Emissionsnebel sind Wolken aus interstellarem Gas und häufig Sternentstehungsgebiete. Die häufigsten Elemente sind Wasserstoff (Ha), Schwefel (S) und Sauerstoff (O). 

Wie kommt es, dass wir diese Nebel überhaupt sehen sehen können bzw. was bringt die Nebel zum Leuchten?

Die Antwort liegt in der UV-Strahlung heißer im Nebel selbst enthaltener junger Sterne. Wenn im Nebel enthaltene Sterne ca. 30.000 Kelvin oder heißer geworden sind, dann ionisieren die Photonen (UV-Strahlung) dieser Sterne die Elemente des Nebels. Das heißt, dass den Elementen des Nebels, z.B. Wasserstoff, Sauerstoff, Schwefel, etc. Elektronen entrissen werden. Es entstehen Elektronen und einfach bzw. mehrfach ionisierte Elemente. Schwefel wird dabei 2-fach ionisiert (SII) und Sauerstoff 3-fach ionisiert (OIII).

Die freien Elektronen werden von den Elementen des Nebels irgendwann wieder eingefangen und wandern von der äußeren Schale (Hülle) des Elements auf die niedrigste Schalenebene. Die dabei abgegebene Energie hat eine bestimmte Frequenz/Wellenlänge im Bereich des Lichtspektrums.

Durch die Energieabgabe in einer Wellenlänge im Bereich des für uns sichtbaren Lichtspektrums leuchtet der Nebel in unterschiedlichen Farben.

2-fach ionisierter Schwefel (SII) ist im dunkelroten Bereich des Lichtspektrum, der 1-fach ionisierte Wasserstoff (Ha) ist im roten Bereich des Lichtspektrums. Der 2-fach ionisierte Sauerstoff (OIII) ist im grün-blauen Bereich des Lichtspektrums angesiedelt. Die nachfolgende Grafik verdeutlicht die Einordnung der ionisierten Elemente im sichtbaren Lichtspektrum.

Bei Aufnahmen mit eine Farbkamera (OSC) und entsteht bei einer "normalen" Bildbearbeitung ein sogenanntes RGB-Echtfarbenbild. Da in Emissionsnebeln in der Regel der Wasserstoff (Ha) das dominierende Element ist, wird das entstandene Bild von der Farbe Rot dominiert. Zudem liegt der 2-fach ionisierte Schwefel ebenfalls im roten Bereich des Lichtspektrums. Vorhandene Nebelstrukturen sind dadurch häufig nur schlecht sichtbar.

Doch wie können die Nebelstrukturen trotz des dominierenden Wasserstoffs und der Nähe von Schwefel zu Wasserstoff im Lichtspektrum sichtbar gemacht werden?

Die Antwort lautet: Erstellung von Falschfarbenbildern. 

Dazu wird eine Monokamera mit Schmalbandfiltern für Ha, SII und OIII verwendet. Die Schmalbandfilter lassen dabei nur einen sehr schmalen Bereich der jeweiligen Spektrallinie der einzelnen Elemente durch, z.B. 656,3 +/-3 nm. Zur Hervorhebung des Kontrasts werden die entstandenen monochromen Bilder anderen Farben zugeordnet. Schwefel (SII) wird rot zugeordnet, Wasserstoff (Ha) wird grün zugeordnet und Sauerstoff (OIII) wird blau zugeordnet. Es entsteht ein Falschfarbenbild. Häufig werden auch die Begriffe SHO-Bild bzw. Entwicklung nach der Hubble-Farbpalette verwendet. Durch die Kontrasterhöhung wirkt das anders Falschfarbenbild viel eindrucksvoller. 

Der Begriff "Entwicklung nach der Hubble Farbpalette" ist entstanden, weil bei der Entwicklung der Bilder des Hubble-Space-Teleskops die monochromen Filteraufnahmen ebenfalls kontrasterhöhend den "falschen" Farbkanälen zugeordnet werden. Diese Art der Bildentwicklung der Bilder vom Hubble-Space-Teleskop wird gemacht, damit auch uns die Aufnahmen eindrucksvoll präsentiert werden können.

Abschließend sei der Vollständigkeit wegen erwähnt, dass Bildentwicklungstechniken bzw. Softwareprogramme es mittlerweile häufig ermöglichen, reine Farbaufnahmen nach der Hubble-Farbpalette zu entwickeln. Die Ergebnisse sind jedoch eher von mittlerer oder gar nur geringer Qualität, so meine Erfahrung. Für die Entwicklung von Bildern nach der Hubble-Farbpalette empfehle ich die Verwendung einer Monokamera mit engbandigen Schmalbandfiltern.