Farbe versus Grautöne
Sergei Michailowitsch Prokudin-Gorski war einer der Pioniere der Fotografie. Er hatte das russische Reich in den Jahren 1905 bis 1915 zu fotografieren - und zwar in Farbe! Dumm nur, dass es damals nur "schwarzweiße" Fotoplatten gab, welche die Welt bestenfalls in Grautönen abbildeten.
Das dreimal abgelichtete Russland
Also montierte der studierte Chemiker abwechselnd einen roten, grünen oder blauen Farbfilter vor die Kameralinse. Rote Objekte muteten durch den Rotfilter heller an, während blaue eindunkelten. Umgekehrt erschien der blaue Himmel durchs Blaufilter betrachtet leuchtender, während ein rotes Kleid hier sehr dunkel wirkte. Eine grüne Wiese leuchtete beim Blick durchs Grünfilter besonders intensiv; alle anderen Farben verloren aber an Strahlkraft.
Am Baikalsee (Sibirien, 1981): Simulierte Dreifarbenfotografie aus gescanntem Diapositiv
So belichtete der Russe jedes Motiv dreimal, immer durch ein anderes seiner drei Farbgläser. Danach entwickelte er die drei Platten in einem eigens zur Dunkelkammer umfunktionierten Eisenbahnwaggon. Er schuf letztlich ein zeitgeschichtlich wertvolles Bildarchiv, und das genau genommen gleich dreifach.
Später ließ er rotes, blaues und grünes Licht durch die entsprechenden Fotoplatten fallen und projizierte sie an die Wand. Dort schimmerte nun ein Farbbild - wenngleich nur, solange besagtes Licht leuchtete und man die Anordnung nicht durcheinander brachte.
Irkutsk (Sibirien, 1981): Simulierte Dreifarbenfotografie aus gescanntem Diapositiv.
Beim echten Verfahren würden schreitende Personen im Bild geisterhaft dargestellt
Beim echten Verfahren würden schreitende Personen im Bild geisterhaft dargestellt
Ein solches Verfahren wird Dreifarbenfotografie genannt. Die historisch wertvollen Aufnahmen Prokudin-Gorskis findet man heute übrigens hier in der US-Library of Congress (USA).
Alle auf einem Träger
Später vereinte man mehrere, jeweils für unterschiedliche Farben empfindliche Schichten auf ein und derselben Emulsion. So entstanden die Farbnegativ- bzw. Farbdiapositivfilme, die den Fotografen des analogen Zeitalters bestens vertraut waren. Bei Belichtungszeiten von einer oder mehr Sekunden reagierten die drei Schichten allerdings mit Farbabweichungen.
An der Wiener Kuffner-Sternwarte entdeckte Karl Schwarzschild um 1897 den Reziprozitätsfehler, bald "Schwarzschild-Effekt" genannt
Grund ist der seinerzeit an der Wiener Kuffner-Sternwarte entdeckte Schwarzschild-Effekt: Es war, als würde das Silber auf den Fotoplatten beim längeren Belichten "müde". Dieser sogenannte Reziprozitätsfehler, damals von Karl Schwarzschild erforscht, existiert auch bei Farbfilmen. Er fällt bei jeder Schicht anders aus; die Farbschichten wurden beim Fotografieren im Sekundenbereich daher unterschiedlich stark träge - daher stimmte der Farbmix nicht mehr.
Heute tut's die Bayer-Matrix
Auch moderne Farbsensoren funktionieren nach dem Prinzip der Farbentrennung mit Filtern. Der entscheidende Filterbaustein, die Bayer-Matrix, liegt direkt auf dem Fotosensor.
Zuordnung in der Canon EOS Bayer-Matrix
Diese Matrix besteht aus einem Spiel von jeweils vier Farbfiltern, die im Quadrat angeordnet sind.
Vor einem Pixel liegt ein roter, vor dem anderen ein blauer Filter. Damit kein Pixel im Quadrat ungenutzt bleibt, liegt der Grünfilter gleich vor zwei Pixeln.
Unser Auge besitzt mit seinen Zapfen ebenfalls "RGB-Sensoren", arbeitet also mit den gleichen Grundfarben. Daher empfinden wir RGB-Fotos als farblich korrekt.
Sensor in einer Canon EOS mit Bayer-Matrix
Die Bayer-Matrix unterschiedlicher Kameras mag sich in der Anordnung der vier Filter von Fall zu Fall unterscheiden - aber praktisch alle Consumer-Cams besitzen eine.
Der Bogen reicht von der Kamera im Smartphone über die Action-Video-Cam und die DSLR bis hin zu vielen Astro-Kameras.
Kameras mit Bayer-Matrix nennt man One Shot Cameras (OSC), weil bei ihnen - anders als bei Prokudin-Gorski - eine einzige Belichtung für das Farbbild ausreicht.
Bildbearbeitungsprogramme müssen das Bild "debayern". Dazu sollten sie selbständig erkennen, wie die Bayer-Matrix der verwendeten Cam ausgesehen hat.
Passiert das nicht, muss man die korrekte Anordnung händisch einstellen. Diese Option bieten z.B. AutoStakkert (Foto links) oder der DeepSkyStacker.
Die Bayer-Matrix kostet Licht und vor allem Auflösung. Spezialisierte Astro-Cams verzichten daher gern auf sie und bilden die Welt bloß in Grautönen ab.
Alter Plattenmessapparat, Heidelberg
Das muss kein Nachteil sein. Im Gegenteil:
Im frühen Analogzeitalter waren "Schwarz-Weiß-Fotografien" sogar die Regel.
In den damaligen Fotoplatten steckte genug Information, um Helligkeiten, exakte Positionen und sogar Spektren von Himmelsobjekten zu analysieren.
Die heutigen Sehgewohnheiten dürsten jedoch nach Farbe. Die NASA würde sich wenig Freunde machen, veröffentlichte sie ihre Fotos in Schwarzweiß. Auch Amateurastronomen fangen das Universum meistens in Farbe ein - zumeist mit Cams mit Bayer-Matrix.
Die Grafik links verrät die Empfindlichkeit der drei breitbandigen Farbkanäle eines Sony 678MC Sensors - wie er etwa in der Zwo Asi 678MC Planetenkamera oder im Dwarf 3 Smart Teleskope verbaut ist.
Vor allem der grüne Kanal überschneidet sich etwas mit den Nachbarkanälen Blau und Rot. Die beiden letztgenannten tun das zumindest im sichtbaren Lichtbereich kaum.
Eine Emission um 500 nm wird also primar im Grün-, aber verringert auch noch im Blaukanal erfasst. Eine Emission um 650 nm regt den Rotkanal, in deutlich geringerem Maße aber auch noch den Grünkanal an.
Die beiden genannten Emissionen um 500 bzw. 650 nm sind für uns Astrofotografen besonders wichtig.
Im Infrarot jenseits von 700 nm ist die Situation komplizierter, weil das IR die Bayer-Matrix irgendwann einfach durchdringt. Deshalb kann es vorkommen, dass IR-Emissionen sogar den blauen Kanal am stärksten ansprechen.
Die drei Kanäle eines RGB-Fotos lassen sich übrigens auch wieder trennen. Das leistet auf Wunsch z.B. die Astro-Bildbearbeitungssoftware Siril. Bei den oben gezeigten Fotos aus Sibirien bin ich diesen Weg gegangen, um zwei eingescannte Diapositive aus dem Jahr 1981 elektronisch in R-, G- und B-Bilder zu zerlegen.
Wer Sternhelligkeiten mit Farbkameras misst, verwirft meist alle Kanäle außer dem grünen. Der grüne Farbkanal von One Shot Cams (OSC) kommt der traditionellen, "visuellen Helligkeit" (V-Band) noch am nächsten.
Aus Grau mach bunt!
Wer einen monochromen Sensor ohne Bayer-Matrix verwendet, ist eigentlich im Vorteil. Doch was, wenn man trotzdem Farbfotos anfertigen möchte? Dann muss man auf den Spuren von Prokudin-Gorski wandeln - und Farbfilter vor der Linse platzieren.
Bei heutigen Amateurteleskopen mit Öffnungen von 10, 20 oder mehr Zentimetern wären Farbgläser unhandlich groß und Interferenzfilter nicht zu bezahlen; daher steckt man diese Filter lieber vor den wesentlich bescheidener dimensionierten Sensor. In dessen Nähe kommt man mit entsprechend kleineren Filtern aus.
Die favorisierten Filter werden händisch ausgetauscht oder, in ein Filterrad gesteckt, in den Strahlengang hinein oder hinaus gedreht. Betreibt man dieses Rad elektrisch, wird auch der ferngesteuerte Filterwechsel via ASCOM möglich. Diese Option bietet z.B. die Steuersoftware APT (Foto links)
Allerdings: Glas, das nicht vor dem Objektiv sondern dahinter eingeführt wird, funktioniert wie die Werbeunterbrechung im Spielfilm: Das Ende bzw. hier die Schärfenebene wird nach hinten geschoben. Sofern nicht alle Filter exakt gleich dick sind, ist nach jedem Filterwechsel neuerliches Scharfstellen angesagt.
Außerdem können Filter am Rand abschatten, weshalb auch die sogenannten Flatframes - eine Teilmenge der Kalibrierungsaufnahmen - filterabhängig ausgewählt werden.
Was die Filterwahl anlangt, existieren in der Deep Sky Fotografie vor allem zwei grundsätzliche Strategien, die ich gleich erkläre. Zuerst aber noch eine Klarstellung:
Serien: Im TV beliebt, in der Astrofotografie praktisch ein Muss
In der Astrofotografie begnügt man sich selten mit Einzelfotos. Um das Zufallsrauschen zu verringern, erstellt man praktisch immer eine ganze Serie von Lightframes. Je nach Belichtungszeit umfasst eine solche Serie ein Dutzend bis einige hundert Fotos.
Fünf kurze Serien mit je 10 Lights in R, G, B, Luminanz und H-Alpha - hier im Astro Pixel Processor
Bei der Verwendung von Farbkameras genügt in der Regel eine Serie von Lightframes. Bei der astronomischen Dreifarbenfotografie sind es hingegen mehrere.
Je mehr Farben, desto größer der Aufwand
Arbeitet man mit monochrom-Sensoren und vorgesetzten Filtern, muss mit jedem einzelnen Filter eine ganze Serie geschossen werden. Unter Berücksichtigung der Kalibrierungsaufnahmen entsteht später aus jeder dieser Serien ein monochromes Summen- oder Masterbild.
Erst diese Masterbilder werden später zu einem Farbbild kombiniert. Gegenüber der One Shot Camera wächst der Aufwand also ganz gewaltig - oft ums Drei- oder Vierfache. Dazu gesellt sich die Herausforderung, die Kanäle beim späteren Kombinieren vernünftig zu gewichten.
Das RGB-Verfahren
Dieses Verfahren ist ein Muss, wenn man Sterne, Sternhaufen, Galaxien oder sogenannte Reflexionsnebel mit den hochempfindlichen monochrom-Sensoren (also solchen ohne Bayer-Matrix) in Farbe darstellen will.
Man wählt breitbandige Farbgläser in rot, grün und blau und fotografiert das Himmelsobjekt damit nacheinander.
So entstehen drei Serien, die - jede für sich - zunächst in ein Masterbild verwandelt werden.
Danach koloriert man jedes der drei mausgrauen Masterbilder in der Farbe des benutzten Filters und erhält so ein RGB-Farbfoto.
Links: Das RGB-Verfahren schematisch dargestellt: In Wirklichkeit werden die Filter nicht nebeneinander, sondern nacheinander eingesetzt
Das RGB-Verfahren erinnert an den Ansatz von Prokudin-Gorski. Man mag es nicht nur bei Deep Sky Objekten, sondern auch in der Planetenfotografie einsetzen.
Auch dort wäre ein Sensor ohne Bayer-Matrix vorteilhaft: Allerdings ist das RGB-Verfahren zeitaufwendig; bei rasch rotierenden Planeten rotieren Details zwischenzeitig hinter den Planetenrand, während auf der anderen Planetenseite neue auftauchen. Mit dem sogenannten "Derotieren" verringert Software wie WinJUPOS die Folgen dieses Problems.
Das Schmalband-Verfahren (SHO, HSO, HOO ...)
Dieses Verfahren bietet enorme Vorzüge, falls Emissionsnebel (H-II-Gebiete, Planetarische Nebel oder Supernova-Überreste) mit monochrom-Sensoren porträtiert werden sollen. Hier nützt man drei schmalbandige Interferenzfilter. Sie lassen im Idealfall jeweils nur eine ganz spezielle Emission eines bestimmten chemischen Elements zum Sensor vor.
Der einfach ionisierte Schwefel (SII) leuchtet tiefrot mit 672 nm.
Der Wasserstoff (genauer: seine H-Alpha-Linie) ist mit 656 nm ebenfalls rot.
Der zweifach ionisierte Sauerstoff (OIII) strahlt vor allem mit 501 nm und somit grün.
Ein etwas breiteres OIII-Filter fängt gleichzeitig auch die benachbarte, türkisfarbige H-Beta-Linie des Wasserstoffs mit ein. Sie strahlt bei 486 nm.
Links: SHO-Verfahren schematisch. Man setzt die dargestellten Filter natürlich nacheinander ein
Die oben genannten Emissionen treten freundlicherweise bei den meisten Gasnebeln im Universum auf. Hier steigern einschlägige Schmalbandfilter den Kontrast zwischen dem Objekt und dem natürlichen Himmelshintergrund bzw. dem lichtbesudelten Stadthimmel deutlich.
Für dieses Schmalbandverfahren braucht es Filter, die bloß die Wellenlängen 672, 656 bzw. 501 nm zum Sensor lassen - und möglichst alles andere blockieren. Die Toleranz gegenüber benachbarten Wellenlängen drückt sich in der sogenannten Halbwertsbreite aus. Je kleiner die Halbwertsbreite, desto strenger der Filter: State-of-the-Art sind etwa 6 nm. Man kann sich Schmalbandfilter als grimmige Türsteher vor dem Starlight Casino vorstellen.
Wer experimentierfreudig ist und eine lichtstarke Kombination aus Kamera und Teleskop besitzt, darf die "Türsteher" auch austauschen. Die Firma QHYCCD bietet zum Beispiel Filter für das einfach ionisierte Helium (HII) und für das zweifach ionisierte Argon (AIII) an. In deren Emissionen um 469 bzw. 714 nm (letztere schon im IR) präsentieren sich nebelige Deep Sky Objekte etwas anders als im Licht von Wasserstoff, Sauerstoff und Schwefel.
Der kleine Unterschied nochmals erklärt: Nebel vs. Sterne
Das folgende Foto macht den Unterschied zwischen Emissionslinienstrahlern und kontinuierlichen Strahlern deutlich.
Ganz rechts im Bild schimmert äußerst matt der Orionnebel, M42. Weiter links bildet er sich dank des vorgeschalteten Spektralgitters ganz konkret im grünen Licht seiner OIII- und H-Beta-Emissionen ab; noch weiter links auch im roten Licht seiner H-Alpha-Emission. Der M42 ist also ein Emissionsnebel mit einer Strahlung in sehr klar definierten Wellenlängen.
Die Sterne im Orionnebel (die hellen Punkte ganz rechts) bilden sich auf der linken Seite des Fotos aber mit ihrem kontinuierlichen, regenbogenartigen Spektrum ab.
Sterne sind nämlich "Schwarze Strahler" im Sinne Gustav Robert Kirchhoffs (Artikel): Diese leuchten in allen erdenklichen Wellenlängen (lediglich die Wellenlänge des Strahlungsmaximums ist von der Temperatur abhängig). Entsprechend werden die Sterne - ganz anders als der Nebel - vom Spektralgitter hier als Kette von unzählbar vielen Punkten abgebildet; jeder Punkt repräsentiert eine andere Wellenlänge. In Summe bilden sie eine Linie von blau bis rot.
Bei allen Himmelsobjekten, die aus Sternen bestehen - Offene Sternhaufen, Kugelsternhaufen und Galaxien - hilft das Schmalbandverfahren somit nicht. Auch bei Himmelsnebeln, die nicht selbst leuchten sondern bloß Sternenlicht streuen (man spricht, physikalisch nicht ganz richtig, von "Reflexionsnebeln") bringt es keinen Vorteil. Hier greifen Besitzer von Monochrom-Sensoren besser aufs RGB-Verfahren zurück, um Farbbilder zu erhalten.
Auch beim Schmalband-Verfahren muss man die drei durch unterschiedliche Filter gewonnenen Aufnahmen wieder künstlich kolorieren, um daraus ein Farbbild zu basteln. Dabei ist auf Ausgewogenheit zu achten. Die optimalen Belichtungszeiten hängen von der individuellen chemischen Zusammensetzung des Himmelsobjekts ab, und von der maximalen Transmission des jeweils vorgeschalteten Filters.
Farbpaletten: SHO, HSO, HOO ...
Beim oben beschriebenen Schmalband-Verfahren fangen wir zweimal rote Emissionen ein, nämlich die vom Schwefel (SII) und die vom Wasserstoff (H-Alpha). Genau genommen, sollte man beide Masterbilder rot kolorieren. Doch weil die beiden Rottöne allzu ähnlich wären, muss man tricksen und eine fremde Farbe einführen.
Um das doppelte Rot zu vermeiden, wird mindestens eines der drei Masterbilder in einen untypischen Farbtopf getaucht. Grün ist an sich schon dem Sauerstoff gewidmet, also bietet sich Blau für den Wasserstoff oder den Schwefel an.
Man mag aber auch das eigentlich rote Wasserstoffbild grün färben und dafür das grüne Sauerstoffbild blau. Genau das machte die NASA bei den Fotos ihres Weltraumteleskops Hubble, weshalb diese Farbzuweisung auch als Hubble-Palette bekannt wurde.
Amateure eifern gern den Profis nach - daher erfreut sich die Hubble-Palette auch bei fotografierenden Sternfreunden großer Beliebtheit; obwohl man es spätestens hier mit einem Falschfarbenbild zu tun hat. Wo starke Blautöne auftauchen, dann meist wegen der Hubble-Palette.
- Genannte Hubble-Palette wird formell SHO-Palette genannt (S: rot; H: grün; O: blau) und ist unter Amateuren gleichsam ein Desideratum. Die drei erwähnten Schmalbandfilter werden daher gern unter der Bezeichnung "SHO-Filter" verkauft
- Natürlicher wäre es, den Wasserstoff rot und den Sauerstoff grün zu belassen - und dafür halt den roten Schwefel in den blauen Farbtopf zu tauchen. In diesem Fall hat man es mit einer HSO-Palette zu tun (H: rot; S: blau; O: grün)
- Ähnlich naturnah ist die HOO-Palette, die allerdings ganz ohne den Schwefel auskommt. Der grüne Sauerstoff wird dabei sowohl dem grünen also auch dem (sowieso schwach belichteten) blauen Kanal zugeteilt (H: rot; O: grün; O: blau)
- Die OOH-Palette ist bloß ein verbaler Verdreher der HOO-Palette
- Die HOHOHO-Palette ist für den Weihnachtsmann reserviert ;)
- Prinzipiell ließen sich jedenfalls noch weitere Zuordnungen ausdenken, die bloß mit zwei Elementen auskommen oder die grüne Sauerstoff-Emission vielleicht sogar rot einfärben.
Der L-Kanal ist keine Wasserstraße
Filter kosten Licht. Entsprechend verschlechtert sich das Verhältnis zwischen Signal und Rauschen (engl. Signal-Noise-Relation, SNR). Daher fotografiert man oft zusätzlich zu den Aufnahmen durch die drei Farbfilter das Objekt nochmals - diesmal aber ohne Filter bzw. bloß durch einen UV/IR-Sperrfilter.
Man spricht dann vom Luminiszenz- oder kurz L-Kanal. Da wir ja einen monochrom-Sensor einsetzen, erhalten wir auch dabei bloß ein Bild in Grautönen.
Dieses ungefilterte Masterbild wird mit den drei anderen, gefilterten Masterbildern so verrechnet, dass die Helligkeitsinformation aus dem L-Kanal, die Farbinformationen aber aus den farbigen Masterbildern stammen. Um das Rauschen in Schranken zu weisen, zeichnet man die gefilterten Fotos außerdem weicher. Für die finale Schärfe soll der L-Kanal sorgen.
Auf die Mischung kommt es an
Das Abmischen der Kanäle orientiert sich oft an den Sternfarben. Sterne sollten im Idealfall weiß sein.
Allerdings warten besonders heiße Sterne mit einem Hauch von Blau, besonders kühle mit einem Schuss Rot auf. Grüne Fixsterne gibt es hingegen nicht. Eine allzu starke Farbsättigung wirkt ebenfalls unnatürlich.
Links: Farbmischer im AstroPixelProcessor (Ausschnitt)
Ein Kessel Buntes in Schwarzweiß
Man kann beide Verfahren - RGB und Schmalband - auch ganz oder teilweise kombinieren. Dann werden zu den drei RGB-Aufnahmeserien samt Luminanzserie auch Schmalbandaufnahmeserien hinzugefügt: Zum Beispiel H-Alpha-Serien, wenn etwa Reflexionsnebel und H-II-Gebiete zusammen im Bild vorkommen.
Tarantelnebel: aufgenommen mit der WAA-Remotesternwarte auf Hakos, Namibia
Mitunter mischt man auch alle sieben oben vorgestellten Filter. Hier ein Beispiel von Daniel Nimmervoll für den Cirrusnebel, mit einer Gesamtbelichtungszeit von über 34 Stunden:
- R: 60 Lightframes a 120 s
- G: 60 Lightframes a 120 s
- B: 60 Lightframes a 120 s
- Luminanz: 400 Lightframes a 75 s
- H-Alpha: 40 Lightframes a 600 s
- OIII: 40 Lightframes a 600 s
- SII: 40 Lightframes a 600 s
Natürlich erstrecken sich die Aufnahmen bei derart langen Gesamtbelichtungszeiten über mehrere Nächte.
Darf denn das alles noch wahr sein?!
Selbst wenn wir vor den Himmelsnebeln schwebten, würden wir diese wohl kaum heller und farbenfroher erleben als beim Blick durchs Fernrohr. Der matte Schein verteilte sich, aus der Nähe betrachtet, nur über einen größeren Winkelbereich. Den Rezeptoren auf unserer Netzhaut mangelt es überdies an Empfindlichkeit bzw. Farbtüchtigkeit.
Während der Bildbearbeitung verstärken Astro-Fotografen Helligkeit, Kontrast und damit auch Farbsättigung enorm. Ansonsten bliebe das Bild am Monitor meist schwarz. Launig gesagt, interessiert uns bloß das unterste Prozent des Histogramms! Das wird dann gestreckt so weit es geht.
Was Schmalbandaufnahmen anlangt, bleiben alle Emissionen außerhalb der engen Filterbereiche außen vor - so, als gebe es sie gar nicht. Normalerweise wird Helium völlig ignoriert, Stickstoff ebenso. Was primär aus diesen Elementen besteht, existiert für das traditionelle Schmalbandverfahren einfach nicht.
Der Tarantelnebel (NGC 2070) im Sternbild Schwertfisch, aufgenommen mit der WAA-Remotesternwarte auf Hakos, Namibia. Belichtet wurden (je 10 Bilder umfassende) Serien in R, G, B, Luminanz und H-Alpha
Letztlich ist jedes Himmelsfoto bloß eine Interpretation der Wirklichkeit. Selbst unsere Augen überstreichen nur ein winziges Segment des elektromagnetischen Spektrums. Auch sie zeigen uns somit nur einen Ausschnitt der Realität.
Wie weit man sich auf der Jagd nach einem detailreichen Foto von dieser entfernt, ist Geschmackssache - sofern man keine neuen Einzelheiten dazu erfindet oder solche von einer KI hinzu fantasieren lässt. Es gibt keine verbindliche Norm, was auf welche Weise zu kolorieren ist. Das Hubble-Teleskop hat unseren "Blick" auf den Kosmos mit seiner SHO-Palette allerdings mitgeprägt.
Ziel der Astro-Fotos ist es, möglichst viel Detail sichtbar zu machen. Was hätte wohl Sergei Michailowitsch Prokudin-Gorski zu all den heutigen Möglichkeiten gesagt?
Exkurs: Farbfilter mit Farbkamaras
Bislang ging es darum, Farbaufnahmen mit monochrom-Bildsensoren zu erstellen. Es gibt aber auch Fälle, wo man ausgewählte Farbfilter vor Farbsensoren setzt.
RGB-Filter machen hier keinen Sinn, zumal die Bayer-Matrix des Farbsensors sowieso nach dem RGB-Prinzip arbeitet.
Anders ist das mit schmalbandigen S, H und O-Filtern. Bei Emissionsnebeln steigern sie selbst mit Farbkameras den Kontrast, da sie die natürliche oder künstliche Himmelsaufhellung unterdrücken.
Kommt bloß ein einziger Filter zum Einsatz, ist es oft der H-Alpha-Filter mit 656 nm. Er lässt nur die rote Wasserstofflinie passieren. Ausgedehnte Gasnebel werden so selbst bei starker Lichtverschmutzung bzw. bei hellem Mondlicht von der OSC einfangen.
Voraussetzung ist eine entsprechende Rotempfindlichkeit der Cam (siehe die Seite über die Astromodifizierung). Alle Himmelsobjekte werden hierbei rot dargestellt. Auf Wunsch verwandelt man die Szenerie in Schattierungen von Grau.
Der Schleiernebel im Schwan im H-Alpha (rot) und OIII-Licht (grün)
Fehlt die Rotempfindlichkeit beim Sensor, greift man besser zum O-Filter. Er lässt das grüne Leuchten des doppelt ionisierten Sauerstoffs (OIII) durch. Bei größerer Filterbandbreite gesellt sich die türkisfarbene H-Beta-Linie hinzu. Auch hier profitieren natürlich nur die genannten Emissionsnebel.
Die Welt wird dabei in Grün dargestellt. Auf Wunsch verzaubert man sie wieder in Grautöne.
Foto links:
Der Schleiernebel im Schwan, einst nur im Licht der OIII-Linie des Sauerstoffs abgelichtet.
Dazu wurde ein altes UHC-Filter mit Klebeband vor dem Objektiv fixiert. Die Sternabbildung war mäßig.
Einschlägige Filter werden oft auch UHC (Ultra High Contrast) Filter genannt. Die klassischen, visuellen Varianten sperren die rote H-Alpha-Linie aus, da man diese des Nachts sowieso nicht wahrnimmt. Die modernen, fotografischen UHC-Filter lassen H-Alpha aber passieren. In diesem Fall mutiert der UHC-Filter zum Duo- oder Dualband-Filter.
Er öffnet dann ja in zwei voneinander getrennten Spektralbereichen. Der eine Durchlassbereich liegt im Grünen und umfasst meist OIII sowie H-Beta gemeinsam. Der andere liegt im Roten; er lässt H-Alpha sowie SII durch. Was dazwischen liegt wird ebenso blockiert wie alles kurzwelligere.
Der SvBony UHC-Filter, den es auch als Clipfilter für meine Canon EOS DSLRs gibt, zählt dazu. Smart Telescopes wie das Dwarf 3 erlauben es, einen derartigen Duo-Filter in den Strahlengang einzuschalten. Deshalb machen diese Geräte selbst in der Großstadt Emissionsnebel sichtbar.
Lagunennebel (M8): Ausgewogene Sternfarben trotz Duo-Band
Tatsächlich lässt sich auch aus bloß zwei eingefangenen Farben ein halbwegs ausgewogenes Farbbild konstruieren. Siril macht das, indem es z.B. die abgebildeten Sternfarben mit jenen in Sternkatalogen vergleicht - und das Gesamtbild dann farblich entsprechend justiert.
Das Smart Telescope Dwarf Draco will mit nur zwei Filtern drei Emissionen trennen. Beide Filter sind im Gerät eingebaut und werden nacheinander per Motor vor den Sensor geschoben. Der eine Filter erfasst die Emissionen OIII (grün) und H-Alpha (rot) gleichzeitig, der andere nochmals OIII (grün) gemeinsam mit SII (rot).
Hier sind insgesamt also nur zwei Aufnahmeserien nötig. Die Separierung in drei schmalbandige Emissionen erfolgt mittels Trennung des Rot- und des Grünkanals. Das geht nur, weil ein Farbsensor im Draco verbaut ist. Nach entsprechender virtueller Einfärbung soll so z.B. auch die Hubble-Palette (SHO) realisiert werden können.
Alle Angaben ohne Gewähr!