46. Woche - NGC 896 = IC 1795
Zur Orientierung bei diesem AdW: In der Cassiopeia gibt es eine riesige Emissionszone, die sich um die H II-Regionen IC 1848 und IC 1805 erstreckt. Wer sich das gesamte Gebiet anschauen möchte, schaue nach im AdW 45 des Jahres 2006. Dieses Gebiet ist eine zusammenhängende Sternentstehungsregion im Perseusarm unserer Milchstraße.
Ganz im Nordwesten von IC 1805 befindet sich ein Anhängsel mit der Bezeichnung IC 1795. Auch dieses Objekt wurde bereits vorgestellt (AdW 48/2009, Harald Strauß). Der 6400 Lj entfernte Nebel beherbergt eine Fülle interessanter Quellen. Eine wichtige Entdeckung waren zahlreiche junge stellare Objekte, die erst in IR-Aufnahmen erscheinen. Vor wenigen Jahren wurde im Zentrum von IC 1795 sowohl im Röntgenlicht als auch mit dem Weltraumteleskop Spitzer ein großer Sternhaufen gefunden. Im Norden und Osten dieses AdWs (Norden oben) zeigen die Sterne eine hohe Dichte im Feld. Nach Südwesten hin nimmt diese Sterndichte deutlich ab: Ein klarer Hinweis auf die dichten Staub- und Molekülwolken, die diesem Gebiet vorgelagert sind und die das Licht der dahinter liegenden Sterne verschlucken.
Markus Blauensteiner belichtete am 24. und 25.09.2011 insgesamt 8 Stunden auf der Sternwarte Gahberg am Attersee, je 14 x 5 min in RGB und 54 x 5 min für die Luminanz. Er nutzte eine CCD-Kamera vom Typ Atik 16HR und eine 150-mm-Flatfieldkamera (Lichtenknecker) bei einer effektiven Brennweite von 500 mm. Der Bildautor schreibt: ”Die Farbgebung war alles andere als einfach, denn trotz der (B-V)-Kalibrierung in Regim wollte partout kein typisches Rot zum Vorschein kommen. Hier wies das unkalibrierte RGB sogar ein intensiveres Rot auf als das fertige LRGB. Ich vermute, dass der nördliche blaue Reflexionsnebel in den hellen Wasserstoff-Regionen den rosa Farbton verursacht.”
Anmerkungen P.R:
Keine Sorge, mit dieser Farbkalibration ist das Bild völlig in Ordnung. Der massig vorhandene Staub reflektiert in diesem Gebiet das Licht junger blauer Sterne und sorgt damit für einen erheblichen überlagerten Blauanteil. Hinweis: H II-Regionen müssen nicht kaminrot erscheinen! Es gibt extrem junge H II-Regionen, die sogar blau leuchten (z.B. in IC 2574). Die Farbe einer H II-Region hängt sehr stark vom Alter (J. P. E. Gerritsen, V. Icke (1997)) und vom weiteren umgebenden Medium ab. Insofern das Bild also niemals so ”hintrimmen”, dass der Nebel die vermeintlich richtige Farbe besitzt, sondern die Sterne müssen korrekt in ihrem Farbindex B-V wiedergegeben werden. Zur besseren Einschätzung: Oben links liegt bei den Pixelkoordinaten (184/311) der 7,8 mag helle G5-Stern BD+61°416. Mit einem Farbindex B-V = 0,65 mag kann er als weißer Stern für die Kalibration von CCD-Aufnahmen verwendet werden. Natürlich gilt das nur für CCD-Aufnahmen, in denen der Stern nicht überbelichtet und dann ausgebrannt ist. Dann würde er – egal welcher Farbindex – immer nur weiß erscheinen. Farbkalibrationen sind immer nur an nicht ausgebrannten Sternen vorzunehmen.
Noch ein Beispiel: Bei den Pixelkoordinaten (464/579) liegt der Stern BD+61°411. Er hat den Spektraltyp O8, sollte also einen Farbindex um B-V = -0,3 mag aufweisen. Auch hier der Beweis für die richtige Farbkalibrierung von Markus Blauensteiner: BD+61°411 hat einen Farbindex von B-V = 1,02 mag. Und das ist gelb. Also gut getroffen im Bild! Die dichte interstellare Materie verfärbt ihn von blau nach gelb (der Astronom spricht von „Rötung“). Dies soll ein endgültiger Hinweis darauf sein, dass man die Farbkalibrierung der Sterne niemals an ihrem Spektraltyp festmachen sollte, sondern nur an ihrem Farbindex!
RA = 02 h 24,8 min, DEK = +61° 54´
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