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Schmalbandfilter im schnellen Strahlengang — Monobandfilter am Hα-Band

Wir Astrofotografen jagen immer schmaleren Filtern nach — 3 nm sollen den letzten Rest Lichtverschmutzung aussperren. Zugleich werden die Optiken immer lichtstärker. Beides zusammen führt in eine physikalische Falle: Im schnellen Strahlengang wandert das Durchlassfenster eines Interferenzfilters nach Blau und läuft der Emissionslinie davon. Wie stark, hängt von einer einzigen, selten genannten Kennzahl ab — dem effektiven Brechungsindex n_eff.

1 Der Messaufbau

Die Messeinrichtung bildet einen vollständigen Spektrografen-Messplatz: eine 50-W-Halogen-Kaltlichtquelle liefert das Licht, eine Lochblende im Brennpunkt eines Kollimators erzeugt ein paralleles Strahlenbündel, der Filter sitzt kippbar auf einem Goniometer, und ein Star’Ex-Spektrograf mit nachgeschalteter Kamera nimmt das Spektrum auf (Abb. 1).

Abb. 1: Strahlengang der Messeinrichtung. Kollimiertes Licht durchläuft den kippbaren Filter; eine Ne-Lampe dient der Wellenlängenkalibrierung.

1.1 Star’Ex-Spektrometer

Das Herzstück bildet der Star’Ex-Spektrometer nach Christian Buil in High-Resolution-Konfiguration. Er ist optisch baugleich mit dem verbreiteten Sol’Ex, besitzt jedoch eine zusätzliche Guide-Kamera. Im Internet ist eine ausführliche Anleitung zum Selbstbau verfügbar; die mechanischen Bauteile lassen sich im 3D-Drucker herstellen oder als fertigen Bausatz beziehen, die Optik ist verhältnismäßig günstig zu erwerben. Man erhält ein Spektrometer, das den Vergleich mit professionellen Geräten nicht zu scheuen braucht.

Die HR-Konfiguration liefert ein Sampling von 0,0075 nm pro Pixel. Das tatsächliche Auflösungsvermögen liegt bei R ≈ 25.000–30.000, entsprechend etwa 0,02–0,03 nm bei Hα. Die gemessenen Halbwertsbreiten von rund 3 nm liegen weit darüber und sind damit sicher in allen Einzelheiten aufgelöst.

Optik: ein 80/125-mm-Linsensystem
Gitter: Beugungsgitter mit 2400 Linien/mm für hohe Dispersion
Eintrittsspalt: 10-µm-Präzisionsspalt als Grundlage des hohen Auflösungsvermögens
Kamera: ToupTek Astro (IMX585), 2,9 µm Pixel

1.2 Kollimation und Lichtquelle

Um die Filter bei exakt definierten Licht-Einfallswinkeln zu messen, ist ein besonderer Strahlengang erforderlich:

Lichtquelle: eine 50-W-Halogen-Kaltlichtquelle (Mikroskopleuchte) mit Kondensor; sie sorgt für eine hohe, gleichmäßige Leuchtdichte auf der Primärblende.
Primärblende: eine im Brennpunkt des Kollimators platzierte 0,4-mm-Lochblende simuliert eine punktförmige Lichtquelle.
Kollimator: ein 50-mm-Sucherobjektiv überführt das Licht in ein paralleles Strahlenbündel (~0° Divergenz); dies kann einfach überprüft werden, indem das Lichtstrahl auf eine etwa 1m entfernte Fläche projiziert wird: der Durchmesser des Lichtstrahls darf sich nicht ändern. Im Strahlengang steht der Filter auf einem drehbaren Messtisch (Goniometer) mit weit ausladender Winkelskala, was die Kippwinkel auf Bruchteile eines Grades genau ablesbar macht.

1.3 Kalibrierung und Auswertung

Kalibrierlicht: eine Neon-Entladungslampe liefert eine vielzahl an Referenzlinien zur präzisen Wellenlängenkalibrierung in der Software BASS.
Flatfield-Korrektur: das Filterspektrum wird durch ein Referenzspektrum der reinen Halogenquelle (ohne Filter) dividiert. Damit lassen sich die instrumentelle Antwort und die Schwarzkörperkurve der Lampe eliminieren und die effektive Transmission in Prozent gewinnen.
Winkelmessung: in Schritten von 0°, 3°, 5°, 7°, 10°, 12° und 15°, um die Winkel-abhängigkeit der Blauverschiebung experimentell zu bestimmen.

Folgende Kenngrößen ziehen sich durch die Auswertung:

Die Bandmitte (CBL) bezeichnet die Mitte des Transmissionsfensters und wird über eine Kreuzkorrelation der ganzen Kurve gegen die 0°-Referenz bestimmt. Damit ist der Wert robust gegenüber asymmetrischen Kurven und fällt dann nicht mit der Mitte der FWHM zusammenfallen
Peak-Transmisson ist die höchste relative Transmission des Durchlasses, unabhängig von der Lage
FWHM ist die Bandbreite bei 50 % der Maximaltransmission und wird an der Flanke links und rechts der CBL einzeln gemessen.
FW80 die Bandbreite bei 80 % der Maximaltransmission, als Maß für die Breite des Top-Peaks und wird an der Flanke links und rechts der CBL einzeln gemessen.
Formfaktor = FW80/FWHM fasst die Kurvenform in einer Zahl zusammen (1,0 = ideal rechteckig, ~0,6 = reine Gauß-Glocke). Beide Breiten sind relativ zum jeweiligen Peak bestimmt.
Super-Gauß-Exponent ist eine weitere Kennzahl zur analytischen Beschreibung der Kurvenform und wird ebenfalls aus den o.g. Kenngrößen berechnet: n = ln(ln2 / ln1,25) / (2·ln(FWHM/FW80)), wobei ein n ~ 1 einer Gauß-Glocke und große n einem Rechteckprofil entsprechen. Er geht in die Transmissionsrechnung ein.

2 Die Theorie: Blauverschiebung, n_eff und der Lichtkegel

Ein Interferenzfilter besteht aus dutzenden hauchdünnen Schichten. Trifft der Strahl schräg in das Schichtpaket, verkürzt sich für die eintreffende Wellenfront der optische Weg pro Schicht — die Resonanz verschiebt sich zu kürzeren Wellenlängen. Vereinfacht rücken die Schichten optisch enger zusammen, und die gesamte Durchlasskurve wandert nach Blau (Blauverschiebung).

Die durchgelassene Wellenlänge λ folgt in erster Näherung der Formel:

λ(θ) = λ₀ · √( 1 − sin²θ / n_eff² )

(θ = Einfallswinkel, λ₀= Brechungsindex des Umgebungsmediums (Luft) = 1, n_eff = effektiver Brechungsindex).

Die Blauverschiebung ist damit proportional zur Wellenlänge und — für kleine Winkel — proportional zum Quadrat des Einfallswinkels sowie umgekehrt proportional zum Brechungsindex. n_eff ist die Kennzahl der Winkelstabilität: Ein hohes n_eff hält das Band nahe an der Ziellinie, ein niedriges lässt es rasch davonwandern.

2.1 Das resultierende Problem bei schnellen Öffnungsverhältnissen

Am Teleskop durchläuft das Licht den Filter nicht unter einem einzigen Winkel, sondern über den ganzen Bereich, den das Öffnungsverhältnis vorgibt — vom Zentralstrahl (θ = 0°) bis zum Randstrahl θ_max mit tan θ_max = 1/(2N), N = Öffnungsverhältnis. Je schneller das Öffnungsverhältnis, desto extremer die Einfallswinkel der Randstrahlen; für diese wandert das Durchlassfenster nach Blau und liegt zunehmend außerhalb der Emissionslinie. Bei einem Reflektor entfallen durch die zentrale Obstruktion gerade die günstigen senkrecht auftreffenden Zentralstrahlen; das vergrößert den effektiven Blueshift (der mittlere Blueshift skaliert mit 1 + ε², ε = Obstruktions-/Öffnungsdurchmesser: Eine 30 % Obstruktion vergrößert den Shift um ~10 %, und steigt bei einer Obstruktion von 50 % auf ~25 %).

Aber Achtung: Ein Filter wird ab einer bestimmten f-Zahl nicht schlagartig „blind”, sondern schirmt die extremen Randstrahlen ab und macht die schnelle Optik effektiv „lichtschwächer”. Die Zentralstrahlen treffen weiterhin auf den Sensor.

Wie groß der Shift konkret wird, zeigt die Richtwert-Tabelle (n_eff = 1,7, Randstrahl/Worst Case). Der Blueshift ist wellenlängenabhängig und betrifft die roten Linien (Hα, [SII]) stärker als das blaue [OIII] — der absolute Shift wächst proportional zur Wellenlänge:

Öffnung	θ_max	Shift Hα/[SII]	Shift [OIII]	Bewertung
f/10	2,86°	~0,3 nm	~0,2 nm	vernachlässigbar
f/7	4,09°	~0,6 nm	~0,4 nm	vernachlässigbar
f/5	5,70°	~1,1 nm	~0,9 nm	für Hα/[SII] langsam kritisch
f/4	7,10°	~1,8 nm	~1,3 nm	merklicher Verlust ohne Pre-Shift
f/2	14,0°	~6,7 nm	~5,1 nm	Massiver Einbruch ohne Highspeed-Filter

2.2 Der effektive Brechungsindex

Aus dem Klippwinkel θ, dem gemessenen Blueshift und der Wellenlänge λ lässt sich als der effektive Brechungsindex n_eff berechnen. Um Fehler bei der höchst sensiblen Winkeleinstellung ausschließen bzw. korrigieren zu können, wurden Kontrollmessungen mit symmetrischen Winkel von +θ bis −θ durchgeführt. Der wahre Nullpunkt ist der Winkel, bei dem der Blueshift minimal wird. Ein eventueller Nullpunkt-Versatz des Kippwinkels addiert sich richtungsgleich auf jeden Kippwinkel und würde bei kleinen Winkeln ein zu niedriges n_eff vortäuschen, bzw, einen scheinbaren Anstieg von neff bei steigenden Kippwinkel. Bei symmetrischer Messung wird er sichtbar und kann herausgerechnet werden (Abb. 2).

Abb. 2: Symmetrische ±θ-Messung am Baader-Filter. Der Blueshift ist minimal am wahren Nullpunkt θ₀ = −0,40° (nicht bei der Skalen-Null) — die Messung kalibriert den Nullpunkt selbst. Ein einziges konstantes n = 1,90 beschreibt die ganze −15°…+15°-Reihe (Rest-RMS 15 pm): n_eff hängt nicht vom Winkel ab.

Im Ergebnis erhält man die filterspezifische Konstante n_eff, die direkt die Stärke des Blueshifts bei steigenden Lichteinfallswinkeln, entsprechend schnelleren Öffnungsverhältnissen bestimmt.

2.3 Von der Theorie zur praktischen Bedeutung: Kegelintegration

Die Messungen des Blueshifts nach dem Auftreffen kollimierter Lichtstrahlen auf einen gekippten Filter simulieren die extrem vom Blueshift betroffenen Randstrahlen. Am realen Teleskop trägt jede Kreiszone der Pupille mit ihrem eigenen, blauverschobenen Bandpass bei; da die Fläche mit dem Radius wächst, fallen die äußeren, stärker verschobenen Zonen schwerer ins Gewicht. Der effektiv wirksame Bandpass ist der flächengewichtete Mittelwert über alle Zonen. Numerisch zerlegt man die Pupille in flächengleiche Ringe und mittelt die Ring-Transmissionen (Abb. 3).

Abb. 3: Was die Kegelintegration tut. Links der Öffnungskegel — jeder Strahl trifft den Filter unter seinem eigenen Winkel; rechts die Pupille in zwölf flächengleiche Ringe. T_eff ist das Mittel der Ring-Transmissionen.

Eine einzelne Kippmessung zeigt immer nur den Randstrahl einer Öffnung — den ungünstigsten Fall. Sie überzeichnet den Verlust, weil die achsnahen Ringe, die den größten Teil des Lichts tragen, kaum verschoben sind. Erst die Kegelintegration über alle Ringzonen zeigt das ganze Bild — die tatsächlich am Sensor wirksame Transmission. Die folgenden Einzelwinkel-Kurven (Kap. 5) sind deshalb als Worst Case zu lesen, offenbaren aber grundsätzlich unterschiedliches Verhalten und Aufbau der Filter. Die Praxiswerte liefert erst die Mittelung über den Kegel (Kap. 6).

3 Die Prüflinge

Fünf Monobandfilter standen auf dem Messtisch — vier für Hα und, als Referenz ein Chroma-Filter für [NII]:

Astronomik MaxFR (Hα, 4 nm) — ausdrücklich für lichtstarke Systeme bis f/2,6 beworben
Baader (Hα, 3,5 nm) — „precision grade”, laut Hülle für f/10 bis f/3,5.
Antlia (Hα, 2,5 nm) — ein besonders schmaler Vertreter der günstigen Preisklasse.
Svbony (Hα, 5 nm) — der breite, preiswerte Einstiegsfilter.
Chroma (3 nm, [NII]) — Referenz der obersten Güteklasse.

4 Messergebnisse bei senkrechtem Einfall (0°)

Bei 0° sind alle fünf Filter optisch tadellos: Peak-Transmission durchweg 93,7–97,2 %. Die Unterschiede stecken in der Lage des Fensters relativ zur Linie (CWL-Versatz Q, positiv = Pre-Shift) und der Form des Peaks.

Filter	Q (CWL-Versatz)	FWHM	FW80	Form-faktor	Peak-T
Astronomik MaxFR Hα 4 nm	+0,7 nm	3,9 nm	2,9 nm	0,75	96,6 %
Baader Hα 3,5 nm	+1,9 nm	3,7 nm	3,2 nm	0,86	93,7 %
Antlia Hα 2,5 nm	+0,4 nm	2,5 nm	2,0 nm	0,82	97,2 %
Svbony Hα 5 nm	+0,8 nm	5,7 nm	4,5 nm	0,79	96,4 %
Chroma [NII] 3 nm	+1,1 nm	3,5 nm	3,2 nm	0,91	95,5 %

Abb. 4: Durchlasskurven der fünf Prüflinge bei senkrechtem Einfall (0°). Lage, Breite und Form unterscheiden sich deutlich; der Baader liegt bewusst nach Rot vorverschoben (Highspeed-Charge). Rosa: Puffer von der Ziellinie bis zur 10%-Verlust-Flanke des am stärksten pre-shifteten Bandes.

Bezüglich der Bandbreite FWHM hält der Antlia hält mit 2,5 nm genau sein Versprechen, der Svbony ist mit 5,7 nm der breiteste — ein breiteres Band kostet Kontrast, liefert aber gerade bei Filter ohne Top-Plateau Puffer gegen den Blueshift. Der Chroma ist mit Formfaktor 0,91 der kastigste (nahezu rechteckiges Plateau), der MaxFR mit 0,75 der weichste.

Der auffälligste Einzelbefund betrifft den Baader: Sein Fenster ist mit +1,9 nm massiv nach Rot verschoben — bei 3,5 nm Bandbreite liegt Hα dadurch schon fast auf der Flanke, die Transmission genau auf der Linie beträgt bei 0° nur 41 % (bei einem Peak von 93,7 %). Das ist kein Defekt, sondern die Signatur einer bewusst vorverschobenen Highspeed-Filters, leider fälschlich als „Normal-Filter“ deklariert.

5 Das Kippverhalten am Randstrahl (Worst Case)

Bevor wir zur Praxis kommen, lohnt der Blick auf die reine Messung — die Durchlasskurve bei einzelnen Kippwinkeln. Jede dieser Kurven zeigt nur den Randstrahl einer Öffnung, also den ungünstigsten Fall. Zwei Dinge sind dabei zu betonen: Erstens überzeichnet die Einzelwinkel-Betrachtung den Verlust bewusst — die tatsächliche Transmission über den ganzen Kegel folgt erst in Kapitel 6. Zweitens, und wichtiger: Die Kippreihe wird nicht primär gemessen, um diesen Worst Case zu zeigen, sondern um die Datenbasis für die Kegelintegration zu liefern — jeder gemessene Winkel ist ein Stützpunkt der Shift-Interpolation. Die anschauliche Einzelwinkel-Darstellung hier ist eine Nebenwirkung, nicht der eigentliche Zweck. Gerade in ihrer Übertreibung liegt aber didaktischer Wert: Man sieht unmittelbar, warum sich die Filter unterscheiden. Alle Kurven sind relativ zur Ziellinie aufgetragen (Δλ = 0), sodass Lage und Wanderung des Bandes direkt ablesbar sind.

Ein physikalischer Merksatz vorab: Der Blueshift schiebt das Band nach Blau; die feste Ziellinie wandert dadurch scheinbar im Bandprofil nach Rot, zur roten Flanke hin. Als Reserve nutzbar ist deshalb genau der Durchlass rechts der Linie — von der Linie bis zur roten Flanke (in Abb. 5–7 rosa hinterlegt). Ein sinnvoll ausgelegter Filter liegt darum leicht nach Rot vorverschoben (pre-shiftet), sodass die Linie bei 0° nahe am blauen Rand sitzt und möglichst viel Band als Reserve für den Blueshift zur Verfügung steht. Ein exakt auf die Linie zentrierter Filter verschenkt dagegen die halbe Breite, denn den Bandteil blau der Linie erreicht die wandernde Linie nie.

Astronomik MaxFR (Abb. 5) ist pre-shiftet (+0,7 nm) — bei 0° liegt Hα am blauen Rand und wandert bis f/4 an seine rote Flanke. Sein n_eff ist sehr hoch (≈2,0), das Band wandert also langsam. Die weiche Flanke (Formfaktor 0,75) puffert zusätzlich, kostet aber etwas Kontrast.

Abb. 5: Astronomik MaxFR beim Kippen (Randstrahl, Worst Case; Winkel nominal, der Reihen-Offset +1,29° ist in der Kegelrechnung berücksichtigt). Pre-shiftet und hohes n_eff → das Band bleibt bis f/2,8 nah an der Linie; erst bei f/1,9 und schneller läuft es weg. Rosa: Puffer bis zur 10%-Verlust-Flanke.

Chroma (Abb. 6) kann wegen seines besonders breiten Top-Plateaus (Bestnoten für den Formfaktor > 0,9 und Super Gauss > 4) kann besonders stark pre-shiften (+1,1 nm) und besitzt ein besonders hohes n_eff-Niveau — das Band wandert extrem langsam und selbst der f/2,8-Randstrahl bleibt innerhalb des Durchlassfensters. Genau diese Kombination macht ihn universell einsetzbar.

Abb. 6: Chroma beim Kippen (Randstrahl, Worst Case). Pre-shiftet UND hohes n_eff → das Band bleibt lange an der Linie. Rosa: Puffer bis zur 10%-Verlust-Flanke.

Antlia (Abb. 7) ist zwar ebenfalls leicht pre-shiftet (+0,4 nm), aber mit 2,5 nm so schmalbandig, dass die absolute Reserve klein bleibt — der Puffer misst nur rund 1,7 nm gegenüber 2,7–2,9 nm bei MaxFR und Chroma. Zusammen mit dem niedrigen n_eff ist dieser kleine Puffer beim Randstrahl schnell aufgebraucht. Der einseitige Blueshift macht dabei ein allgemeines Prinzip deutlich: Die rote Bandhälfte ist Reserve, nicht Symmetrie — ein exakt auf die Linie zentrierter Filter würde die Hälfte davon verschenken.

Abb. 7: Antlia 2,5 beim Kippen (Randstrahl, Worst Case). Günstig pre-shiftet (+0,4 nm), aber eben sehr schmalbandig → nur kleine Reserve, die der Randstrahl früh aufbraucht. Rosa: Puffer bis zur 10%-Verlust-Flanke.

6 Erst die Kegelintegration zeigt das ganze Bild

Die Randstrahl-Kurven aus Kapitel 5 sind der Worst Case. Am Teleskop trägt jedoch jeder Ring der Pupille bei, und die achsnahen Ringe sind kaum verschoben. Die modellfreie Kegelintegration (Abschnitt 2.3) mittelt alle Ringzonen und liefert so die tatsächlich am Sensor wirksame Transmission. Die Tabelle gilt obstruktionsfrei — die für die Filter günstigste Annahme; mit Fangspiegel fallen die schnellen Werte weiter.

Filter	T @ 0°	f/8	f/5	f/4	f/2,8	f/2,6
Chroma 3 nm	95 %	95 %	94 %	94 %	95 %	95 %
Astronomik MaxFR 4nm	95 %	95 %	94 %	95 %	90 %	84 %
Baader 3,5 nm	41 %	55 %	75 %	81 %	86 %	87 %
Antlia 2,5 nm	97 %	97 %	97 %	89 %	48 %	42 %
Svbony 5 nm	95 %	95 %	95 %	96 %	84 %	76 %

Abb. 8: Das ganze Bild — die über den Kegel gemittelte effektive Transmission für alle fünf Filter. Die achsnahen Ringe heben die Bilanz weit über den reinen Randstrahl (vgl. Kap. 5).

Der Kontrast zu Kapitel 5 ist eindrücklich: Der Antlia-Randstrahl fällt bei f/4 deutlich ab, über den ganzen Kegel bleiben aber noch 89 %. Genau deshalb darf man nie vom Randstrahl allein auf die Praxis schließen.

Chroma — der Maßstab. Höchstes n_eff-Niveau (≈2,2) und kastigster Formfaktor in einem: durchgehend rund 95 % von f/10 bis f/2,6, praktisch ohne Abfall. Das ist die volle Schnelltauglichkeit — erreicht vom teuersten Filter, aber, wie sich zeigt, nicht mehr nur von ihm.

Astronomik MaxFR — hält seine Zusage. Bis f/4 brillant (über 95 %), bleibt er auch im schnellen Kegel stark: 90 % bei f/2,8 und 84 % bei f/2,6. Astronomik empfiehlt ihn unter Seriennummer für f/∞ bis f/2,6 mit der Zusage von höchstens 10 % Rückgang gegenüber 92,9 % — also mindestens 83,6 %. Mit 84 % ist das knapp, aber nachweislich erfüllt. Möglich macht das ein hohes n_eff-Niveau (≈2,0, das zweithöchste im Feld); die weiche Flanke (Formfaktor 0,75) federt den Rest. Erst jenseits von f/2,6 verliert er zügig — im spezifizierten Bereich trägt der Pre-Shift von +0,7 nm.

Baader — der absurde 0°-Wert (41 % auf der Linie) und die steigende Transmission zu schnelleren Öffnungen entlarven das Etikett: ein Filter mit 1,9 nm Pre-Shift ist keine „Normalversion für f/10 bis f/3,5”, sondern eine Highspeed-Charge im falschen Gehäuse. An langsamer Optik unbrauchbar (55 % bei f/8), an einem schnellen 200-mm-Newton f/2,8 mit 86 % erste Wahl.

Antlia — ehrlich in den Kennwerten, optimistisch in der Empfehlung. Peak (97,2 %) und Bandbreite (2,46 nm) halten die Herstellerangaben (Hα ≥ 95 %, FWHM 2,5 nm +0,3/−0,1) sauber ein, und Antlia scannt jedes Exemplar einzeln und legt das gemessene Spektrum bei — vorbildliche Transparenz. Die offizielle Empfehlung „ab f/3,5” ist für die schmalen 2,5 nm allerdings grenzwertig: Dort sind es nur noch 73 %. Sauber wird er erst ab f/4 (89 %), voll ausgereizt ab f/5 (97 %).

Svbony — breit und günstig. Die große Bandbreite (5,7 nm) greift dabei vermutlich bewusst auch die [NII]-Linie bei 658,4 nm mit ab — zusätzliches Nebelsignal dicht neben Hα — und kompensiert das eher niedrige n_eff (1,60) mit ihrer Breite bis weit in den schnellen Bereich (96 % bei f/4, noch 84 % bei f/2,8); erst bei f/2,6 (76 %) macht sich das schwache Niveau bemerkbar.

7 Diskussion

Das n_eff-Niveau ist die Königsgröße. Die Filter rangieren Chroma (≈2,2) > Astronomik (≈2,0) > Baader (≈1,9) > Antlia (≈1,7) > Svbony (≈1,6). Pre-Shift, Bandbreite und Formfaktor sind Stellschrauben, die ein mäßiges Niveau teilweise ausgleichen, aber nicht ersetzen.

Die Kurvenform (hoher Formfaktor) hält die Transmission zusätzlich länger hoch, während das Band wandert. Der Chroma vereint alle drei Vorzüge — hohes n_eff, Pre-Shift und kastigstes Plateau — und bleibt trotz der engen Bandbreite bis f/2,6 nahezu verlustfrei. Allein ist er damit aber nicht: Auch MaxFR und Svbony halten bis f/2,8 solide Werte, letzterer allerdings nur dank des a priori breiten Durchlassfensters. Der pre-shiftete Baader spielt nur am schnellen Newton auf; nur der schmalbandige Antlia fällt hier früh ab.

Transparenz der Spezifikation. Astronomik macht eine überprüfbare Zusage (≤ 10 % Rückgang, empfohlen bis f/2,6, unter Seriennummer) — vorbildlich, und in diesem Fall überprüfbar eingehalten (84 % ≥ 83,6 %). Antlia geht einen Mittelweg: eine weiche f-Empfehlung (≥ f/3,5) plus ein individuell gemessenes Spektrum für jedes Exemplar — bei den Kennwerten transparent, bei der Öffnungsempfehlung aber ebenfalls zu optimistisch. Andere sprechen nur von „geringen Einbußen” oder machen gar keine Winkelangabe. Genau diese Lücke schließt eine Messung.

Zuordnung Filter → Teleskop. Chroma überall, wo es auf jedes Prozent ankommt; der (quasi geschenkte) Baader am schnellen 200er-Newton; der schmale Antlia an einer langsameren Optik ab f/5; der breite Svbony als günstiger Allrounder bis in den schnellen Bereich; der MaxFR als solider Highspeed-Filter, der seine bezifferte Zusage hält. Zu optimistisch fällt nur die Öffnungsempfehlung des schmalbandigen Antlia aus.

8 Fazit

Die zentrale Erkenntnis ist methodisch: Die Praxisleistung eines Schmalbandfilters lässt sich messen und vorausberechnen, statt sie am Teleskop erraten zu müssen — und zwar ohne die Annahme eines konstanten n_eff, indem man den gemessenen Kippverlauf direkt in den Öffnungskegel integriert. Der Einwand, die wahre Leistung zeige sich nur im Bild am Teleskop, verkehrt Ursache und Wirkung: Der Blick durchs Teleskop bestätigt nur, was die Labormessung bereits festlegt.

Inhaltlich gilt: „schmaler” und „teurer” bedeuten nicht automatisch „besser”. Über die Schnelltauglichkeit entscheidet das n_eff-Niveau, ergänzt um Pre-Shift und Kurvenform — Eigenschaften, die auf keinem Etikett stehen. Mehrere Filter erreichen die Schnelltauglichkeit bis f/2,8 — der Chroma nahezu verlustfrei, MaxFR und Svbony solide, der pre-shiftete Baader als Normalversion nur am schnellen Newton, am f/5 APO liegt die Transmission bei mageren 75%. Der ultraschmalbandige Antlia (2,5nm) ist der Spezialist für f/5 und langsamer.

Die Faustregel „langsamer als f/4 vernachlässigbar” gilt aber nur, wenn das Fenster mindestens zentriert, besser leicht rotverschoben (pre-shiftet) liegt, ein breites Plateau hat und n_effhoch ist.

Transmission ist nicht alles, auch die Antireflex-Beschichtung ist ein wesentliches Qualitätsmerkmal.

4. September 2026

Echt oder Fake? Das Geheimnis der Farben im Kosmos
Wenn wir atemberaubende Bilder aus den Tiefen des Weltalls betrachten – so wie meine aktuelle Aufnahme des uralten planetarischen Nebels CTSS 3 (bekannt auch als Sh2-78) –, drängt sich eine Frage fast immer auf: „Sieht das da oben wirklich so aus? Oder ist das alles nur Photoshop?“

Die Antwort ist ein faszinierendes Zusammenspiel aus eiskalter Physik, den Grenzen unseres eigenen Körpers und einem genialen Trick, mit dem wir Astrofotografen das Unsichtbare überhaupt erst sichtbar machen. Gehen wir auf Spurensuche.

Teil 1: Die Sterne lügen nicht (Dank GAIA)

Fangen wir mit den Lichtpunkten an, die auf dem Bild wie feiner Diamantenstaub verstreut sind: den Sternen. Haben sie die „richtigen“ Farben? Ein klares Ja!

Sterne sind gigantische Plasmabälle und ihre Farbe ist ein direkter Fingerabdruck ihrer Oberflächentemperatur (man nennt dies Spektralklassen):
- Rötliche Sterne sind vergleichsweise kühl (ca. 3.000 Grad).
- Gelb-weiße Sterne (wie unsere Sonne) liegen im Mittelfeld (ca. 6.000 Grad).
- Bläuliche Sterne sind extrem heiße Riesensupersportler (über 20.000 Grad).
Woher weiß ich, dass die Sterne auf meinem Bild stimmen? Hier kommt die Weltraumsonde GAIA der ESA ins Spiel. Sie hat die Position und die exakten physikalischen Farben von über einer Milliarde Sternen im Universum präzise vermessen. Bei der Bearbeitung meiner Daten gleiche ich die Sterne auf dem Foto exakt mit dieser wissenschaftlichen Datenbank ab. Die Sternfarben auf diesem Bild sind also absolut real und physikalisch korrekt!

Teil 2: Das Dilemma mit den Nebeln

Bei kosmischen Gaswolken wird es komplizierter. Was ist hier überhaupt die „richtige“ Farbe?

Warum unser Auge uns im Stich lässt

Wenn wir nachts durch ein Teleskop schauen, sehen wir Nebel fast immer nur als blasse, graue Schleier. Unser Auge ist für die Dunkelheit schlicht nicht gebaut. Nur bei ganz wenigen, extrem hellen Objekten – wie dem berühmten Orionnebel – schalten unsere Farbrezeptoren minimal ein und wir nehmen ein diffuses Grünlich-Blau wahr.

Ist das die „richtige“ Farbe? Nein, es ist nur ein biologischer Trick: Unser Auge ist im Dunkeln für grünes Licht am empfindlichsten. Der Nebel selbst leuchtet ganz anders, wir sind biologisch nur blind dafür.

Teil 3: Das Paradoxon des Ultrahochvakuums

Es kommt aber noch ein viel verrückteres physikalisches Phänomen hinzu: Würden wir mit einem Raumschiff mitten in diesen Nebel hineinfliegen, würden wir absolut überhaupt nichts sehen. Keine Farben, keine Leuchtschwaden – nur gähnende, schwarze Leere.

Warum ist das so? Ein interstellarer Nebel ist kein dichter Qualm, wie wir ihn von der Erde kennen. In Wahrheit ist er ein nahezu perfektes Vakuum. Auf einen Kubikmeter Raum kommen dort oft nur ein paar tausend Atome oder Moleküle. Zum Vergleich: In einem Kubikmeter unserer Atemluft drängen sich Trillionen über Trillionen Teilchen.

Das prächtige Leuchten auf dem Foto existiert nur aus der gewaltigen Distanz. Weil der Nebel viele Lichtjahre tief ist, schauen wir von der Erde aus durch Billionen Kilometer dieses extrem dünnen Gases hindurch. Die winzigen Lichtteilchen der wenigen Moleküle summieren sich über diese unvorstellbare Strecke auf. Erst die Kamera, die dieses schwache Licht über Stunden hinweg auf ihrem Sensor sammelt, macht daraus eine sichtbare Wolke. Vor Ort stünde man im farblosen Nichts.

Teil 4: Die rote Suppe und das Prinzip der Hubble-Palette

Würde man eine normale Fotokamera an das Teleskop hängen, wäre das Ergebnis der aufsummierten Lichtteilchen oft eintönig: dominant rot. Das liegt daran, dass das Universum hauptsächlich aus Wasserstoff besteht. Wenn dieser durch heiße Sternenüberreste zum Leuchten angeregt wird, strahlt er auf einer ganz bestimmten Wellenlänge, dem sogenannten H-Alpha-Licht. Und das ist für uns tiefrot.

Das Problem für Astrofotografen: Auch andere Gase wie Schwefel oder Stickstoff leuchten im exakt selben Rot-Bereich. Fotografiert man „naturgetreu“, matscht alles zu einem roten Einheitsbrei zusammen. Man verliert sämtliche Strukturen.

CTSS 3 ist hier ein extrem spannendes Beispiel. Stewart Sharpless katalogisierte ihn 1959 fälschlicherweise als gewöhnliche Wasserstoffwolke (Sh2-78). Erst 1990 fand ein italienisches Astronomenteam heraus: Es ist in Wahrheit die sterbende, fast quadratisch expandierende Gashülle eines alten Sterns – ein hochentwickelter planetarischer Nebel.

Um die komplexen Strukturen dieses „kosmischen Kastens“ sichtbar zu machen, nutze ich spezielle Schmalbandfilter. Sie isolieren die Signale der einzelnen Gase: Stickstoff (N), Wasserstoff (H) und Sauerstoff (O).

Um diese Gase auf einem Bild voneinander zu trennen, ordnen wir sie nach dem Prinzip der Hubble-Palette an – streng sortiert von den längsten zu den kürzesten Wellenlängen des Lichts:
- Stickstoff (N) wird auf Rot gelegt.
- Wasserstoff (H) wird auf Grün gelegt.
- Sauerstoff (O) wird auf Blau gelegt.
Das Ergebnis ist die sogenannte NHO-Palette, wie du sie auf meiner Aufnahme siehst. Hat das etwas mit den Farben zu tun, die ein fiktiver Astronaut vor Ort sehen würde? Nein. Aber es ist alles andere als „erfunden“ oder „Fake“.

Diese Falschfarbendarstellung ist in Wahrheit eine Übersetzung von chemischen Informationen in visuelle Kunst. Erst durch diese Farbverteilung wird die wahre Natur von CTSS 3 enthüllt: Wir sehen genau, wo der Sauerstoff (blau-grünliche Töne) im Inneren sitzt und wo sich die Schockfronten aus Stickstoff und Wasserstoff (die gelb-orangefarbenen, scharf abgegrenzten Ränder des Kastens) in das interstellare Medium fressen.

Fazit

„Richtige“ Farben im klassischen Sinne gibt es bei Gasnebeln im All nicht, weil das Universum jenseits der Grenzen unserer biologischen Evolution und Dichte stattfindet. Meine Aufnahme von CTSS 3 (Sh2-78) nutzt die Farben nicht, um die Realität zu fälschen – sondern um die unsichtbare Physik, die hauchdünnen Gase und das spektakuläre Ende eines Sternenlebens für uns Menschen überhaupt erst begreifbar zu machen.
26. Juli 2026

Hochaufgelöste Vermessung von sieben engbandigen (3nm / 3,5nm) Dualschmalbandfiltern von Antlia und Altair

Der Trend zur immer engeren Bandbreite verspricht ultimativen Kontrast trotz Lichtverschmutzung. Doch bei nur 3nm werden hohe Anforderungen an die exakte Position der Zentralwellenlänge gestellt, um sowohl an langsamen Optiken, als auch wie beworben bis f/4 zu funktionieren.

Mit einer Rekordauflösung von 0,0075 nm pro Pixel wird die „DNA“ der Filter sichtbar: von massiver Serienstreuung der Zentralwellenlänge bis hin zu fundamentalen Unterschieden im Schichtdesign. Durch Verkippung des Filters wurde das Verhalten bei unterschiedlichen Einfallswinkeln bzw. Öffnungsverhältnissen gemessen und festgestellt, warum manche Filter an f/4 triumphieren, während andere kläglich versagen.

Getestet wurden folgende Filter:

3 zeitgleich beschaffte Antlia ALP-T Dualband 3nm Narrowbandfilter (SII und OIII)
2 Antlia ALP-T Dualband 3nm Narrowbandfilter (Ha und OIII)
jeweils 1 Altair Ultra 3,5nm Ha und OIII, sowie SII und OIII.

Jedem Antlia-Filter lag ein „Filter Scan Report“ bei. Der Begleittext

„Each product undergoes rigorous testing using advanced spectrometers to ensure accurate and reliable performance data. We are proud to share this comprehensive information directly with every Antlia user….“

suggeriert einen individuellen Test des erworbenen Filters. Bei mir lagen jedoch identische Kopien eines wertlosen, da viel zu weitem Spektrums von 200nm bis 900nm bei.

Den Altair-Filtern lag dagegen ein individuelles, aussagekräftiges Messprotokoll bei. Ein charakteristisches Merkmal des Filters auf dem Messprotokoll konnte reproduziert werden.

Um die physikalischen Eigenschaften der Schmalbandfilter jenseits von Marketing-Angaben zu entschlüsseln, wurde ein hochauflösendes spektroskopisches Messverfahren adaptiert, welches Spektren von 649 bis 678 nm (Ha, SII) bzw. 482 bis 516nm (OIII) mit 3834 Pixel liefert. Zur Einordnung der Messergebnisse erfolgte außer Konkurrenz ein Vergleich zu einem Chroma Monobandfilter.

1. Methodik

Die Messeinrichtung besteht aus einem entkernten Diaprojektor als Lichtquelle, einem Kolimator bestehend aus Lochblende 0,4 mm im Brennpunkt eines 50mm Suchers, dem verkippbaren Filterhalter und dem Star’Ex Spektrograf.

Das Herzstück bildet der Star’Ex-Spektrometer nach Christian Buil in High Resolution Konfiguration. Im Internet ist eine ausführliche Anleitung zum Selbstbau verfügbar. Die mechanischen Bauteile können selbst im 3D-Drucker hergestellt werden, oder man bestellt einen fertigen Bausatz aus hochwertigem Filament und Einsätzen aus Metall. Die optischen Bauteile können verhältnismäßig günstig erworben werden. Man erhält ein Spektrometer, der keinen Vergleich mit professionellen Geräten zu scheuen braucht. Meine Konfiguration erzeugt Spektren mit 0,0075nm Auflösung.

Optik: Ein 80/125 mm Linsen-System.
Gitter: Ein Beugungsgitter mit 2400 Linien/mm, das für eine enorme Dispersion sorgt.
Eintrittsspalt: Ein 10 µm Präzisionsschlitz bildet die Grundlage für das hohe Auflösungsvermögen.
Kamera ASI585M mit 2,9 µm Pixel

Um den Blueshift bei exakt definierten Einfallswinkeln bzw. unterschiedlichen Öffnungsverhältnissen zu messen, wurde ein „Lichtkraftwerk“ konstruiert:

Lichtquelle: Ein entkernter 150W-Diaprojektor. Sein Kondensorsystem sorgt für eine extreme Leuchtdichte auf der Primärblende.
Primärblende: Eine im Brennpunkt des Kollimators platzierte 0,4 mm Lochblende simuliert eine punktförmige Lichtquelle.
Kollimator: Ein 50 mm Sucher-Objektiv, das das Licht der Blende in ein absolut paralleles Strahlenbündel (0° Divergenz) überführt. In diesem parallelen Strahlengang wurde der Filter auf einem drehbaren Messtisch platziert.

Für eine absolut verlässliche Wellenlängenachse wurde jede Messreihe referenziert:

Kalibrierlicht: Eine Neon-Entladungslampe lieferte eine dichte Matrix an Referenzlinien zur präzisen Kalibrierung in der Software BASS.
Flatfield-Korrektur: Das Filterspektrum wurde durch ein Referenzspektrum der reinen Halogen-Lichtquelle (ohne Filter) dividiert. Nur so konnte die instrumentelle Antwort und die Schwarzkörper-Kurve der Lampe eliminiert werden, um die effektive Transmission des Filters in Prozent zu erhalten.
Winkelmessung: Die Messungen erfolgten in Schritten von 0°, 3°, 5°, 7°, 10°, 12° und 15°, um die Dispersionskurve (n_eff) experimentell zu bestimmen. Auf diese Weise konnte das Verhalten der Filter bei schrägem Lichteinfall und die Leistung an schnellen Optiken bestimmt werden.

2. Die Theorie hinter den Messungen

Blueshift

Wer Schmalbandfilter an schnellen Optiken (f/5, f/4 oder gar f/2) nutzt, stolpert unweigerlich über den Begriff Blueshift. Doch was passiert da eigentlich physikalisch?

Ein Interferenzfilter besteht aus dutzenden hauchdünnen Schichten. Die Filterwirkung beruht darauf, dass Lichtstrahlen zwischen diesen Schichten hin und her reflektiert werden. Die Bedingung für konstruktive Interferenz (da, wo der Filter durchlässig ist) hängt von der Verzögerung zwischen dem direkt reflektierten und dem im Inneren der Schichten hin- und hergeworfenen Strahl ab. Trifft der Lichtstrahl schräg in das Schichtpaket, rücken die Schichten für die eintreffende Wellenfront optisch enger zusammen. Da engere Abstände kürzeren Wellenlängen entsprechen, lässt der Filter plötzlich „blaueres“ (kurzwelligeres) Licht durch. Die gesamte Durchlasskurve wandert nach links, in Richtung blau (blue shift).

Das Problem bei schnellen Öffnungsverhältnissen

Ein Teleskop liefert kein paralleles Licht, sondern einen Lichtkegel. Je „schneller“ die Optik (kleine f-Zahl), desto steiler ist dieser Kegel und desto extremer sind die Winkel, unter denen die Randstrahlen auf den Filter treffen.

Man könnte meinen, nur die Bildränder seien vom Blueshift betroffen, da dort die Lichtstahlen schräg auf den Filter treffen und im Zentrum nicht. Das ist leider ein Irrtum: Über die ganze Fläche der Optik werden die Lichtstahlen gebündelt und auf den Sensor geworfen. Auch ein kleiner Planetarischer Nebel im Zentrum wird von Strahlen getroffen, die vom Rand der Optik kommen und treffen bei f/4 mit über 7° auf den Filter. Der Filter „sieht“ also für das zentrale Objekt nicht eine Wellenlänge, sondern eine Mischung aus verschobenen Durchlasskurven. Ist der Filter zu schmal oder falsch zentriert, schneidet er die Randstrahlen des Kegels einfach ab – die Transmission bricht auch in der Bildmitte ein.

Richtwerte: Wie stark ist der Shift?

Der Blueshift ist wellenlängenabhängig und betrifft die roten Linien (Ha, SII) deutlich härter als das blau-grüne OIII. Basierend auf einem typischen Brechungsindex der Filterschichten n_eff = 1,7 lässt sich der Shift berechnen:

Öffnung	Winkel	Shift bei 656 nm (Ha / SII)	Shift bei 501 nm (OIII)	Konsequenz für 3nm Filter
f/10	2,8°	~ 0,3 nm	~ 0,2 nm	Vernachlässigbar
f/7	4,1°	~ 0,6 nm	~ 0,4 nm	Beides unkritisch.
f/5	5,7°	~ 1,1 nm	~ 0,9 nm	Ha wird kritisch, OIII hält noch.
f/4	7,1°	~ 1,8 nm	~ 1,3 nm	Grenzfall: Ha braucht Pre-Shift
f/2	14,0°	~ 6,7 nm	~ 5,1 nm	Totalausfall für beide ohne Highspeed-Filter.

Aus dieser Berechnung ergibt sich für einen Einsatzbereich an Optiken f/10 bis f/4 ein optimaler Pre-Shift mittig in der Blueshift-Spanne 0,3…1,8 nm = 0,75 nm. Ein 3nm-Filter ohne Pre-Shift fällt an einer f/4-Optik auf eine Transmission von rund 50%.

3. Messergebnisse bei 0°-Einfallswinkel

3.1 [OIII]-Band

Die folgende Abbildung zeigt den Ausschnitt von etwa 493 bis 509 nm Wellenlänge und neben den Filterkurven das Spektrum der Ne-Kalibierlichtquelle und rot beschriftet einige Kalibierlinien.

Neben der Ziel-Wellenlänge (violette Linie) ist die Auswirkung des Blueshifts dargestellt. Beim Einsatz an schnellen Optiken = größerer Lichteinfallswinkel verschiebt sich die Transmissionskurve zu kürzeren (blauen) Wellenlängen. Anstelle die Kurven nach blau zu verschieben wurde zur Übersichtlichkeit nur die Ziel-Wellenlänge rot verschoben. Die Größe des Blueshifts ist abhängig vom Einfallswinkel (gestrichelt 5,7° entspricht f/5 und punktiert 7,1° entspricht f/4) und vom effektiven Brechungsindex (n_eff) der Beschichtung. Dieser wurde hier mit einem durchschnittlichen Wert von 1,7 angenommen.

Die effektive Transmission bei 0°-Einfallswinkel ist bei allen getesteten Filtern erfreulich hoch und liegt zwischen 90 und 96%.

Die Zentrierung auf die Zentralwellenlänge von 500,7 nm ist bei fast allen Filtern gegeben. Unter Berücksichtigung des Blueshifts wäre zur Kompensation eine Verschiebung des Durchlass-fensters um 0,5 -1 nm nach rot vorteilhaft gewesen. Leider berücksichtigt dies im Test weder Antlia noch Altair, so dass die [OIII]-Linie bei f/5 nahe oder auf der fallenden Flanke zu liegen kommt. Bei f/4 liegt die effektive Transmission für [OIII] zwischen 60 bis 80 %.

Die Bandbreite bei 50% Transmission (FW50) liegt zwischen 3,3 und 3,6 nm und bei 80% Transmission (FW80) bei 2,1 bis 2,7 nm. Das FW80 wird als Maß für die Breite des Top-Peaks (idealerweise eher ein Top-Plateau) herangezogen. Je breiter das Plateau, desto größer ist der Spielraum gegenüber einer Serienstreuung der Zentralwellenlänge (CWL) und dem Blueshift.

Bei genauerer Betrachtung sind bereits jetzt Unterschiede im Kurvenverlauf erkennbar: Altair setzt beim Dualbandfilter Ha-OIII (Kurve 10) auf eine reine Gaußschen Normalverteilung (Glockenkurve) mit verhältnismäßig spitzem Peak (schmalstes HW80 im Testfeld). Beim SII-OIII_Filter (Kurve 11) wurde versucht den Peak durch Überlagerung zu einem Plateau zu verbreitern, was beim Testkandidaten allerdings mehr schlecht als recht gelingt (erkennbar an der „hängenden Schulter“).

Die Filter von Antlia dagegen zeigen alle einen mehr oder weniger stark ausgeprägten „Kamelbuckel“, was den Peak vorteilhaft verbreitert.

3.2 Ha-Band

Die effektive Transmission bei 0°-Einfallswinkel liegt weiterhin hoch bei 93 bis 96 %.

Bei einem Antlia Filter ist die Zentralwellenlänge mit 1,1nm deutlich rotverschoben (Kurve 12). Durch diesen Pre-Shift wird der rechnerische Bluehift einer f/5-Optik komplett ausgeglichen. Der Filter hält eine hohe Transmission über 93 % bis f/4, ein Spitzenwert. Leider ein Zufallstreffer, den der zweite Antlia-Filter (Kurve 13) ist auf die Ha-Linie zentriert und zeigt keinen Pre-Shift. Bei diesem Filter beträgt die Transmission bei f/5 durch ein verhältnismäßig breites Top-Plateau noch 90% und bei f/4 nur noch 67%.

Der getestete Altair zeigt sich ebenfalls zentriert, jedoch wieder mit spitzen Peak, was ihn grundsätzlich anfälliger für eine Serienstreuung macht und empfindlicher auf schnellere Optiken reagieren lässt. So fällt die Transmission bei f/4 auf etwa 45%.

3.3 [SII]-Band

Erfreulich ist wieder die hohe effektive Transmission von 94 bis 97 %.

Antlia zeigt eine starke Serienstreuung der Zentralwellenlänge: Nur ein Filter von Antlia zeigt einen positiven Pre-Shift von 0,6 nm (Kurve 15), einer war exakt auf die SII-Emission zentriert (Kurve 16) und der dritte Filter wies sogar einen Back-Shift von -0,4nm auf. Das ist eine Serienstreuung zeitgleich gekaufter Filter von 1,0 nm, 1/3 der Sollhalbwertsbreite von 3 nm!

Auch der getestete Filter von Altair weist einen eklatanten Back-Shift von -0,7 nm auf. Es ist der gleiche Filter, der auch im [OIII]-Band mit einen Back-Shift von -0,7 nm auffiel. Dieser Filter ist ein echtes Montagsmodell und hoffentlich nicht die Regel! Nur die etwas größere Halbwertsbreite von 3,8 nm verhindert den kompletten Ausfall an f/4.

Bereits an einer f/5-Optik fällt bei zwei Filtern die Transmission auf unter 80%. An f/4 kommt bei drei Filtern weniger als die Hälfte der Photonen auf den Chip! Nur der Filter mit dem Pre-Shift hält eine Transmission von akzeptablen 75%.

Die gemessene Halbwertsbreite ist mit 3,2 bis 3,3 nm nahe am Sollwert und innerhalb der angegebenen Toleranz. Beim Altair liegt die Halbwertsbreite ebenfalls in der Toleranz. Angesichts der eklatanten Streuung der Zentralellenlänge ein schwacher Trost.

3.4 Zwischenfazit
Die effektive Transmission lag bei allen Filtern im Peak über 90%. Der Spitzenwert lag bei beeindruckenden 97,2 %. Das besagt allerdings nicht, dass dieser Wert auch bei der gewünschten Wellenlänge erreicht wird.

Bandbreite (FWHM): Keiner der „3nm“-Filter ist ein echter 3,0 nm Filter. Sie liegen real zwischen 3,2 nm und 3,7 nm. Ein Filter liegt damit außerhalb der von Antlia angegebenen Toleranz von -0,1 und +0,6nm. Die nominell 3,5nm-Fillter von Altair werden mit 3,5nm FWHM angegeben, liegen aber mit 3,4 und 3,8 nm in dieser Hinsicht praktisch auf einer Höhe mit den Antlia-Filtern. Diese „Großzügigkeit“ kostet zwar minimal Kontrast, liefert aber wertvollen zusätzlichen Puffer für den Blueshift an schnellen Optiken.

Zentralwellenlänge (CWL): Hier trennt sich die Spreu vom Weizen. Bei senkrechtem Lichteinfall 0° streuten die Zentren (CWL) massiv:

Post-Shift: Ein Filter von Altair zeigt sich sowohl im SII- als auch im OIII-Band um -0,7 nm blauverschoben. Der Ha-OIII-Filter war dagegen unauffällig. Ein Antlia-Filter ist im SII-Band um -0,4 nm blauverschoben. Das ist besonders kontraproduktiv, da schräg einfallende Lichtstrahlen eine Blauverschiebung des Durchlassfensters bewirken. Um dem entgegen zu wirken, erhalten Filter idealerweise ab Werk einen leichten Pre-shift nach Rot. Ein Blue-shift ab Werk sorgt dafür, dass selbst bei moderaten Öffnungsverhältnissen (f/5) die Emissionslinie aus dem Fenster rutscht.
Pre-Shift: Ein einziger Filter von Antlia glänzt mit +1,1 nm im Ha-Band und +0,6 nm im OIII-Band, was ihn auch an schnelleren Optiken einsetzbar macht. Die effektive Transmission ist selbst bei f/4 noch über 93%. Es ist also technisch möglich, schmalbandige Dualband-Filter mit hoher Transmission und großer Einsatzbreite herzustellen. Zwei weitere Antlia-Filter weisen in einem von beiden Bändern ebenfalls einen Pre-Shift auf, ein Filter +0,6 im SII-Band und ein anderer Filter +0,4 nm im OIII-Band auf.
Der Rest: trifft die Zielwellenlänge auf +/- 0,2 nm genau.

Verantwortlich für die Streuung der CWL sind Fertigungstoleranzen der Schichtdicken und mangelnde Qualitätskontrollen. Insgesamt scheinen sowohl Antlia (-0,4 bis 1,1 nm) als auch Altair (-0,7 bis 0,1 nm) mit einer Serienstreuung zu kämpfen.

Eignung an f/5

Während im [OIII]-Band wegen des geringeren Blueshifts bei allen Filtern die Transmission über 80% liegt, nimmt diese in den anfälligeren langwelligeren Ha und SII-Band durchwachsen aus: der schlechteste Filter (Antlia) erreicht nur 73,4%, drei weitere liegen um 80% und die besten drei erreichten über 90%.

Eignung an f/4

Es ist festzustellen, dass an f/4 nur ein einziger Filter (Antila) auf beiden Bändern eine Transmission von über 90% aufweist. Im kritischen Ha-Band weist der Spitzenreitereinen Pre-Shift von +1,1 nm, durch den Blueshift an f/4 von -1,75 nm (neff=1,7) landet der Peak nur 0,65 nm neben der Ha-Emissionslinie. Durch ein breites Top-Plateau bleibt die Transmission bei 93,6 %.

Ein weiterer Antlia-Filter erreicht zwar im [OIII]-Band noch 80%, im [SII]-Band jedoch miserable 38%. Hier addiert sich ein Back-shift von -0,4 nm und ein Blueshift von -1,75 nm (neff=1,7) auf einen Fehler von 2,15 nm. In Kombination mit einer engen Bandbreite von 3,2 nm FWHM, d.h. nur 1,6 nm beidseitg vom Peak, wird die Transmission gnadenlos bei 38,2% abgeschnitten.

Um den Netto-Lichtverlust von 60% an f/4 auszugleichen, müsste ein Astrofotograf statt 1 Stunde stolze 2,45 Stunden belichten – nur um den Schichtdickenfehler auszugleichen.

Das zeigt deutlich eine weitere Problematik von Dualbandfiltern: sie sollten auf beiden Bändern eine gute Performance ausweisen.

Antlia empfiehlt die schmalbandigen Dualbandfilter auf Ihrer Webseite an „Optiken langsamer als f/4 für beste Performance, für Optiken schneller als f/4 seien per-shifted Highspeed-Filter die bessere Wahl.“ Auf der Herstellerseite von Altair fehlt dieser Hinweis [Seitenaufruf am 14.05.2026].

Fakt ist: Jedes Teleskop bündelt Lichtstrahlen und verursacht einen Blueshift an Interferenzfiltern. Für typische Brechungsindizes n_eff=1,7 beträgt dieser im besonders anfälligen roten Wellenlängenbereich bereits beim moderaten Öffnungsverhältnis f/5 1,1 nm, was bei einem Filter mit einem FWHM von 3 bzw. 3,5 nm nicht unberücksichtigt bleiben darf.

Kurvenform: Steigung und Top-Plateau

Wichtiger als die genaue Lage und Höhe des Peaks ist der Verlauf der Transmissionskurve insgesamt. Idealerweise sind die Flanken steil und zeigen oben ein breites Top-Plateau. Diesem Ideal wird keiner der hier getesten Filter gerecht. Alle Filter folgen mehr oder weniger einer Gaußschen Normalverteilung. Daher kommt der Bandbreite mit einer Transmission > 80% eine große Bedeutung für die „Gutmütigkeit“ eines Filters bei. Liegt eine möglichst hohe Bandbreite idealerweise leicht pre-shiftet vor, erhält man einen ausgezeichneten, vielseitig einsetzbaren Filter. Die gemessene Bandbreite liegt zwischen 1,9 nm und 2,7 nm. Die Mitte der Bandbreite lag bei fast allen Filtern +/- 0,3 nm auf der CWL.

Im Teil 2 folgen die Messungen bei gekippten Filtern

14. Mai 2026

Peculiar Galaxies

In der extragalaktischen Astronomie bilden die „Peculiar Galaxies“ (engl. peculiar = kurios, eigenartig) eine der aufschlussreichsten Objektklassen. Während die Hubble-Sequenz eine statische Klassifizierung suggeriert, offenbaren pekuläre Systeme die dynamische Evolution des Universums. Der 1966 erschienene Atlas of Peculiar Galaxies von Halton Arp dokumentiert Strukturen, die durch gravitative Wechselwirkungen, Gezeitenkräfte und Verschmelzungsprozesse entstanden sind.

Bis auf prominente Ausnahmen wie M51 handelt es sich bei den Objekten des Arp-Katalogs überwiegend um kleine Systeme mit scheinbaren Ausdehnungen von oft nur 2 bis 5 Bogenminuten. Sie befinden sich in Distanzen von meist 100 bis über 400 Millionen Lichtjahren, was ihre fotografische Erfassung zu einer Herausforderung für das Auflösungsvermögen und die Tiefe macht.

In meiner aktuellen Beobachtungsserie habe ich vier Arp-Objekte dokumentiert, die unterschiedliche Stadien der galaktischen Interaktion repräsentieren:

Arp 85 (M51 / NGC 5194 & NGC 5195)

Die Whirlpool-Galaxie ist das Paradebeispiel für eine Gezeiteninteraktion. Die ausgeprägte Spiralstruktur von NGC 5194 wird durch den Vorbeigang des Begleiters NGC 5195 verstärkt. Physikalisch betrachtet lösen die Gezeitenkräfte Dichtewellen in der Gasscheibe aus, was die Rate der Sternentstehung (Star-Formation-Rate) massiv erhöht.

Auf der Aufnahme ist die Konzentration massereicher, heißer und somit bläulich leuchtender Sterne in den Spiralarmen deutlich erkennbar. Im Gegensatz zu unserer Sonne, die eine Lebensdauer von mehreren Milliarden Jahren aufweist, brennen diese Giganten ihren Brennstoffvorrat in nur wenigen Millionen Jahren ab. Die daraus resultierende hohe Instabilität zeigt sich in einer außergewöhnlichen Supernova-Rate: Innerhalb von nur 17 Jahren wurden in Arp 85 bereits drei Supernovae (SN 1994I, SN 2005cs und SN 2011dh) registriert.

Arp 94 (NGC 3226 & NGC 3227)

Bei Arp 94 handelt es sich um ein sehr enges, bereits fast vollständig verschmolzenes Paar. Die Interaktion zwischen der frühen Spiralgalaxie (NGC 3227) und der elliptischen Begleitgalaxie (NGC 3226) hat ein komplexes „Knäuel“ aus Gezeitenschweifen erzeugt. Die gravitative Störung begünstigt den Gastransport in das Zentrum der Spirale, wodurch das supermassereiche Schwarze Loch im aktiven Kern (Seyfert-Kern) von NGC 3227 akkretionstechnisch gespeist wird.

Arp 104 (Keenan’s System / NGC 5216 & NGC 5218)

Dieses System demonstriert die Formation einer klassischen Gezeitenbrücke. Beim engen „Vorbeiflug“ der beiden Galaxien entstand ein etwa 150.000 Lichtjahre langer Gezeitenschweif. Dieser Schweif enthält Populationen heißer, massereicher Sterne, die durch die Kompression des intergalaktischen Gases während der Begegnung entstanden sind. Die Brücke erfordert aufgrund ihrer geringen Flächenhelligkeit eine hohe Integrationstiefe.

Arp 105 (Die „Gitarre“ / NGC 3561A/B)

Arp 105, aufgrund seiner charakteristischen Morphologie auch als „Die Gitarre“ bekannt, ist ein komplexes System innerhalb des Galaxienhaufens Abell 1185. Hier interagiert eine elliptische Galaxie mit einer Spiralgalaxie, was zur Bildung eines massiven, rund 100.000 Lichtjahre langen Gezeitenschweifs geführt hat. Besonders bemerkenswert ist die Entstehung einer Zwerggalaxie (Tidal Dwarf Galaxy) an der Spitze dieses Schweifs – ein Prozess, bei dem aus dem intergalaktischen Medium neue, gravitativ gebundene Sternsysteme kondensieren.

Technische Anmerkungen zu den Aufnahmen

Die Bilder wurden mit einem 14″ Ritchey-Chrétien-Teleskop bei einer Brennweite von 2.280 mm aufgenommen. Als Detektor diente eine Kamera mit Vollformatsensor, wobei bei den kleineren Arp-Objekten teilweise Ausschnittsvergrößerungen vorgenommen wurden, um die feinen Gezeitenstrukturen hervorzuheben.

Auf den Einsatz von Filtern wurde bewusst verzichtet, da Sterne als Kontinuumstrahler ihr Licht über das gesamte sichtbare Spektrum emittieren und eine Filterung hier lediglich die Signalstärke reduzieren würde. Um das extrem schwache Leuchten der Gezeitenschweife und Brücken vom Himmelshintergrund zu trennen, waren Belichtungszeiten von bis zu 12 Stunden pro Objekt notwendig.

Fazit:
Die Fotografie pekulärer Galaxien visualisiert die Transformation von Materie unter dem Einfluss extremer Gravitationspotenziale. Diese Aufnahmen belegen eindrucksvoll, dass galaktische Morphologie kein statischer Zustand, sondern ein direktes Resultat dynamischer Historie und gewaltiger physikalischer Umwandlungsprozesse ist.

24. März 2026
Objekt des Monats Februar 2026: K2-1
Kohoutek 2-1 (K2-1), auch als PK 173-5.1 gelistet, ist ein planetarischer Nebel, der sich etwa 3.700 Lichtjahre von uns entfernt in der Konstellation Fuhrmann befindet. Er wurde 1962 von dem tschechischen Astronomen Luboš Kohoutek bei der Durchmusterung von POSS Fotoplatten entdeckt und wurde seitdem mehrfach umklassifiziert. Er wurde zunächst als planetarischer Nebel identifiziert, aber später auch als heller Nebel (LBN 809), HII-Region (SS 38), Reflexionsnebel (DG 50) und sogar als unregelmäßige Galaxie (UGCA 100, PGC 016765) klassifiziert. In der HASH-Datenbank der Planetarischen Nebel ist das Objekt als „echter“ Planetarischer Nebel geführt.

Der Nebel ist wie viele Planetarische Nebel mit einer scheinbaren Größe von etwa 115 x 126 Bogensekunden relativ klein, die Fläche beträgt damit nur 0,4% der Vollmondfläche. Die scheinbare Helligkeit beträgt 13,8 Magnituden bei einer Flächenhelligkeit von etwa 24,1 mag/arcsec². Der Nebel ist vor allem durch seine starke OIII-Emission gekennzeichnet, während die HII-Emission nur etwa die Hälfte beträgt. Die Verteilung der OIII- und HII-Emissionen ist fast identisch, was zu einer relativ einheitlichen Farbe führt. Auffallend ist eine eng begrenzte HII-Region am Rand bei 5 Uhr. Im Hintergrund sind weitere schwache HII-Wolken wahrnehmbar. Insgesamt ist der Nebel gut definiert und erinnert an deformierte Blütenblätter oder nach anderen Autoren an eine Qualle. Im Zentrum des Nebels befindet sich als ionisierende Quelle ein blauer Stern mit einer scheinbaren Helligkeit von 18,8 Magnituden.

Die Aufnahme entstand am 5.Jan 2026 am 14″-RC, wobei Schmalbandaufnahmen mit HII- und OIII-Filtern 18 / 20x600s verarbeitet wurden. SII- und NII-Emissionen waren auf Testaufnahmen nicht feststellbar. Zusätzlich wurden je 10x60s R,G,B-Aufnahmen für dir richtigen Sternfarben verarbeitet.

Quellen:
- Kohoutek, L. (1962). A new planetary nebula in Auriga. Astronomische Nachrichten, 287, 257-258.
- NASA/IPAC Extragalactic Database (NED). PK 173-5.1.
- SIMBAD Astronomical Database. PK 173-5.1.
- HASH planetary nebula database
11. Februar 2026
Objekt des Monats Januar 2026: HFG 1

Aufnahme am 26. – 28.12.2025 mit Ha-, [OIII]- und [NII]-Schmalbandfiltern, sowie RGB-Daten zur Darstellung der richtigen Sternfarben. Ha: 49x600s, OIII: 64x600s, NII: 15x600s, R,G,B: 20x60s.

HFG1 ist ein sehr alter, großer und lichtschwacher planetarisches Nebel, das in der Konstellation Cassiopeia liegt. Das Alter wird auf 105.000 Jahre geschätzt. Es wurde 1982 während des Milky Way Emission Line Study von Heckathorn, Fesen und Gull entdeckt und ist auch als PK 136+05 im Katalog der galaktischen planetarischen Nebel bekannt.

Das Triebwerk: V664 Cas
Exakt im Zentrum der expandierenden [O III]-Blase befindet sich der veränderliche Zentralstern V664 Cassiopeiae. Dieses enge Doppelsternsystem besteht aus einem ultra-heißen Weißen Zwerg und einem sonnenähnlichen Begleiter (ca. 0,8 bis 1,0 Sonnenmassen). Die extreme Strahlungsnähe heizt den Begleiter so stark auf, dass seine äußere Gashülle künstlich zu einem Riesen aufgebläht wird. Beide Sterne umkreisen sich einmal in nur 14 Stunden.

Kinetische Stoßionisation
V664 Cas pflügt mit einer supersone Geschwindigkeit von bis zu 60 km/s durch die Milchstraße. HFG 1 gehört zur modernen Klasse der „Shocked Ghost Planetary Nebulae“ (GPN), deren ursprüngliches Photonenleuchten erloschen ist und die rein durch Stoßenergie sichtbar bleiben. An der führenden Kante wird das umgebende Gas massiv komprimiert und auf 50.000 bis 100.000 Kelvin aufgeheizt, was den zweifach ionisierten Sauerstoff ([O III]) intensiv in Cyan-Blau aufleuchten lässt. Auf der Rückseite wird die leichtere Wasserstoff-Atmosphäre (H-α) durch den Fahrtwind zu einem weiten, roten Schweif weggesaugt.

Der [N II]-Korkenzieher und die PGC-Kataloganomalie
Durch die rasante Rotation des Doppelsternsystems wird frisch erbrütete, stickstoffreiche Fusionsasche des sterbenden Sterns wie ein Korkenzieher in den Raum geschleudert. Dieser hochenergetische Gasstrom leuchtet intensiv in der verbotenen Stickstofflinie ([N II] bei 658,4 nm). Die Ausströmung beginnt extrem hell und wird durch den Fahrtwind gezwungen, sich entlang der Geometrie des äußeren [O III]-Bogens umzubiegen.

Astrofotografischer Funfact: Der Beginn dieses realen, galaktischen Stickstoffschlauchs ist so intensiv punktförmig, dass er in gängigen astrophysikalischen Katalogen und automatischen Bild-Annotationen fälschlicherweise als Hintergrundgalaxie PGC 2797165 gelistet wird – eine reine Software-Fehlklassifikation, die durch selektive Schmalbandaufnahmen eindeutig als galaktischer Sternenstrom entlarvt wird.

Literaturhinweise:

Sabin, M. S., Toalá, J. A., et al. (2016): Modelling the cometary structure of the planetary nebula HFG1. MNRAS, Vol. 462, p. 1341–1350.Verursacher des Planetarischen Nebels und Zentralstern ist V664 Cassiopeia, ein enges Doppelsternsystem, das aus einem Weißen Zwerg und einem roten Riesenstern besteht, die sich in nur etwa 14 Stunden umkreisen, wodurch ein Lichtwechsel von 1,1 mag entsteht.

Heckathorn, J. N., Fesen, R. A., & Gull, T. R. (1982): A new large, old planetary nebula in Cassiopeia. Astronomical Journal, Vol. 87, p. 1331–1333.

Exter, K., Pollacco, D. L., Bell, S. A., et al. (2005): A study of two post-common envelope binary systems: King 2 and V664 Cas. MNRAS, Vol. 359, p. 315–323.

1. Februar 2026
Spektrale Vermessung von Schmalband-Filter Ha, OIII, SII und NII
Insgesamt 18 Schmalband-Filter der Marken Altair, Antlia, Omegon, Optolong, Svbony und Chroma wurden mit einem hochauflösenden Spektrometer vermessen.
- SHO Filter von Omegon 3nm, Optolong 6,5 / 7 nm und Svbony 5 nm
- Dualschmalbandfilter von Altair 6 nm, Antlia 3 / 3,5 nm und Optolong Ultimate 3 nm
- NII-Filter von Chroma 3 nm
Zur Vermessung kam das Spektrometer Star’Ex in High Resolution Konfiguration (Gitter 2400 Linien/mm, 125 mm Objektiv, 10 µm Spalt) Auflösung 0,015 nm/Pixel

Kalibriert wurde mit Neon-Glimmlampe an 3 – 6 Emissionslinien möglichst über das gesamte Spektrum verteilt.

OIII bei 495,9 nm ca. 1/3 und 500,7 nm

Optolong 6,5 nm: versucht die deutlich schwächere (etwa 1/3) Linie bei 495,9 nm und die dominante Linie bei 500,7 nm zu erfassen, was dazu führt, dass beide Linien randlich und nicht zentral erfasst werden. Bereits bei moderat schnellem Öffnungsverhältnis wird aufgrund der Bauverschiebung des Durchlassfensters die dominate Wellenlänge von 500,7 nm ausgesperrt werden. Auch der schmalbandigere Dualband-Filter Ultimate liegt nicht zentral auf der OIII-Emissionslinie von 500,7 nm, sondern blauverschoben bei 499.8 nm.

Die Filter von Altair, Antlia, Omegon und Svbony sind dagegen gut zentriert.

SII bei 671,6 nm

Hier sind die Streubreite der Zentralwellenlänge (ZWL) am größten. Die relativ breitbandigen Filter von Optolong und der Altair Dualbandfilter sind blauverschoben, der Nutzen wird bereits bei moderat „schnellen“ Optiken beschnitten. Der schmalbandigere Antlia Dualbandfilter ist deutlich rotverschoben, die SII-Linie 671,6 nm wird bei ca. 88 % der maximalen Transmission geschnitten, was Vorteile an „schnellen“ Teleskopen bietet. Die Filter von Omegon und Svbony ist perfekt zentriert.

Ha bei 656,3 nm und NII bei 658,4 nm

Auch hier ist die ZWL des Optolong Ultimate blauverschoben, die ZWL des Antlias Dualbandfilter ist rotverschoben. Omegon und Svbony sind gut zentriert. Das Durchlassfenster des Omegon 3 nm schneidet die NII-Linie bei etwa 40 % Transmission.

Die Wellenlänge von NII liegt bei 658,4 nm nur 2,1 nm neben der Ha-Linie. Trotzdem liegt die Transmission des Chroma-Filters bei NII im Maximum, während die Ha-Linie vollständig geblockt wird. Hier zeigt sich die überragende Qualität des Filters von Chroma, denn die Flanken sind signifikant steiler mit breitem Maximum als bei allen anderen getesteten Filtern.

Fazit:

Die relative Transmission ist bei allen getesteten Filtern ähnlich hoch.

Die angegebene Halbwertsbreite (FWHM „Full Width at Half Maximum) wird fast nie erreicht, die FWHM ist bis 1 nm breiter, was je nach Bandbreite bis 20% ausmachen kann. Die Transmissionskurven gleichen eher einer Gauss’schen Normalverteilung, lediglich der Filter von Chroma zeigt steile Flanken.

Optolong: Die Filter sind durchwegs schlecht zentriert und stets blauverschoben, was den Einsatz an moderat schnellen Optiken einschränkt. FWHM ist bis 1 nm breiter als spezifiziert.

Omegon 3 nm: stets gut zentriert, die tatsächliche FWHM liegt zwischen 3,4 – 3,6 nm. Preis-Leistungs-Sieger!

Svbony 5 nm: gut zentriert, die tatsächliche FWHM liegt zwischen 5,6 – 5,9 nm. Preistipp!

Altair Dualbandfilter 6 nm: bis auf den SII-Filter gut zentriert, die tatsächliche FWHM liegt zwischen 6,2 – 6,8 nm, die FWHM von OIII des SII-OIII-Filters liegt sogar bei nur 5,2 nm und übertrifft die Spezifikation.

Antila Dualbandfilter 3 / 3,5 nm: Die engbandigen Filter treffen die Zielemissionslinie häufig nicht zentral und eher rotverschoben, was den Filter toleranter für schnelle Optiken macht. FWHM liegt bei 3,6 und 4,1 nm.

Chroma: eindeutiger Qualitäts-Sieger: steile Flanken, breites Maxiumum, NII-Linie wird perfekt von der nur 2,1 nm entfernten Ha-Linie getrennt. Allerdings mit Abstand der hochpreisigste Filter.

Blue-Shift des maximalen Durchlasses bei schnellen Optiken

Bei kleinen Öffnungsverhältnissen (hohen f-Zahlen, z. B. f/2) durchquert das einfallende Licht die Filter mit einem zunehmenden Einfallswinkel, der bis zu maximal 14° bei kurzbrennweitigen f/2-Teleskopoptiken betragen. Dies führt zu einer winkelabhängigen Verschiebung der zentralen Wellenlänge des Durchlasses. Bei schrägem Lichteinfall verschiebt sich der maximale Durchlass eines Schmalbandfilters systematisch zu kürzeren Wellenlängen (Blauverschiebung). Für einen H-alpha-Filter mit einer zentralen Wellenlänge von 656,3 nm kann diese Verschiebung bei einem Einfallswinkel von 14° bis zu 10 nm betragen. Dies bedeutet, dass das Licht am Rand der Öffnung effektiv um bis zu 10 nm in Richtung kürzerer Wellenlängen verschoben wird, während es auf der optischen Achse unbeeinflusst bleibt.

Diese Blauverschiebung führt dazu, dass der Durchlassbereich des Filters nicht mehr optimal auf die gewünschte Wellenlänge abgestimmt ist, was zu einem signifikanten Rückgang der Transmission führen kann, besonders bei sehr schmalbandigen Filtern (z. B. 3,5 nm oder 4 nm Halbwertsbreite). Bei einem Filter ohne Preshift kann ein 95%-Peak-Transmissionsfilter bei schnellen Optiken aufgrund dieser Verschiebung auf nur noch 30% der Transmission abfallen. Um diesen Effekt zu kompensieren, werden sogenannte Highspeed-Filter mit Preshift hergestellt, bei denen der Bandpass um 1 bis 2,5 nm rotverschoben (red-shift) ist, um die unvermeidliche Blauverschiebung durch den Einfallswinkel auszugleichen. Dies ermöglicht eine maximale Filtertransmission für den weiten Bereich von Teleskopen mit unterschiedlichen Öffnungsverhältnissen.
13. Dezember 2025
Objekt des Monats Dezember 2025: IC 405 (Flammensternnebel) und IC 410 (Kaulquappennebel)

IC 405 (auch Flammensternnebel genannt) und IC 410 (oder Kaulquappennebel) sind zwei Emissionsnebel, die sich im Sternbild Fuhrmann befinden. Sie sind Teil einer größeren Region von Gasen und Staub, die als Camelopardalis-OB1-Region bekannt ist. Diese Region ist ein großes, diffuses Gebiet von Gasen und Staub, das eine Vielzahl von jungen, heißen Sternen und Emissionsnebeln enthält. Die Camelopardalis-OB1-Region ist ein Beispiel für eine sogenannte „Giant Molecular Cloud“ (GMC), eine riesige Wolke von Gasen und Staub, die die Bildung von jungen, heißen Sternen unterstützt, die umgebendes Gas zum Leuchten anregen. IC 405 und IC 410 wurden erstmals im 19. Jahrhundert von dem britischen Astronomen William Herschel entdeckt.

Farben in Hubble Palette

Die Farben von Emissionsnebeln wie IC 405 und IC 410 sind durch die Anregung von Atomen und Molekülen durch die Strahlung von jungen heißen Sternen bestimmt. Deren energiereiches Licht ist in der Lage Elektronen aus Atomen herauszuschlagen („ionisieren“). Bei der Rekombination emittiert jedes Element Licht bestimmter Wellenlänge („Farbe“). So leuchten Ha (656nm) und SII (672nm) beide rot, während OIII (501nm) im grünblauen leuchtet. Um Ha und SII dennoch unterscheiden zu können, wird in der Hubble-Palette, die beim Hubble Space Teleskop erstmals angewendet wurde, die Farben nach der Wellenlänge neu kodiert: 672nm (SII) = rot, 656nm (Ha) = grün und 501nm (OIII) = blau. Durch diese Kodierung kann man die chemische Zusammensetzung von Emissionsnebeln besser verstehen und ihre Struktur und Entwicklung besser untersuchen.

Meine Aufnahme von IC 405 und IC 410 wurde mit dem 140mm APO-Teleskop mit 680mm Brennweite und einer Touptek 62AC Farbkamera (62MPixel) jeweils 17x600sec durch die Dualnarrobandfiltern Ha+OIII und SII+Hb gemacht und nach der Hubble Palette verarbeitet. Durch die Verwendung dieser Filter kann man die unterschiedliche Zusammensetzung der Nebel erkennen. Für die korrekte Farbdarstellung der Sterne wurden 20 Aufnahmen mit je 120sec ohne Filterung aufgenommen.

IC 405 (Flammensternnebel)

Bei IC 405 (rechts) dominieren grüne und gelborange Farben, die auf Emissionen von Wasserstoff und Schwefel zurückzuführen sind. Die Gaswolke wird durch den extrem massereichen und heißen Stern AE Aurigae mit Spektralklasse O9 zum Leuchten angeregt. Zu dieser Klasse gehören die massereichsten Sterne, die aufgrund der enormen Gravitation im Zentrum extrem leuchtstark und mit Oberflächentemperaturen von 50.000K (Sonne 5.800K) in energiereichem blauen Licht leuchten. AE Aurigae hat sich allerdings nicht in dem Nebel gebildet. AE Aurigae ist ein Runaway-Stern, welcher durch seine hohen Raumbewegung von 113 km/s auffällt. Diese konnte zum Orionnebel zurückverfolgt werden, von dem er heute etwa 60 Grad entfernt ist. Einer Simulation zufolge könnte eine Beinahe-Kollision von zwei Doppelsternsystemen vor etwa 2.6 Millionen Jahre dazu geführt haben, dass AE Aurigae aus dem Trapez-Haufen im Orionnebel heraus geschleudert wurden. Andere Sterne, welche vermutlich diesem Ereignis entstammen sind μ Columbae und 53 Arietis. Das Doppelsternsystem ι Orionis könnte die andere Hälfte dieser Beinahe-Kollision gewesen sein.
IC 405 ist etwa 1.500 Lichtjahre von der Erde entfernt und erstreckt sich über ungefähr 30 Lichtjahre. Die scheinbare Größe am Himmel beträgt etwa 30×20 Bogenminuten.

IC 410 (Kaulquappennebel)

IC 410 (links) zeigt dagegen neben Wasserstoff auch starke Emission von Sauerstoff (OIII). Im Nebel befindet sich NGC 1893, ein junger galaktischer Sternhaufen. Vor nur 4 Millionen Jahren in der interstellaren Wolke entstanden, regen die intensiv heißen, hellen Cluster-Sterne das umgebende Gas zum Leuchten an. IC 410 wird auch Kaulquappennebel genannt, man erkennt gut die zwei bemerkenswerten „Bewohner“ des kosmischen Gas- und Staubteichs, die Kaulquappen von IC 410. Die Kaulquappen bestehen aus dichterem, kühlerem Gas und Staub, sind etwa 10 Lichtjahre lang und stellen wahrscheinlich Orte zukünftiger Sternentstehung dar.

IC 410 ist mit etwa 11.000-12.000 Lichtjahren deutlich weiter entfernt und weist einen Durchmesser von etwa 100 Lichtjahren auf.

2. Dezember 2025
Objekt des Monats November 2025: IC 342 „Hidden Galaxy“

IC 342 ist eine Balken-Spiralgalaxie mit aktivem Galaxienkern vom Hubble-Typ SAB(rs)cd im Sternbild Camelopardalis (Giraffe). Sie ist eine der näheren Galaxien zu unserer Milchstraße, mit einer Entfernung von etwa 11 Millionen Lichtjahren. IC 342 ist eine der beiden Hauptgalaxien der Maffei-Galaxiengruppe, einer kleinen Gruppe von etwa 16 Galaxien, die sich in der Nähe unserer Milchstraße befinden.

IC 342 ist eine relativ helle Galaxie, mit einer scheinbaren visuellen Helligkeit von etwa 8,3 mag. Aufgrund der scheinbaren Größe von etwa 21×21 arcmin (entspricht fast dem Vollmond!) beträgt die Flächenhelligkeit nur 14,4 mag/arcmin², was es zu einem kontrastarmen und schwierigem Objekt macht. Neuere radioastronomische Studien zur Verteilung des neutralen Wasserstoffs legen einen weitaus größeren Durchmesser von etwa 42 arcmin nahe. Damit würde der Durchmesser von IC 342 auf etwa 115.000 Lichtjahren anwachsen

Zusätzlich wird ihr Licht aufgrund der Lage hinter Staub und Gas unserer Milchstraße entlang dem galaktischen Äquator stark gedämpft und gerötet. IC 342 wird daher auch als „hidden galaxy“ („verborgene Galaxie“) bezeichnet. Messungen aus dem Jahre 2007 liefern für IC 342 im visuellen Spektralbereich eine Dämpfung von 1,92 mag, im blauen Licht sogar von 2,54 mag, was die Verfärbung ins gelblich-bräunliche erklärt. Aufgrund der logarithmischen Helligkeitsskala entspricht eine Dämpfung von 1,92 mag einer Helligkeitsreduktion um Faktor 5,9 bzw. um 83 % auf nur 17%. Ohne Dämpfung wäre IC 342 unter den 10 hellsten Galaxien unseres Nachthimmels zu finden.

Die Galaxie wurde am 14. Oktober 1892 durch den britischen Astronomen William Frederick Denning entdeckt. Der US-amerikanische Astronom Edwin Hubble nahm anfangs an, sie gehöre zur Lokalen Gruppe, was sich später als falsch herausstellte.

Auf meiner Aufnahme mit dem 14“-RC erkennt man IC 342 als große Spirale in der Draufsicht („face-on“) mit ausgeprägter Kernregion und vielgestaltigen Spiralarmen. Diese laufen nicht ungestört symmetrisch um den Kern, sondern zeigen an einigen Stellen Verzweigungen und starke Richtungswechsel. Im Südwesten läuft ein extrem lichtschwacher Spiralarm nach außen und weit vom Galaxienkörper weg. In den Randzonen fallen ringsum viele rötlich erscheinende HII-Regionen (Pfeile) um junge Sternentstehungsgebiete auf. IC 342 wird den Starburst-Galaxien zugerechnet, weil sie viele Zonen aktiver Sternentstehung zeigt. Das sind in der Regel blaue Sternansammlungen. Sie sind aber durchweg von gelblichem Licht überlagert.

Aufnahme am 11. und 13.11.2025 mit dem 14“-RC bei 2.280mm Brennweite, Touptek SkyEye24AC, Stack von 204 Aufnahmen je 180s, 10 Std. Belichtungszeit, Bortle 5, Trübung durch Sahara-Staub.

Quellen:

König, Michael & Binnewies, Stefan (2019): Bildatlas der Galaxien: Die Astrophysik hinter den Astrofotografien, 2. Aufl., Stuttgart: Kosmos

Astronomie.de (aufgrufen am 17.11.2025): IC 342 – eine verdunkelte Spiralgalaxie

Crosthwaite L.P., Turner J.L., Ho P.T.P. (2000): Structure in the neutral hydrogen disk of the spiral galaxy IC 342; AJ 119, 1720-1736

17. November 2025
Objekt des Monats Oktober 2025: Stephans Quintett (Hickson Compact Group 92, Arp 113)
Stephans Quintett_crop
Stephans Quintett_crop_Annotated

Das Stephans Quintett ist eine Galaxiengruppe, die sich im Sternbild Pegasus befindet. Sie ist eine der bekanntesten und am besten untersuchten Galaxiengruppen. Für die Aufnahme mit dem 14“-RC-Teleskop bei 2.280 mm Brennweite wurden 230 Einzelaufnahmen der Touptek Kamera SkyEye24AC mit je 120s Belichtungszeit verarbeitet. Dies ergibt eine Gesamtbelichtungszeit von 7,7 Stunden. Die Aufnahme ist ein Ausschnitt von 16,5 x 11,9 Bogenminuten (zum Vergleich: der Mond erscheint unter einen Blickwinkel von etwa 30 Bogenminuten). Die unbeschnittene Aufnahme zeigt links dominant die Galaxie NGC 7331, eine Vordergrund-Galaxie in etwa 46 Mio Lichtjahren Entfernung.

Entdeckung und Geschichte

Im Jahr 1876 entdeckte Edouard Stephan, Direktor am Observatorium in Marseille mit dem dortigen modernen 80-cm-Reflektor eine kleine Galaxiengruppe im Sternbild Pegasus. Edouard Stephan nahm die Gruppe ursprünglich als Quartett, zu die er NGC 7317, NGC 7318, NGC 7319 und NGC 7320 zählte.

Später entstand der Begriff „Stephans Quintett“, da NGC 7318 als enges Paar aus NGC 7318 A und B erkannt wurde.

Bald wurde festgestellt, dass die SA-Galaxie NGC 7320 eine geringere Rotverschiebung besitzt und sich „nur“ umgerechnet mit ca. 800 km/s entfernt und in einer Entfernung von 45 Mio Lichtjahren steht. Ihre Entfernung passt somit zur großen Nachbargalaxie NGC 7331, die in 35′ nordöstlicher Richtung zu finden ist.

Für die übrigen Galaxien der Gruppe wurde eine erheblich größere Rotverschiebung gemessen und entfernen sich demnach von uns mit unglaublichen 6.700 km/s, eine Folge der Expansion des Universums. Über die Hubble-Konstante lässt sich die Entfernung auf 290 – 310 Mio Lichtjahren abschätzen.

Die unterschiedliche Rotverschiebung des Lichts ist auf dem Foto deutlich zu erkennen: die Vordergrund-Galaxie NGC 7320 ist an der bläulichen Farbe gut erkennbar.

Anstelle NGC 7320 wird heute NGC 7320C zum Quintett hinzugezählt, so dass es weiterhin fünf Galaxien sind.

Struktur und Zusammensetzung

Das Stephans Quintett besteht aus fünf Galaxien, die sich in einem engen Raum von 5 Bogenminuten befinden. Die Galaxien sind:
- NGC 7317: Eine elliptische Galaxie im Foto unter dem Zentrum
- NGC 7318A: Eine Spiralgalaxie im Zentrum der Gruppe und Teil eines engen Paares mit NGC 7318B.
- NGC 7318B: Eine Spiralgalaxie im Zentrum der Gruppe und Teil eines engen Paares mit NGC 7318A.
- NGC 7319: Eine Balkenspiralgalaxie, hellstes (13,3 mag) und größtes (1,1 x 1,4′) Mitglied der Gruppe und durch einen langen Gezeitenstrom gekennzeichnet.
- NGC 7320C: Eine linsenförmige Galaxie, die sich weiter oben etwas abseits der anderen vier Galaxien befindet, aber dennoch Teil des Quintetts ist.
Der Gezeitenstrom von NGC 7319 ist auf dem Foto etwa 2 Bogenminuten lang, was etwa 170.000 Lichtjahren entspricht und zeigt in Richtung NGC 7320C. Simulationen zufolge könnte dieses Band auf gravitative Wechselwirkungen infolge einer nahen Begegnung mit NGC 7320C vor 260 Mio. Jahren zurückzuführen sein. Da NGC 7320C einen auffälligen Ring besitzt, liegt die Vermutung nahe, dass es bei dieser nahen Begegnung zu einer Kollision mit einer Zwerggalaxie kam („minor merger“), was zur Ausbildung des Ringes führte.

NGC 7319 beherbergt einen aktiven galaktischen Kern, ein supermassives Schwarzes Loch mit 24 Millionen Sonnenmassen. Einfallende Materie überhitzt und strahlt dabei eine Lichtenergie ab, die der von 40 Milliarden Sonnen entspricht.

Forschung und Beobachtung

In einer neuen, hochauflösenden Aufnahme zeigt das James Webb Spacetelescope nie zuvor gesehene Details galaktischer Verschmelzungen und Wechselwirkungen, wie interagierende Galaxien die Sternentstehung in der jeweils anderen auslösen („Starbursts“) und wie das Gas in diesen Galaxien gestört wird. Das Bild zeigt auch die Ausströmungen, die von dem supermassereichen schwarzen Loch in NGC 7319 angetrieben werden. Als Bonus enthüllte Webb ein riesiges Meer aus Tausenden von weit entfernten Hintergrundgalaxien, die an die Hubble Deep Fields erinnern.

Die Faszination des Stephans Quintett liegt in seiner reichen Geschichte voller Wechselwirkungen, die wir erst jetzt zu entschlüsseln beginnen.

Quellen:

König, Michael & Binnewies, Stefan (2019): Bildatlas der Galaxien: Die Astrophysik hinter den Astrofotografien, Stuttgart: Kosmos, S. 401

C. Kevin Xu: Stephan’s Quintet: A Multi-galaxy Collision

Wikipedia, NASA
8. November 2025