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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

Peculäre Galaxien

In der extragalaktischen Astronomie bilden die „Pekulären Galaxien“ 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
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.

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.

Dieses System bewegt sich mit 30 – 60 Kilometern pro Sekunde schnell durch das interstellare Medium, was eine an einem Kometen erinnernde Struktur des Nebels verursacht. Die Bewegung des Systems erzeugt an der Vorderseite einen bläulichen bogenartigen Schockfront, die in OIII-Emission sichtbar ist, und der rückwärtigen Seite eine lange, rötliche Schläppe, der sich hinter dem Nebel erstreckt.

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.

Stoyan gibt für HFG1 starke [NII]-Emissionen, insbesondere der rötlichen Schläppe an. Tatsächlich wurde als einzige nennenswerte Emission in [NII] ein als Galaxie PGC2797165 bezeichnetes Objekt festgestellt (Pfeil).

Quellen:
- Heckathorn, J. N., Fesen, R. A., & Gull, T. R. (1982). A new planetary nebula in Cassiopeia. Astronomical Journal, 87(10), 1331-1333.
- Stoyan, R. (2024) Atlas der Planetarischen Nebel Band I: 176 Objekte zwischen 0h – 11h. Oculum-Verlag, Erlangen
- NASA/IPAC Extragalactic Database (NED). PGC2797165.
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
Objekt des Monats September 2025: Cygnus-X-Region
Die Cygnus-X-Region ist eine der massereichsten Sternentstehungsgebiete unserer Milchstraße und befindet sich inmitten des Sternbild Schwan (Cygnus) in etwa 4.200 bis 7.700 Lichtjahren Entfernung. Die Region ist bekannt für ihre hohe Dichte an jungen, heißen Sternen, sowie ihre Vielfalt an interstellaren Gasen und Staub.

Struktur und Zusammensetzung

Die Cygnus-X-Region besteht aus mehreren Unterkomponenten, darunter:
- Ein großes, diffuses Gas- und Staubfeld, das die gesamte Region durchzieht (Cygnus-Rift)
- Einige hundert extrem massereiche, heiße O- und B-Sterne, die sich in verschiedenen Stadien ihrer Entwicklung befinden.
- Einige Hundert von H-II-Regionen, die durch die Ionisation von Gasen und Staub durch die heißen Sterne leuchten.
Besonderheiten der Sterne

Im Vergleich zu unserer Sonne sind die Sterne in der Cygnus-X-Region sehr unterschiedlich. Einige Beispiele sind:
- Cyg OB2 #12 ist ein junger blauer Überriese und mit ca. 110 Sonnenmassen einer der massereichsten Sterne, die derzeit bekannt sind. Die Leuchtkraft über steigt dasjenige unserer Sonne um das 2.000.000-fache.
- NML Cygni ist ein sehr kühler und leuchtkräftiger Roter Hyperriese, mit geschätzt über 2.000 Sonnenradien würde seine Oberfläche bis jenseits der Jupiter-Bahn reichen und gehört damit zu den größten Sternen die uns bekannt sind.
Cyg OB2 #12 geht sehr verschwenderisch mit seinem nuklearen Brennstoff um und wird ihn bereits in wenigen Millionen Jahren aufgebraucht haben (unsere Sonne hat dagegen eine Lebensdauer von rund 10 Milliarden Jahren). NML Cygni geht bereits seinem Ende entgegen, wo er sich extrem ausdehnt und zum Roten Hyperriesen wird, bevor er in einer gigantischen Supernova explodieren wird.

Das Cygnus-Rift

Das Cygnus-Rift ist eine dunkle Molekülwolke, die sich durch die Cygnus-X-Region zieht. Obwohl über zehnmal massereicher als der Orionnebel, der mit dem bloßem Auge gut zu erkennen ist, verbergen sich die Objekte der Cygnus-X-Region hinter der massiven Staubwolke. Das Cygnus-Rift ist ein wichtiger Ort für die Bildung von neuen Sternen und Planeten.

Beobachtung und Forschung

Die Cygnus-X-Region wurde erstmals in den 1950er Jahren durch Radioastronomie-Beobachtungen entdeckt.

Meine Aufnahme entstand mit einem 135mm-Objektiv von Samyang (f2.0). Es wurden 110 Einzelbilder mit je 60 Sekunden addiert. Die Aufnahme erstreckt sich über ein Himmelsareal von 11 x 16 ° und beinhaltet die Sterne Deneb und Sadr. Pixinsight hat drin 165.665 weitere Sterne gezählt.
11. September 2025
Objekt des Monats August 2025: M57 Ringnebel in der Leier

M57 ist ein Planetarischer Nebel in etwa 2.300 Lichtjahren Entfernung. Er ist ein Relikt einer sterbenden Sonne, die ihre äußeren Schichten in den Weltraum ausgestoßen hat. Der Nebel selbst hat die Form eines Rings und ist von mind. zwei äußerst lichtschwachen Halos umgeben, die von älteren Ausbrüchen stammen. In der rechten oberen Ecke erkennt man die Balkenspiralgalaxie IC1296, die 100.000 mal so weit entfernt ist (etwa 238 Millionen Lichtjahre).

Entdecker und Geschichte

M57 wurde erstmals 1779 von dem französischen Astronomen Charles Messier entdeckt. Messier war auf der Suche nach Kometen, als er auf den Ringnebel stieß. Er beschrieb ihn als „eine sehr schwache, runde Nebelmasse, die wie ein Ring aussieht“. M57 wurde auch mit dem Aussehen eines Planeten verglichen, was den Astronomen Friedrich Wilhelm Herschel veranlasste, diesen Typ von Nebel als Planetarischer Nebel zu bezeichnen.

Was sind Planetarische Nebel?

Planetarische Nebel sind die Überreste von Sternen, die am Ende ihres Lebens angelangt sind. Wenn ein Stern wie unsere Sonne sein Wasserstoff-Brennstoff verbraucht hat, beginnt er, sich auszudehnen und seine äußeren Schichten in den Weltraum auszustoßen. Dieser Prozess kann Millionen von Jahren dauern und führt zur Bildung eines Planetarischen Nebels mit oft komplexer Struktur. Der sterbende Stern im Zentrum, ein heißer „Weißer Zwerg“ ionisiert die ausgestoßenen Gase und regt sie so zum Leuchten an. Junge Planetarische Nebel sind klein und hell, die Gashüllen des M57 expandieren jedoch mit etwa 19 km/s, so dass sie größer, diffuser und lichtschwächer werden, bevor sie sich im interstallaren Medium auflösen. Planetarische Nebel sind daher sehr kurzlebig und existieren nur für etwa 10.000 bis 100.000 Jahre, was sich auch zu recht seltenen Objekten in unserer Milchstraße machen. Es sind nur etwa 1.500 Planetarische Nebel bekannt.

Beobachtung und Fotografie

M57 ist ein relativ kleiner, aber heller Nebel, um ihn mit einem mittleren Amatuer-Teleskop zu beobachten. Seine Flächenhelligkeit beträgt etwa 8,8 mag/arcsec², der Durchmesser des hellen Ringes beträgt jedoch nur 1,4 Bogenminuten, mit dem lichtschwachen Halo beträgt der Durchmesser etwa 3,5 Bodenminuten (Zum Vergleich: der Vollmond ist ca. 30 Bogenminuten groß).

Meine Aufnahme entstand mit dem 14″RC-Teleskop mit 2.280 mm Brennweite. Für den hellen zentralen Ring wurden 60 Aufnahmen mit ja 60 s Belichtungszeit addiert. Für den äußerst lichtschwachen Halo waren 54 Aufnahmen mit je 600 s Belichtungszeit erforderlich und eine umfangreiche Bildberbeitung erforderlich, um ihn sichtbar zu machen.

Der Ringnebel ist ein beeindruckendes Beispiel für die Schönheit und Komplexität des Universums, wie hier zu sehen auf einer Aufnahme des Hubble Space Telescope.

10. September 2025