Kurze Erklärungen zu Begriffen, die auf meinen Objekt- und Technikseiten häufiger vorkommen. Die Definitionen sind bewusst kompakt und verbinden die astronomische Bedeutung mit dem praktischen Bezug zur Astrofotografie.
Hα (H-alpha)
Hα ist eine rote Emissionslinie des Wasserstoffs bei etwa 656,28 nm. Sie entsteht, wenn ein Elektron im Wasserstoffatom vom dritten auf das zweite Energieniveau übergeht. In der Astrofotografie isoliert ein Hα-Filter gezielt einen sehr engen Bereich um diese Linie und macht dadurch viele Emissionsnebel und Sternentstehungsgebiete besonders kontrastreich sichtbar.
H II und H-II-Region
H II bedeutet ionisierten Wasserstoff: Dem Wasserstoffatom fehlt sein Elektron, übrig bleibt im Wesentlichen ein Proton. Eine H-II-Region ist ein Gebiet, in dem energiereiche UV-Strahlung heißer Sterne große Mengen Wasserstoff ionisiert. H II und Hα sind deshalb nicht dasselbe: H II beschreibt den Ionisationszustand beziehungsweise die Region, Hα eine konkrete Spektrallinie, die wir fotografisch aufnehmen können.
[O III]
[O III] bezeichnet sogenannte verbotene Emissionslinien des doppelt ionisierten Sauerstoffs. Für die Astrofotografie ist besonders die Linie bei rund 500,7 nm wichtig, die im grün-türkisen Bereich liegt. Sie kann in hoch ionisierten Zonen planetarischer Nebel, Emissionsnebel und Supernovaüberreste sehr stark sein.
[S II]
[S II] bezeichnet verbotene Linien des einfach ionisierten Schwefels, besonders bei etwa 671,6 und 673,1 nm. Sie liegen etwas langwelliger als Hα und werden in der Astrofotografie meist gemeinsam mit Hα und [O III] für SHO-Aufnahmen genutzt. [S II] kann Übergangs- und Schockzonen hervorheben, ist aber in vielen H-II-Regionen deutlich schwächer als Hα.
Ionisation
Bei einer Ionisation wird einem Atom oder Molekül mindestens ein Elektron entzogen. In H-II-Regionen geschieht das vor allem durch energiereiche ultraviolette Strahlung heißer Sterne; in Supernovaüberresten können zusätzlich Schocks eine wichtige Rolle spielen. Welche Ionen vorhanden sind, beeinflusst direkt, welche Emissionslinien ein Nebel aussendet.
Rekombination
Rekombination ist der umgekehrte Prozess zur Ionisation: Ein freies Elektron wird wieder von einem Ion eingefangen. Das Elektron gelangt anschließend über verschiedene Energieniveaus in einen niedrigeren Zustand und kann dabei Photonen aussenden. Die Wasserstofflinie Hα ist Teil einer solchen Rekombinationskaskade.
Emissionslinie
Eine Emissionslinie ist Licht in einem sehr engen Wellenlängenbereich, das bei einem bestimmten atomaren oder ionischen Übergang entsteht. Hα, [O III] und [S II] sind für die Deep-Sky-Astrofotografie besonders wichtige Beispiele. Schmalbandfilter sind so konstruiert, dass sie genau solche Linien möglichst gezielt durchlassen.
Verbotener Übergang
„Verboten“ bedeutet in der Quantenphysik nicht unmöglich, sondern nur sehr unwahrscheinlich. In dichtem Gas werden die entsprechenden angeregten Zustände meist durch Kollisionen gestört, bevor ein Photon ausgesendet wird. Im extrem dünnen Gas astronomischer Nebel bleibt dafür genügend Zeit – deshalb sind [O III] und [S II] dort gut beobachtbar.
Kontinuum
Bei einem Kontinuum verteilt sich das Licht über einen breiten Bereich von Wellenlängen statt nur auf einzelne schmale Emissionslinien. Sterne und damit auch das überlagerte Licht vieler Galaxien sind im sichtbaren Bereich überwiegend Kontinuumsquellen. Deshalb benötigen Galaxien für eine vollständige Farbdarstellung RGB oder LRGB; ein einzelner Schmalbandkanal kann diese Information nicht ersetzen.
Bulge
Der Bulge ist die zentrale, räumlich verdickte Sternansammlung vieler Spiralgalaxien. Er enthält im Mittel einen hohen Anteil älterer Sterne und wirkt deshalb auf Farbbildern häufig gelblicher als junge Bereiche der Spiralarme. Der Bulge ist nicht mit dem noch kompakteren galaktischen Kern gleichzusetzen.
Halo
Der stellare Halo ist eine sehr ausgedehnte, dünn besetzte Umgebung um Scheibe und Bulge einer Galaxie. Er enthält alte Sterne, Kugelsternhaufen und Spuren früherer Wechselwirkungen. Zusätzlich wird für Galaxien ein wesentlich größerer Halo aus dunkler Materie angenommen, dessen Existenz über seine Gravitationswirkung erschlossen wird.
Sternpopulation
Eine Sternpopulation fasst Sterne mit ähnlichen Eigenschaften wie Alter, chemischer Zusammensetzung oder Entstehungsgeschichte zusammen. Junge Populationen enthalten noch heiße, massereiche und oft blau leuchtende Sterne. Ältere Populationen werden stärker von langlebigen, masseärmeren Sternen geprägt und wirken in Galaxien häufig gelblicher bis rötlicher.
Dunkle Materie
Dunkle Materie sendet nach heutigem Kenntnisstand kein messbares Licht aus und reflektiert es nicht in der Weise gewöhnlicher Materie. Ihre Anwesenheit wird aus Gravitationswirkungen abgeleitet, beispielsweise aus den Bewegungen von Sternen und Gas in Galaxien. In Bildern ist sie daher nicht direkt als dunkle Wolke zu sehen; der Begriff darf nicht mit interstellarem Staub verwechselt werden.
Kaltes Gas
„Kaltes Gas“ ist in der Astronomie ein relativer Begriff. Gemeint ist Gas, das deutlich kühler ist als ionisiertes Plasma und häufig neutralen atomaren Wasserstoff oder Moleküle enthält. Solches Gas ist ein wichtiger Rohstoff für neue Sternentstehung und findet sich besonders in Scheiben von Spiralgalaxien und in Molekülwolken.
Luminanz
In der Astrofotografie bezeichnet Luminanz meist einen breit aufgenommenen Helligkeitskanal einer Monochromkamera. Er sammelt Struktur- und Helligkeitsinformation über einen größeren sichtbaren Spektralbereich als ein einzelner R-, G- oder B-Kanal. Bei LRGB wird diese Detailinformation anschließend mit den RGB-Farbdaten kombiniert.
Breitband
Breitbandfilter lassen vergleichsweise große Bereiche des sichtbaren Spektrums passieren. RGB- und Luminanzfilter sind typische Beispiele. Sie sind wichtig für Kontinuumsobjekte wie Sterne, Galaxien und Reflexionsnebel, reagieren aber stärker auf aufgehellten Himmel als enge Schmalbandfilter.
Schmalband
Schmalbandfilter lassen nur einen engen Wellenlängenbereich um eine bestimmte Emissionslinie passieren. Dadurch wird viel störendes Kontinuumslicht unterdrückt, während beispielsweise Hα oder [O III] gezielt erfasst werden. Das verbessert den Linienkontrast, bedeutet aber nicht automatisch, dass ein Objekt insgesamt mehr Signal liefert.