Archiv der Kategorie: Deepsky

Objekte weit draußen …

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 …

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

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

Milchstraße

Milliarden von Sternen

schwan_2016_08_01_01

schwan_2016_08_01_03   Fotos   M.Heeg

Unsere Galaxie

Die Milchstraße, ist die Galaxie, in welcher sich das Sonnensystem mit der Erde und uns selber befindet. Entsprechend ihrer Form als flache Scheibe mit einer Verdickung im Zentrum ( Bulge ), die aus Milliarden von Sternen besteht, ist die Milchstrafle von der Erde aus ( aus unserer Sicht ) als bandförmige Aufhellung am Nachthimmel sichtbar, welche sich über 360 Grad um uns erstreckt. Wir befinden uns in einem Seitenarm aus welchem wir die Galaxie von “ innen ” aus sehen.

Ihrer Struktur nach zählt die Milchstrafle zu den Balkenspiralgalaxien. Der Name Milchstraße, stammt also von ihrer Erscheinung quer über das Firmament, als milchiger heller ” Pinselstrich “.

Schon im Altertum war die Milchstraße als solcher Streifen am Nachthimmel bekannt. Dass dieses helle Band sich in Wirklichkeit aus unzähligen einzelnen Sternen zusammensetzt, wurde in der Neuzeit erst 1609 von Galileo Galilei durch die Nutzung optischer Hilfsmittel erkannt.

Es sind nach heutiger Schätzung ca. 100 bis 300 Milliarden Sterne.

Das Milchstraßenband verläuft unter anderem durch die Sternbilder Schütze ( in dieser Richtung liegt auch das galaktische Zentrum unserer Galaxie ), wie auch Adler, Schwan, Kassiopeia, Perseus, Fuhrmann, Zwillinge, Orion, Kiel des Schiffs, Zentaur, Kreuz des Südens und Skorpion.

Meine Fotos zeigen Bereiche im Sternbild Schwan welche im Sommer hoch im Zenit zu sehen sind. Alle etwa 6000 Sterne, die am Himmel mit bloßem Auge gesehen werden können, gehören zum Milchstraßensystem. Sie liegen alle mehr oder weniger nahe dem galaktischen Zentrum.

In gößerer Entfernung und auflerhalb der Milchstraße ist ohne Hilfsmittel nur noch die Andromedagalaxie so zu erkennen.

Physikalische Eigenschaften
Durchmesser                                     100.000 bis 120.000 Lichtjahre
Dicke                                                   3.000 bis 16.000 ( Bulge ) Lichtjahre
Masse ( inkl. Dunkler Materie )       ca. 1,4 Billionen Sonnenmassen
Sterne                                                 ca. 100 bis 300 Milliarden
Typ                                                      Balkenspiralgalaxie

Quelle : Wikipedia

Cirrusnebel

Supernova Überrest  NGC 6960
cirrusnebel_2013_08_05_01   Foto   M.Heeg

NGC 6960

Der Cirrusnebel  ( auch als Schleier-Nebel, englisch Veil nebula bezeichnet ) ist der im optischen Spektrum sichtbare Teil des Cygnusbogens, einer Ansammlung von Emissions– und Reflexionsnebeln, die sich in einer Entfernung von rund 1500 Lichtjahren im Sternbild Schwan befinden.

Sie sind zusammen der Überrest einer Supernova, die vor ca. 18.000 Jahren stattfand. Diverse Teile des Überrests haben verschiedene NGC– und IC-Nummern. So gehören die Objekte NGC 6960, NGC 6974, NGC 6979, NGC 6992, NGC 6995 und IC 1340 alle zur selben Struktur.

Der Nebel wurde am 5. September 1784 von William Herschel entdeckt.

Mein beigefügtes Foto ( Summenfoto aus Kurzzeitbelichtungen, ohne Guiding ) zeigt den Nebelteil mit der NGC Nr 6960, auch ” Sturmvogel ” genannt.

Position

Rektaszension    20h 45m 38,0s
Deklination        +30° 42′ 30″

Erscheinungsbild

Scheinbare Helligkeit (visuell)   7.0 mag
Winkelausdehnung    3°
Entfernung   1470 Lj
Durchmesser   100 Lj

Quelle : Wikipedia

Offener Sternhaufen

Messier 37

m37_2016_03_17   Foto   M.Heeg

Jede Menge Sterne

Als offene Sternhaufen werden Ansammlungen von etwa zwanzig bis zu einigen tausend Sternen bezeichnet, welche sich aus derselben Molekülwolke gebildet haben. Ihre Konzentration im Zentrum ist relativ gering. Dennoch heben sie sich deutlich vom Sternhintergrund ab. Von den dicht gepackten Kugelsternhaufen unterscheiden sie sich durch Größe, Lokalisation, Alter und Entstehung, vor allem aber durch ihre geringere Sterndichte.

Junge offene Sternhaufen können sich immer noch in jener Molekülwolke befinden, aus der sie entstanden sind. Diese wird dadurch aufgehellt, und es entsteht ein ionisiertes H-II-Gebiet. Jedoch führt der Strahlungsdruck der jungen Sterne dazu, dass die Molekülwolke allmählich zerstreut wird.

Für die Untersuchung der Sternentstehung sind offene Sternhaufen sehr wichtige Objekte. Der Grund dafür ist, dass alle Haufensterne ungefähr das gleiche Alter und dieselbe chemische Zusammensetzung haben.

Messier 37 (auch als NGC 2099 bezeichnet) ist einer der der drei Offenen Sternhaufen im Wintersternbild Fuhrmann. Seine Helligkeit beträgt 5,6 mag, seine Winkelausdehnung 24′.

Er kann bei ideal dunklem Himmel freiäugig erkannt werden. Im Feldstecher zeigt er einen ovalen Nebelfleck aus 8-12 Sternen ca. 9. Größe. Von seinen etwa 2000 Sternen sind 200 heller als 13 mag, darunter etwa 15 Rote Riesen, 20 Veränderliche und über 30 Doppelsterne.

Im Haufenzentrum steht der markante F8-Stern HD 39183 mit 9,2 mag. Wegen seiner großen Sternanzahl diente Messier 37 vielen Astronomen als Objekt zur Untersuchung der Sternentwicklung.

Quelle : Wikipedia