Fremdgehen mit Hubble (Hubble Legacy Archive)

Hallo Feri,

tolle arbeit. Und zum Üben sicherlich eine gute Quelle für Rohmaterial. Aber zu Deiner Aussage

<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote">Nach beiden Bildern lässt sich feststellen, dass sich NASA mit Erhalt der Feindetails mehr Mühe geben könnte; wahrscheinlich sind die nicht wie ich bis morgens um 5:30h drangesessen...<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">

läßt sich noch etwas anmerken. Die Bilder werden nach streng wissenschaftlichen Vorgaben bearbeitet. Dazu gehört auch, das bei jeder Bearbeitung die ursprünglichen Bildinformationen nicht verändert werden sollen und jede Änderung mathematisch exakt deffiniert sein muss. Deine Bearbeitung ist sehr ansprechend, wurde aber nach Deinem persönlichen Geschmack angepasst. Die NASA macht das nicht. Dort steht der Informationsgewinn im Vordergrund. Wenn Du also z.B. Sternradien angleichst, mag das besser aussehen, die Informationen, zu deren Gewinn die Bilder zu wissenschaftlichen Zwecken verwendet werden, wie z.B. exakte Helligkeitsverteilungen, gehen dadurch aber verloren.

<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote"><i>Original erstellt von: Kraichgaupfaelzer68</i>
Die Bilder werden nach streng wissenschaftlichen Vorgaben bearbeitet. Dazu gehört auch, das bei jeder Bearbeitung die ursprünglichen Bildinformationen nicht verändert werden sollen und jede Änderung mathematisch exakt deffiniert sein muss. Deine Bearbeitung ist sehr ansprechend, wurde aber nach Deinem persönlichen Geschmack angepasst. Die NASA macht das nicht. Dort steht der Informationsgewinn im Vordergrund. Wenn Du also z.B. Sternradien angleichst, mag das besser aussehen, die Informationen, zu deren Gewinn die Bilder zu wissenschaftlichen Zwecken verwendet werden, wie z.B. exakte Helligkeitsverteilungen, gehen dadurch aber verloren.
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Hallo Thomas,

ich glaub da hast du was mißverstanden [;)]

"Die NASA" (eigentlich: die Hubble-Abteilung für Öffentlichkeitsarbeit - die ESA ist an Hubble übrigens auch beteiligt, nur so zur Info...) macht bunte Bildchen für Pressemitteilungen und zum Anschauen für die allgemeine Öffentlichkeit, also die Dinger, die da als APOD oder auf den NASA-Seiten eingestellt sind. Denen ist herzlich schnuppe, ob das alles wissenschaftlich korrekt ist, die sollen nur hübsch aussehen, genau wie bei Otto-Normal-Astrofotograf auch.

Wissenschaftler dagegen arbeiten mit denselben Rohdaten, die Feri hergenommen hat, um seine Versionen der PNs zu zaubern. Für ihre Auswertung interessieren sie sich nicht die Bohne für die bunten Hübsch-Versionen, sondern freuen sich über ein überhaupt vorhandenes He II-Signal, egal wie verrauscht es aussieht.

Viele Grüße
Caro

Verdammt schöne Bilder [:)] und der Link zu den Rohdateien wurde direkt im Lesezeichen gespeichert.

<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote">Grad Kelvin<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">

Hmmmm. Ist das nicht falsch? Im Studium haben wir immer einen auf den Deckel bekommen

Gruß
Daniel

Hallo Feri,

Deine Interpretationen der Hubbledaten gefallen mir sehr gut. Alles sehr fein heraus gearbeitet. Auch die eher dezente Farbgebung finde ich ausgezeichnet. Das gefällt mir wesentlich besser, als manche knallbunte Version, die man zu sehen bekommt.

Viele Grüße,
Kurt

Hallo Feri,

mit den Elementhäufigkeiten hat das in der Tat nur wenig zu tun, dafür muß man ein wenig in der Atomphysik buddeln. Ich hol mal ein wenig aus, anders gehts nicht, wenn mans genau wissen will [:)]

"Normale" Planetarische Nebel haben meist starke H alpha-Emission, [O III] bei 500 nm ist allerdings oftmals noch stärker. Die römischen Zahlen bezeichnen Ionisationszustände, wobei I immer das neutrale Atom ist. O III ist also zweifach ionisierter Sauerstoff.

H alpha, H beta und Co. kommen von neutralem Wasserstoff. Damit diese Spektrallinien entstehen können, müssen die entsprechenden Atome und Ionen im Planetarischen Nebel zum Leuchten angeregt werden. Das geschieht über die Strahlung des Zentralsterns. Dabei haben wir es ja mit Weißen Zwergen zu tun, die kurz nach ihrer Entstehung Oberflächentemperaturen von 100.000 Grad und mehr haben können und dann langsam auskühlen. So heiße Körper senden jede Menge hochenergetische UV-Strahlung aus, je heißer desto hochenergetischer im Mittel. Solche energiereiche Strahlung wiederum ist nötig, um bestimmte Übergänge überhaupt erstmal anzuregen. Für H alpha zum Beispiel braucht es 12 eV, um ein Atom dazu zu nötigen, das vorher im Grundzustand war. Das entspricht einem 100 nm-Fern-UV-Photon.

Es geht allerdings auch anders, und zwar durch Kollisionen einzelner Atome. Die wiederum finden um so häufiger statt, je dichter das Gas ist. Aber nicht nur anregen kann man sowohl per Strahlung als auch per Zusammenstoß, auch ionisieren geht, dafür braucht es dann meist noch mehr Energie.

Für das altbekannte [O III] bei 500 nm kommt hinzu, daß es sich eigentlich um einen sogenannten verbotenen Übergang handelt (das meinen die eckigen Klammern), daß heißt daß das Atom bzw. Ion relativ lange braucht, um nach seiner Anregung wieder in den Normalzustand zurückzukehren und dabei das 500 nm-Photon auszusenden. Kollidiert es in der Zwischenzeit mit einem anderen Atom oder Ion, werden die Karten neu gemischt und unser [O III] ist flöten gegangen. Eine zu hohe Dichte ist da also eher kontraproduktiv.

Soweit so gut. Das Zusammenspiel von Dichte und Zentralsterntemperatur scheint für Otto-Normal-PN also zu passen, so daß wir fleißig H alpha und [O III] abbekommen. Ein klassisches Beispiel dafür ist der Hantelnebel, aber auch viele andere Standardobjekte fallen in diese Kategorie. Nur nicht der Ringebel, und eben auch NGC 6302. H alpha und [O III] haben merktlich nachgelassen, stattdessen kommt der ebenfalls verbotene Übergang von [N II] groß raus. In so einem Fall handelt es sich um sogenannte low-excitation PNs.

Gemeint ist damit die excitation class (abgekürzt mit p), die durch das Verhältnis der He II-Linie bei 469 nm und H beta beschrieben wird. Liegt p zwischen 1 und 4, haben wir es mit einem low-excitation PN zu tun. Die Zentralsterne von low-excitation PN haben geringere Temperaturen, daher werden Übergänge wie [N II] bei 658 nm, die weniger Anregungsenergie erfordern, bevorzugt.

Otto-Normal-Amateurastronom bekommt davon meist gar nicht so viel mit, denn die meisten fotografischen H alpha-Filter sind breitbandig genug, um die N II-Linie einfach mitzunehmen, so daß sich so manch einer bei M57 über H alpha gefreut hat, das nur zum Teil H alpha ist [:)]

Viele Grüße
Caro

Hallo Feri,

das ist der Punkt - man bräuchte zwei ziemlich teure Spezialfilter und hat dann letztlich normalerweise nur eine Handvoll Objekte, die für so ein Vorhaben taugen würden, wenn überhaupt (wobei es ja immerhin Leute gibt, die einen schmalbandigen H alpha gewinnbringend auch bei anderen Emissionsnebeln einsetzen). low-excitation PNs kennt man zwar eigentlich nicht wenige, aber viele sind weit weg (womöglich zum Beispiel in M31 oder solche Scherze...) und entsprechend winzig. Da hilft dann nur Brennweite in Kombination mit Lichtstärke, sprich großes Teleskop...

Spannend ist sowas im Profibereich in jedem Fall auch für Integralfeldspektrografen, mit denen Du ganze Datenkuben von Bildern spektral aufgelöst bekommst. Ich seh dich demnächst in MUSE-Daten von Planetarischen Nebeln wühlen [;)]

Viele Grüße
Caro

Hallo Feri!
Feri deine Version von NGC6302 finde ich echt Klasse,und hab da gleich mal eine Frage an dich und in die große runde. Viele von euch machen ja schon seit Jahren Aufnahmen von Nebeln und Galaxien. Hat jemand von euch
Vergleichsaufnahmen, gerade von Nebeln, in denen man Veränderungen der Struktur sieht. Oder gibt es da vielleicht eine Seite die sich mit Strukturveränderungen in PN's beschäftigt.
Währe für hinweiße sehr Dankbar.

Gruß Samael!

Hallo Samael,

am ehesten kann man die Expansion von abgestoßenen Sternhüllen nachweisen. Wie man zum Beispiel hier (drittes Bild) anhand des Supernovaüberrests M 1 (Krebsnebel) sieht, ist die Bewegung im Laufe von 9 Jahren deutlich erkennbar.

Ansonsten gibt's noch sog. veränderliche Nebel (u.a. den McNeill-Nebel), die ihre Helligkeit verändern. Das bekannteste veränderliche Deep-Sky-Objekt ist wohl V383 Mon. Allerdings expandiert da nichts, auch wenn's so aussieht. Es ist lediglich das Licht (einer stellaren Kollision), dass sich vom Zentralstern ausbreitet und so unterschiedliche Bereiche der Staubhülle ausleuchtet. Deshalb wird dieses Phänomen als Lichtecho bezeichnet.

Hallo Nico!
Vielen Dank für den Hinweiß.
Genau das hab ich gesucht. Das mit den veränderlich Nebel (Helligkeit)kannte ich schon.
Mich Interessieren aber genau dieses Beispiel der Veränderung über mehrere Jahre in der Struktur.
Super Beispiel. Es wundert mich nur das es nicht viel mehr von solchen Vergleichen gibt, da sie doch sehr schön zeigen das
sich da mit der zeit auch etwas tut. Sollte noch jemand einen Vergleich kennen, bitte gebt mir einen hinweiß, wäre echt super!
Danke euch.

Gruß Samael!