36. Woche - Der Kugelsternhaufen M 92 im Herkules

 -  Astrofoto der Woche  - 

Das heutige AdW-Objekt steht ständig im Schatten seines großen Bruders M 13. Dennoch ist M 92 (= NGC 6341) kein unattraktiver Vertreter seiner Art. Mit rund 27.000 Lj solarer Entfernung und einem scheinbaren Durchmesser von 11,2' (Sky Catalogue 2000.0) erreicht er immerhin 88 Lj wahren Durchmesser, wobei der Durchschnitt der galaktischen Kugelhaufen bei rund 100 Lj liegt (M 13 bei 25000 Lj Distanz hat 120 Lj Durchmesser). Mit 6,5 mag scheinbarer Helligkeit liegt M 92 an oder knapp jenseits der Grenze zur visuellen Sichtbarkeit.

Lionel Majzik schickte das Bild ein. Das Feld beträgt 88' x 58', Norden ist links, Osten unten. Aufnahmeteleskop war ein 200-mm-Newton mit 800 mm Brennweite, dazu eine unmodifizierte Canon EOS 1300D. Von seinem Aufnahmeort Tapiobicske in Ungarn belichtete Lionel Majzik am 15. Juli 60 x 1 min bei ISO 800. Das Autoguiding erfolgte mit einem Lacerta MGEN-II. Software für die Bildbearbeitung: PixInsight, Nebulosity, Adobe PS und Light Room.

Das Problem bei der Abbildung von Kugelsternhaufen ist nicht, dass sie keine Fläche bilden wie Scheibengalaxien oder Nebel, sondern in den Außenbereichen allmählich und für den Betrachter nicht erkennbar in den stellaren Hintergrund übergehen. Wo ist die Grenze? Um das deutlich herauszubekommen, muss möglichst lange belichtet werden. Kugelsternhaufen, die verkürzt belichtet wurden, etwa bei Mondlicht, kommen nie auf die erforderliche Tiefe. Das Ziel muss es sein, die schwächsten möglichen Haufensterne noch abzubilden. Ein guter Zehnzöller schafft bei dunklem Himmel die 22 mag. Das reicht für M 92 aber nicht, denn die schwächsten Mitglieder von M 92 sind Hauptreihensterne mit Helligkeiten jenseits von 25 mag. Dennoch gilt: So lange wie möglich belichten!

Was die Sternfarben betrifft, so gibt es im Feldd einen ideal geeigneten Vergleichsstern. Bei den Pixelkoordinaten (2482/1966) liegt der Einzelstern NGC 6341 BUON 355 (dazu das Original bitte herunterladen). Es handelt sich um einen Stern des Spektraltyps G2V (nicht: G2 "vau", sondern G2 "fünf", V ist die römische Zahl 5 zur Kennzeichnung der Leuchtkraftklasse). Der Farbindex liegt bei B-V = 0,63 mag, demnach ist der Stern weiß. Und das Bild zeigt ihn tatsächlich weiß! Die hellsten Haufensterne sind Rote Riesen, ihre Helligkeiten in M 92 betragen zwischen 12 und 14 mag. Dazu erkennt man viele blaue Sterne, die etwa 3 mag lichtschwächer sind als die mittelhellen Roten Riesen. Das sind die so genannten blauen Horizontalaststerne mit Helligkeiten zwischen 15 und 16,5 mag. Sie sind eindeutig zu identifizieren. Es handelt sich bei diesen blauen Sternen nicht um junge, sondern um alte, heiße Sterne der Population II. Das Alter von M 92 wird auf 13 bis 14 Milliarden Jahre geschätzt - der Kugelsternhaufen ist demnach ein Relikt aus der Entstehungsphase der Galaxis.

Text zum Objekt und den Aufnahmedaten: Peter Riepe


Sternhaufen gelten unter Astrofotografen als leichte Beute, die man auch einmal in einer Mondnacht oder dann, wenn die Umstände nur kurze Belichtungszeiten zulassen, fotografieren kann. Das ist auch nachvollziehbar, denn Sternhaufen bestehen, wie der Name schon sagt, aus Sternen. Und diese sind im Vergleich zu Deep-Sky-Objekten recht hell, so dass man schnell ein gutes Signal-zu-Rausch-Verhältnis erreicht, um ein ansprechendes Bild zu erzeugen. Auf der anderen Seite sind Sternhaufen, ob nun offen oder von Kugelgestalt, sehr schöne Objekte und somit zu Recht beliebte Motive für Astrofotografen.

Kugelsternhaufen, wie der heute gezeigte M 92, sind nun aber gar nicht so leicht zu fotografieren, denn sie verfügen über einen recht großen Dynamikumfang. Die Zentren der Kugelhaufen sind sehr hell und die Ausläufer werden rapide dunkler. Schnell kann es also passieren, dass das Zentrum eine Kugelsternhaufens ausgebrannt ist, oder die Randbereiche unterbelichtet. Da stellt sich sehr schnell die Frage nach der richtigen Vorgehensweise bei der Bildaufnahme und Bearbeitung. Grundsätzlich kann man sagen (und das ist ein Grundsatz, der nicht nur in der Astrofotografie gilt), dass ein Ausbrennen heller Bildteile um jeden Preis vermieden werden sollte. Was versteht man unter dem Ausbrennen? Der Dynamikumfang eines Sensors ist eingeschränkt. Bei einer gewissen Belichtung sind die Pixel völlig gesättigt und es kann keine Zeichnung mehr in Form von Graustufen im Bild erreicht werden. Im Druck eines Bildes würde sich das als rein weiße Fläche darstellen. Umgangssprachlich redet man von ausgebrannten Bildteilen. Keine Bildbearbeitungstechnik ist jemals in der Lage, solch übersättigte Pixel derart zu reparieren, dass eine Zeichnung wieder hergestellt werden kann. Andersherum kann man durch das Anheben unterbelichteter Bildteile diese in ihrer Darstellung korrigieren, einzig mit dem Nachteil, dass dadurch Bildrauschen auch deutlicher betont wird. In der (Astro)Bildbearbeitung werden daher Gradationskurven eingesetzt, die genau das tun, nämlich die niedrigen Bildanteile (Tiefen, Mitten) anheben und gleichzeitig die hellen Bildanteile (Lichter) absenken bzw. komprimieren. Ein anderes Werkzeug, um solch eine Komprimierung zu erhalten, ist das Modul „Tiefen und Lichter“ wie es etwa in der Software Adobe Photoshop enthalten ist. Auch sogenannte Raw-Konverter wie Adobe Lightroom oder CaptureOne verfügen über einen Tiefen/Lichter-Dialog. Über Schieberegler kann der Anwender hier die Einstellungen anpassen. Der Unterschied zu einer Gradationskurve ist der, dass diese Module intelligente Algorithmen enthalten, die selbstständig die betreffenden Bereiche analysieren und anwählen. Lange Rede kurzer Sinn, bei der Bildbearbeitung von Kugelsternhaufen hat sich das Modul Tiefen und Lichter als sehr wirkungsvolles Hilfsmittel herausgestellt. Solche Dialogfelder sind wie gesagt eher Bestandteil handelsüblicher Fotosoftwares, in der Astrofotografie werden diese eher nicht eingesetzt. Das allerdings auch aus gutem Grund, denn Astrosoftwares bieten andere Werkzeuge an, mit denen man ebenfalls ans Ziel gelangen kann. So gibt es spezielle Methoden wie etwa den Digital Development Filter (DDP). Dieser simuliert das nicht lineare Verhalten einer Filmemulsion. Vereinfacht gesagt macht der DDP nichts anderes als eben auch der Tiefen/Lichter- Dialog. Man kann aber auch mit einer simplen Gradationskurve ans Ziel kommen, allerdings erfordert das etwas mehr Arbeit und Geduld. Letztendlich sind also Tiefen und Lichter oder DDP nur Hilfsmittel, die einen schneller ans Ziel bringen. Sehr wirkungsvolle Hilfsmittel allerdings.

Wir gratulieren Lionel Majzik zum gelungenen Bild und zum AdW.

Kommentar zum Bild: Frank Sackenheim


Koordinaten J2000.0:
RA = 17 h 17 min 07 s, DE = +43° 08´ 09´´


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