiden zurück was wohl als erstes vermutet wird. In seiner Mitte ist längs auch eine berühmte Mondrille zu erkennen.

Plato ist bei Position  ♁51,6° N, 9,38° W zu finden.

Er besitzt einen Durchmesser von 101 km. Seine Tiefe beträgt etwa 1.000 m. Sein Kraterwall erhebt sich teilweise etwa 2.400 m über den dunklen Kraterboden.

Die Gipfel in den Mondalpen erreichen Höhen von 1,8 bis 2,4 km.

Auf meinem Foto sind die Objekte wie folgt zu finden :

Der Krater lks. oben ( Plato ) hat wie beschrieben ca. einen Durchmesser von 100 km. Rechts davon ist das Alpental  ( die langezogene ” Furche ” ) zu sehen. Sie ist ca. 10 Km breit. Längs in Ihrer Mitte befindet sich ( gerade noch als weisse Linie erkennbar ) die berühmte Mondrille mit einer Breite  von ca. 1 Km . Rechts oben im Foto sieht man auch noch schön den Krater Aristoteles, ein Krater mit terrassiertem Wall und ca. 3.5 km tiefe.

Astrometrie / Photometrie

Sternmessungen

2016_12_21_vega  Foto  M.Heeg

Helligkeit und Ausrichtung

Nach meinem Umzug und hierdurch stark veränderten Beobachtungsbedingungen konnte ich mich nun erstmals wieder etwas “astronomisch” betätigen.

Da als erstes meine kleine Staradventurer Montierung ( ohne Polarissicht ) ausgerichtet werden sollte, galt mein Interesse der möglichen Nachführzeit. Bei 625 mm Brennweite schaffe ich es zur Zeit ( ohne Guiding ) 30 Sek. lang zu belichten ohne Strichspuren zu erhalten.

Mein Einzelfoto zeigt die so zu erreichende Sternhelligkeit von ca. 12.6 mag. Auch die mit Maxim Dl ermittelten Astrometriewerte von 1.41″ / pix in diesem Foto sind brauchbar. Entsprechende Infos sind auf dem Foto vermerkt,

Im nächsten Versuch werde ich die Brennweite  wohl noch etwas verkleinern wie auch mehrere Fotos ” stacken “ und so schauen welche Grenzgröße ich ( mitten aus der Stadt ) erreichen kann. Auch ein ”  guiden ” in R.A. wird hierzu wohl hilfreich sein.

So werden dann “ tiefere ” Belichtungen bzw. veränderte Grenzgrößen möglich werden. Ich werde also versuchen mich in Zukunft astrometrisch bzw. photometrisch zu betätigen und werde berichten.

Hubble Farbpalette – Bi Color

Falschfarben

ngc7000_2016_08_07_04

ngc6960_6979_2016_08_24   Fotos   M.Heeg

Falschfarben

Wie soll die Farbaufnahme von Himmelsobjekten eigentlich “richtig” aussehen  … ?

Zeigt sie die für uns sichtbare Strahlung, so wie das Objekt sie ausgesendet hat oder soll die farbliche Wiedergabe eher möglichst dem entsprechen, was das menschliche Auge “erkennen” soll, oder gar überhaupt nur wahrnehmen kann ?

Durch unser Auge dringt ein unterschiedliches Lichtspektrum. Das Gehirn verarbeitet diese Informationen und ” gaukelt ” uns eine farbliche Darstellung vor, welche aber nur eine von vielen “richtigen” ist.

Astronomische Farbbilder werden oft aus 3 Einzelaufnahmen mit den Filtern Rot, Grün und Blau erstellt.  Dieser Satz R G B – Breitbandfilter beinhaltet so das jeweilige, komplette Spektrum im Durchlaßbereich der  Farbwellenlänge. Diese 3 Einzelfarbbilder werden im Computer dann mit Hilfe einer Bildbearbeitungssoftware zu einem RGB – Farbbild zusammengesetzt.

Der Bearbeiter / Fotograf entscheidet dabei über die Mischung der drei Grundfarben und somit über den gezeigten Objektfarbton. Die Ausarbeitung wird somit zu einer subjektiven Angelegenheit und bietet ein weites Feld für individuelle Freiheiten, je nach dem, was man darstellen möchte.

Die Beobachtungsbedingungen in der Nähe von Ballungsgebieten leiden immer mehr unter der vorhandenen und zunehmenden Lichtverschmutzung.  Schwache Deep-Sky Objekte heben sich hier kaum noch von dem hellen Himmelshintergrund ab und sind dadurch fast nicht mehr zu beobachten.  Leuchtende Gasnebel senden jedoch auch oftmals ihr Licht in ganz bestimmten (schmalen) Wellenlängenbereichen aus. Diese Eigenschaft kann man sich beim Einsatz engbandiger Schmalband – Filter zunutze machen.

Die Schmalband-Fotografie ermöglicht so Astrofotografie auch in Stadtnähe und sogar bei Mondschein. Es ist somit also auch für mich ein Grund, diese “Schmalband-Fototechnik” zu benutzen da auch ich in einer sehr  “lichtverschmutzten Region” wohne .

Die schmale Durchgangskennlinie dieser Filter erfordert jedoch längere Belichtungszeiten. Während die Ha-Kanäle oft noch recht hohe Signale liefern, sind die OIII-Kanäle meistens wesentlich schwächer. Ebenso ist es je nach Objekt auch im SII Lichtspektrum. Es sind so Belichtungszeiten von 2 bis 10 Minuten je Kanal oder mehr üblich bzw. notwendig. Die lange Belichtungszeit erfordert entsprechend aber eine exakte Nachführung der Kamera um zu guten Ergebnissen zu kommen.

Die Wellenlängenbereiche der Schmalbandfilter bzw. Hubble-Farbpalette sind :

S-II die Spektrallinie des einfach ionisierten Schwefels – als Kanal „rot“. – ca. (672 nm)

Ha die Spektrallinie des Wasserstoffs – als Kanal „grün“. – ca. (556 nm)

O-III die Spektrallinien des zweifach ionisierten Sauerstoffs – als Kanal „blau“. – ca. (496 nm)

Eine weitere, mögliche Variante der Schmalband-Fotografie ist die Bicolor-Technik. Hier benutzt man mit Ha– und OIII-Filtern nur zwei Aufnahmewellenlängen zur tatsächlichen, bzw. praktischen Objektaufnahme. Es wird der Ha-Kanal der Farbe Rot und der OIII-Kanal der Farbe Blau direkt zugeordnet. Der Grünkanal wird aus einer Kombination der beiden Kanäle künstlich im Computer  erzeugt.

Auch bei der Bicolor-Bildbearbeitung stellt sich wieder die Frage nach der Farbgebung . Wie setzt man das Farbbild aus den verschiedenen Farbkanälen “richtig” zusammen ?  Es sind hier auch verschiedene andere Kombinationen bei den Farbkanalzuweisungen denkbar. Auf jeden Fall hat man so unterschiedliche Möglichkeiten die Himmelsobjekte darzustellen und verläßt dabei die üblichen RGB-Farbdarstellungen.

Meine zwei Aufnahmen zeigen zum Beispiel den Gasnebel NGC 7000 in der Hubble Farbpalette als SII Ha OIII – RGB , oder aber die Emission.- Reflexionsnebel NGC 6960 und NGC 6979 als Ha Ha SII OII – L RGB Aufnahme. Hier habe ich noch zusätzlich einen ” Helligkeitskanal ” (Luminanz) eingefügt.

Alle gezeigten Objekte sind recht einfach im Sternbild Schwan zu finden. Die genauen Aufnahmedaten sind jeweils in der Fotounterschrift zu finden.

Quelle : Wikipedia und Internet