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Der Orion-Nebel (M42): Das vielleicht bekannteste Deep Sky-Objekt. (Bild. NASA)
Empfohlene Vorkenntnisse: Was sieht man im Teleskop?
Die unendlichen Weiten des Weltalls bieten eine Fülle hochinteressanter und faszinierender astronomische Objekte. Die Deep Sky-Beobachtung öffnet das Tor in die unendlichen Weiten des Weltalls. Dieser Artikel erklärt die Grundlagen und Voraussetzungen für eine erfolgreiche Beobachtung von Deep Sky-Objekten.
Deep Sky ("Tiefer Himmel") beinhaltet alle astronomischen Objekte, die sich außerhalb unseres Sonnensystems befinden. Hierzu zählen einzelne Sterne, Sternhaufen, Sternentstehungsgebiete, planetarische Nebel, Supernove-Überreste und Galaxien. Die Beobachtung von Asteroiden gehört nicht zur Deep Sky-Beobachtung, obwohl die Technik mit der Beobachtung von Sternfeldern und veränderlichen Sternen grundsätzlich vergleichbar ist.
Die häufig gestellte Frage nach "einem Deep Sky-Teleskop" lässt sich zunächst einfach beantworten: Es gibt kein "Deep Sky-Teleskop" bzw. DAS Deep Sky-Teleskop. Die Palette der Deep Sky-Objekte ist so vielfältig und gegensätzlich, dass man im Prinzip jedes Teleskop auf eine bestimmte Objektgruppe gewinnbringend ansetzen kann. Grundsätzlich lassen sich mit allen Teleskoptypen alle Arten von Himmelsobjekten beobachten. Wie wir weiter unten noch sehen werden, gibt es für Deep Sky, ebenso wie für alle anderen Disziplinen, jedoch geeignete und weniger gut geeignete Teleskope.
Die Deep Sky-Beobachtung beginnt zunächst mit dem bloßen Auge. Das bloße Betrachten des gestirnen Himmels und der Milchstraße gehört bereits in den Bereich der Deep Sky-Beobachtung. Mit dem bloßen Auge lassen sich bereits einige Deep Sky-Objekte beobachten, beispielsweise der berühmte Orionnebel M 42 oder die Andromeda-Galaxie M 31, und nicht zuletzt ist die Milchstraße mit dem bloßen Auge ein eindrucksvolles Deep Sky-Objekt.
Ein Fernglas erweitert den Horizont beträchtlich. Bereits mit einem guten 7*50-Feldstecher kann man zahlreiche Objekte erkennen, und die größten und hellsten von ihnen offenbaren Ansätze von Strukturen und Helligkeitsunterschiede.
Ein astronomisches Teleskop ermöglicht natürlich einen viel tieferen und detaillierteren Blick ins Weltall. Das Teleskop sammelt um ein Vielfaches mehr Licht als ein Fernglas und ermöglicht so die Beobachtung schwächerer Objekte. Die größere Öffnung bringt auch einen Gewinn an Auflösung und Vergrößerungsvermögen. Letzeres ist im Deep Sky-Bereich jedoch nur bedingt und bei bestimmten Objekten sinnvoll.
Wir müssen uns jedoch damit abfinden, dass man im Deep Sky-Bereich mit Ausnahme von farbigen Sternen keine Farben erkennt. Die visuelle Deep Sky-Beobachtung hat nichts mit den farbenprächtigen Fotos gemeinsam, die man im Internet oder in der Literatur findet. Diese Farben sind zwar prinzipiell echt, jedoch sind sie zu schwach, damit sie das Auge als solche erkennen kann. Lediglich die hellsten Deep Sky-Objekte, beispielsweise der Orionnebel, zeigen in sehr großen Amateurteleskopen einen schwachen Ansatz von Farbe, aber wenn dann bräunlich oder grünlich.
Bei der Frage, wie sich Deep Sky-Objekte im Fernrohr visuell zeigen, sollte man sich generell nicht an Fotos, sondern an Zeichnungen orientieren. Der Idealfall ist jedoch, VOR dem Kauf eines Teleskops mit anderen Sternfreunden gemeinsam zu beobachten (beispielsweise an einer Vereins- oder Volkssternwarte oder auf Teleskoptreffen) und sich ein Bild vom realistischen Eindruck von Himmelsobjekten zu machen, wie sie in verschiedenen Teleskopen erscheinen.
Grundsätzlich erscheinen Deep Sky-Objekte nebelig und diffus mit oft nur geringem Kontrast zum Himmelshintergrund. Je nach Strukturierung und Teleskopöffnung zeigen sie mehr der weniger feine Details. Oft sind in Gasnebeln und Galaxien Helligkeitsunterschiede und ggf. Dunkelwolken die einzigen wahrnehmbaren Details. Lediglich Sternhaufen lassen sich visuell mit gängigen Amateurteleskopen gut bis sehr gut auflösen. Offene Sternhaufen zeigen zahlreiche Einzelsterne, und Kugelsternhaufen können mit großer Öffnung oft bis weit ins Zentrum, bei weniger dichten Exemplaren sogar bis ins Zentrum, aufgelöst werden. Allerdings liegt der Reiz in der Deep Sky-Beobachtung oft auch darin, solch weit entfernte Objekte, unabhängig von der Strukturierung, überhaupt beobachten zu können. Nichts desto trotz ist ein detaillierter Anblick mit großer Teleskopöffnung wesentlich eindrucksvoller als in kleineren Geräten.
Diese Tatsache soll jedoch diejenigen Beobachter, für die ein Teleskop mit großer Öffnung nicht in Frage kommt, keinesfalls entmutigen. Auch kleinere Teleskope ermöglichen im Rahmen ihrer Möglichkeiten eindrucksvolle Deep Sky-Beobachtungen. Insbesondere offene Sternhaufen und Doppelsterne sowie helle Gasnebel sind lohnende Objekte. Schwächere Nebel erscheinen jedoch dann in der Regel nur als diffuser Fleck.
Die elementare Eigenschaft eines optischen Systems besteht darin, über die wirksame Öffnung (entspricht dem Objektiv- bzw. Spiegeldurchmesser) Licht zu sammeln. Das ist das A und O der Deep Sky-Beobachtung: Je mehr Licht eine Optik sammelt, umso besser fällt die Beobachtung aus. Je mehr Licht man zur Verfügung hat, umso schwächere Objekte sind erkennbar. Gleichzeitig steigt die Auflösung, und hellere Objekte erscheinen strukturierter. Für Deep Sky sollte ein Teleskop also eine den Rahmenbedingungen (Transportmöglichkeiten, Budget etc.) entsprechende möglichst große Öffnung aufweisen.
Eine "Goldene Regel" der Deep Sky-Astronomie sagt: "Man kaufe das Teleskop mit der größtmöglichen Öffnung, die man sich noch leisten und die man noch sicher tragen und transportieren kann." Im Deep Sky-Bereich ist Öffnung im Prinzip durch nichts zu ersetzen.
Der zweite wichtige Punkt, der in diese Kategorie fällt, ist die Austrittspupille (AP). Sie ist ein Maß für die Lichtmenge, die das Auge bei einer gegebenen Öffnung mit einer bestimmten Vergrößerung erreicht: Je größer die Austrittspupille, umso heller erscheint das Bild im Okular. Die AP errechnet sich aus Optikdurchmesser in Millimeter geteilt durch die Vergrößerung. Hieraus folgt, dass das Bild bei einer vorgegebenen Öffnung mit zunehmender Vergrößerung immer dunkler wird. Die Austrittspupille erkennt man als hellen Kreis, wenn man eine Optik bei Tag gegen den Himmel richtet:
Ein für Deep Sky gut geeignetes Teleskop sollte also eine möglichst große AP ermöglichen. Die größte sinnvolle Austrittspupille beträgt sieben Millimeter. Das entspricht in etwa der maximalen Pupillenöffnung bei dunkeladaptiertem Auge (siehe "Voraussetzungen und Rahmenbedingungen" unten). Eine größere AP würde bedeuten, dass die Pupille den ins Auge fallenden Lichtkegel beschneidet und somit Licht und Teleskopöffnung verschenkt werden würde.
Hierfür besonders geeignete Teleskope sind solche, die ein nicht zu langsames Öffnungsverhältnis aufweisen. Je länger die Brennweite im Verhältnis zur Öffnung ist, umso kleiner sind nämlich die größtmöglichen technisch erreichbaren Austrittspupillen. Zwei Beispiele mit 20-Zentimeter-Teleskopen, also schon recht großer Öffnung, sollen dies verdeutlichen.
Das erste Beispiel sei das weit verbreitete Schmidt-Cassegrain-Teleskop mit 20 Zentimeter Öffnung und 2000 Millimeter Brennweite, also einem Öffnungsverhältnis von f/10. Verwendet man ein Okular mit 50 Millimeter Brennweite, erreicht man eine 40-fache Vergrößerung und eine AP von fünf Millimetern (203 mm / 40 = 5 mm). Das ist zwar subjektiv schon recht groß, aber für ausgedehnte Objekte mit geringer Flächenhelligkeit (siehe nächster Abschnitt "Helligkeiten") benötigt man so viel Bildhelligkeit, wie sie physikalisch machbar ist.
Das zweite Beispiel sei der Standard-Newton-Reflektor mit 203 Millimeter Öffnung und 1200 Millimeter Brennweite, also einem Öffnungsverhältnis von f/6. Ein 40 Millimeter-Okular ergibt hier eine 30-fache Vergrößerung und nach obiger Formel eine Austrittspupille von 6,76 Millimetern, also sehr dicht am perfekten Wert für absolut dunklen Himmel. Trotz gleicher Öffnung ermöglicht dieses Teleskop also ein wesentlich helleres Bild als das Schmidt-Cassegrain. Bei geringen Flächenhelligkeiten kommt das einem Quantensprung an Beobachtungsqualität gleich. Ein Gewinn an Gesichtsfeld durch die schwächere Vergrößerung ist ein Nebeneffekt von unschätzbarem Wert. Bei gleicher Vergrößerung liefern zwei Teleskope mit gleicher Öffnung unabhängig von der Brennweite stets die gleiche AP.
Umgekehrt ergibt sich aus der Formel für die Austrittspupille, dass mit steigender Teleskopöffnung das Bild bei einer gegebenen Vergrößerung heller wird. Das ist vor allem für kleinere, kompakte Objekte wie planetarische Nebel oder kleine Galaxien interessant. Mit einer größeren Öffnung erhält man bei stärkerer Vergrößerung die gleiche Bildhelligkeit, wie mit einer kleineren Öffnung und schwächerer Vergrößerung. Allerdings haben Teleskope mit größerer Öffnung auch eine längere Brennweite, was sich auf das größtmögliche Gesichtsfeld auswirkt. Hier muss jeder Beobachter den für sich geeignetsten Kompromiss finden.
Im Artikel "Teleskope: Optische Grundlagen" finden Sie eine ausführliche Beschreibung der Austrittspupille.
Der dritte Aspekt dieser Kategorie ist das Gesichtsfeld, also der beim Blick durch das Teleskop überschaubare Bereich des Himmels. Es hängt von drei Faktoren ab: Der Brennweite des Teleskops, dem Einsteckdurchmesser des Okularauszuges und dem scheinbaren Gesichtsfeld des Okulars. Letzteres ist der Winkel, den man überblickt, wenn man ohne Teleskop durch ein Okular schaut.
Ein großes Gesichtsfeld bietet viele Vorteile. Zunächst ermöglich ein größeres Gesichtsfeld ein komfortableres Beobachten. Das ist vor allem bei manueller Nachführung, besonders bei den weit verbreiteten Dobson-Teleskopen, von großer Bedeutung. Das Beobachtungsobjekt bleibt länger im Gesichtsfeld des Okulars, und der Teleskoptubus muss nicht ganz so oft nachgeführt werden.
Große Deep Sky-Objekte sind mit einem großen Gesichtsfeld besser zu beobachten. Zahlreiche Objekte sind so weit ausgedehnt, dass man eine auf große Gesichtsfelder optimierte Ausrüstung benötigt, um sie überhaupt komplett zu überblicken. Das ist mitunter sogar nur mit Feldstechern möglich. Auch weniger ausgedehnte Objekte, zum Beispiel offene Sternhaufen und Kugelsternhaufen, treten viel deutlicher und ästhetischer in Erscheinung, wenn sie mit etwas Himmelsumgebung beobachtet werden und nicht das Gesichtsfeld zu sprengen drohen.
Ein weiterer ganz wesentlicher Aspekt in Bezug auf ein großes Gesichtsfeld ist das Aufsuchen und Zentrieren von astronomischen Objekten im Teleskop. Eine schwache Vergrösserung kann abhängig vom Teleskop ein Gesichtsfeld von bis zu vier Grad ermöglichen. Gesichtsfelder von zwei Grad und mehr erleichtern das Aufsuchen und Zentrieren enorm. Auch bei einem nicht 100% exakt justiertem Sucher hat man das Objekt dann in der Regel im Gesichtsfeld.
Besonders beim sog. "Star Hopping", also beim Aufsuchen von Objekten, indem man sich über markante Sternmuster mit Hilfe von Aufsuchkarten an das Zielobjekt heran tastet, ist ein großes Gesichtsfeld von unschätzbarem Wert. Sternfelder und die Position des Zielobjektes lassen sich so viel einfacher finden und identifizieren.
Hier gibt es einen ausführlichen Artikel über das Aufsuchen von astronomischen Objekten.
Die Helligkeit von Deep Sky-Objekten unterliegt extremen Differenzen. Viele sind so lichtschwach, dass sie visuell wenn überhaupt nur mit den größten Amateurteleskopen sichtbar sind. Andere widerum lassen sich wie eingangs erwähnt relativ einfach bis problemlos mit dem bloßen Auge erkennen. Im Endeffekt sind auch die Milchstraße und jeder einzelne Stern Deep Sky-Objekte.
Neben dieser Form der Helligkeit gibt es eine weitere Art der Helligkeit, die sog. Flächenhelligkeit. Die Flächenhelligkeit entscheidet darüber, wie einfach und mit welcher Austrittspupille ein Objekt beobachtbar ist. Sie ist definiert als die abgestrahlte Lichtmenge pro Flächeneinheit am Himmel. Das bedeutet, dass ein Objekt mit der scheinbaren Helligkeit von 4,0 mag für das Auge lichtschwächer erscheinen kann als ein Objekt mit 6,0 mag. Ein Beispiel soll dies veranschaulichen:
Die scheinbare Helligkeit eines Objekts entspricht der des Sterns, den es erzeugen würde, wenn das von ihm abgestrahlte Licht in einem sternförmigen Punkt gebündelt werden würde. Nun nehmen wir eine hypothetische Galaxie mit einer scheinbaren Helligkeit von 4,0 mag und einen hypothetischen planetarischen Nebel mit der scheinbaren Helligkeit von 5,0 mag. Beide Objekte wären als Stern unter dunklem Himmel problemlos mit dem bloßen Auge erkennbar.
Die Galaxie habe einen scheinbaren Durchmesser von einem Grad, also zwei Vollmonddurchmessern. Der planetarische Nebel habe den scheinbaren Durchmesser des Planeten Jupiter, also etwa 40 Bogensekunden ( = 0,02 Vollmonddurchmesser). Das Licht der noch relativ hellen Galaxie ist über eine große Fläche verteilt, so dass pro Flächeneinheit sehr wenig Licht abgestrahlt wird. Sie erscheint sehr lichtschwach. Das Licht des planetarischen Nebels ist auf eine relativ kleine, für das bloße Auge noch punktförmige Fläche verteilt. Dennoch wird pro Flächeneinheit mehr Licht abgestrahlt als bei der Galaxie. Der Nebel ist im Teleskop einfacher zu finden, da er auf der kleinen Fläche heller erscheint. Für die Galaxie würde, um eine gute Bildhelligkeit zu erhalten, eine wesentlich größere Austrittspupille benötigt werden als für den planetarischen Nebel.
Man kann sich diesen Sachverhalt anhand eines Experiments verdeutlichen: Ein schwacher Stern, der mit dem benutzten Teleskop eben noch erkennbar ist, wird im Fernglas oder Teleskop zunächst exakt fokussiert. Nun wird er langsam schrittweise unscharf gestellt. Je größer dieser sog. Zerstreuungskreis wird, umso schwerer ist der Stern noch zu erkennen. Die absolute Lichtmenge, die das Auge von dem Stern erreicht, bleibt jedoch die gleiche. Verdoppeln wir die Größe des Zerstreuungskreises, merken wir, dass von der Fläche, die der das Kreises vor der Verdoppelung entspricht, weniger Licht ankommt als vorher. Das ist die geringere Flächenhelligkeit.
Man kann jedoch nicht pauschalisieren, dass bestimmte Objektkategorien, beispielsweise Galaxien oder Gasnebel, bestimmte Flächenhelligkeiten aufweisen. Jede Objektklasse beinhaltet Objekte mit hoher und geringer Flächenhelligkeit. Die Flächenhelligkeit kann sogar innerhalb eines Deep Sky-Objekts von Detail zu Detail schwanken. Oft ist das Zentrum beispielsweise wesentlich heller als die Randpartien.
Dunkler Himmel ist die Grundvoraussetzung für erfolgreiche Deep Sky-Beobachtungen. Streulicht durch Gebäude, Straßenlaternen, Straßenverkehr etc. hellen den Nachthimmel auf, und lichtschwache Objekte werden überstrahlt. Die Stärke dieser Überstrahlung hängt von der Stärke des Streulichts ab. Das Spektrum der hieraus resultierenden "Lichtverschmutzung" reicht von einem "noch guten" bis zu einem völlig unbrauchbarem Nachthimmel über Städten, in denen man im Extremfall nur die hellsten Sterne und Planeten erkennt.
Bereits der Mond erzeugt so viel Störlicht, dass er bei Astronomen zur Lichtverschmutzung zählt. Der Halbmond erzeugt schon so viel Licht, dass schwache Nebel und Galaxien überstrahlt werden. Deep Sky-Beobachtungen sollten aus diesem Grund in Zeiten gelegt werden, zu denen sich der Mond unter dem Horizont befindet.
Auch der aufgehellte Himmel besitzt eine Flächenhelligkeit. Bei genauem Hinsehen erkennt man, dass ein stark lichtverschmutzter Himmel nicht schwarz, sondern je nach Ursache der Lichtverschmutzung bläulich oder grünlich-grau erscheint. Hiervon hängt unmittelbar ab, wie hell die schwächsten noch beobachtbaren Objekte sind. Es werden all jene Himmelsobjekte überstrahlt, deren Flächenhelligkeit geringer als die die des Himmelshintergrundes ist. Lichtverschmutzung hat also auch einen Kontrastverlust des Objekts gegenüber dem Himmelshintergrund zur Folge.
Nebulöse Objekte sind von der Lichtverschmutzung generell stärker betroffen als offene Sternhaufen und Sterne. So lassen sich Doppelsterne und offene Sterhaufen auch unter Stadtbedingungen zumindest außerhalb der Stadtzentren mit entsprechenden Teleskopen durchaus eindrucksvoll beobachten. Für lichtschwache Galaxien ist man jedoch in aller Regel gezwungen, einen Beobachtungsplatz mit möglichst dunklem Himmel aufzusuchen. Gasnebel können mit entsprechenden Interferenzfiltern (siehe unten) auch bei lichtverschmutztem Himmel gut beobachtet werden.
In diesem Zusammenhang sei auf eine für die visuelle Deep Sky-Beobachtung elementare Grundregel hingewiesen. Die maximale Größe der Austrittspupille (siehe oben) in Millimeter sollte grundsätzlich nicht größer gewählt werden als die visuelle stellare Grenzgröße in mag. Haben beispielsweise die schwächsten eben noch mit bloßem Auge im Zenit erkennbaren Sterne eine Helligkeit von 5,0 mag, so sollte die Austrittspupille nicht größer als fünf Millimeter sein. Ansonsten nimmt die Hintergrundhelligkeit des Himmels zu, und schwächere Objekte werden überstrahlt. Diese von Günther Mootz empirisch ermittelte Regel hat sich vielfach bewährt.
Eine häufig gestellte Frage ist die, ob man Lichtverschmutzung durch ein entsprechendes Plus an Öffnung kompensieren kann. Da unter gegebenen Bedingungen die Leistung eines Teleskops grundsätzlich von der Öffnung abhängt, ist dies prinzipiell möglich. Unabhängig von der Lichtverschmutzung zeigt beispielsweise ein Fernglas generell mehr Sterne, als man mit dem bloßen Auge erkennt.
Im Endeffekt ist und bleibt jedoch ein möglichst dunkler Himmel die Grundvoraussetzung für gute Deep Sky-Beobachtungen: Beispielsweise zeigt ein Spiegelteleskop mit 50 Zentimeter Öffnung unter mäßig gutem Stadtrandhimmel die gleichen Objekte und Details, wie sie ein Acht- bis Zehnzöller unter perfekt dunklem Himmel darstellt. Nicht umsonst stehen die großen wissenschaftlichen Observatorien ausgerechnet an den abgelegendsten Plätzen der Erde.
Die Dunkeladaption ist vom Beobachtungsplatz unabhängig und muss vom Beobachter selbst durchgeführt werden. Sie ist Grundvoraussetzung für eine erfolgreiche Deep Sky- Beobachtung. Durch die Dunkeladaption wird eine Beobachtung schwächster Objekte überhaupt erst möglich. Sie ist ein Anpassungsprozess des menschlichen Auges:
Die Pupillenöffnung variiert mit der in das Auge einfallenden Lichtmenge. Bei Tageslicht ist sie etwa ein bis zwei Millimeter geöffnet. Kommt man von einem dunklen Raum in volles Tageslicht, ist man zunächst für ein paar Sekunden geblendet. In dieser Zeit verringert sich die Öffnung der Iris, die Pupille wird gewissermaßen abgeblendet, bis eine optimale Lichtmenge in das Auge fällt.
Beim Wechsel von einem hellen Raum in (fast) absolute Dunkelheit tritt der umgekehrte Prozess ein: Die Iris weitet sich bis auf maximal sieben Millimeter, damit das Auge mehr Licht erhält, so dass die Orientierung im Dunkeln leichter fällt. Diese Anpassung an die Dunkelheit dauert jedoch ca. 30 Minuten. Ihnen wird auffallen, dass man in einer mondlosen Nacht innerhalb der ersten halben Stunde immer mehr Sterne erkennt.
Während und nach der Dunkeladaption darf man nicht in die Richtung von hellen Lampen schauen. Dann öffnet sich die Pupille binnen weniger Sekunden, und der Prozess geht von vorne los. Aus diesem Grund werden zur Orientierung bei astronomischen Beobachtungen ausschließlich rote Taschenlampen verwendet. Sie beeinflussen die Dunkeladaption nicht, solange sie nicht blenden.
Wie jede Tätigkeit erfordert auch die astronomische Beobachtung Übung und Geduld. Das Auge muss auf astronomisches Sehen trainiert werden. Astronomische Beobachtungen sind aufgrund der Lichtschwäche der Deep Sky-Objekte für das Auge eine wesentlich anspruchsvollere Aufgabe als alltägliches Sehen, die es erst erlernen muss. Ein erfahrener Amateurastronom wird beispielsweise mit einem 15-Zentimeter-Teleskop mehr Details und schwache Objekte erkennen, als es ein Neueinsteiger bei seiner allerersten Beobachtung mit einer 20-Zentimeter-Optik tut.
Übung bedarf also nicht nur das Auffinden von Objekten, sondern auch die Beobachtung selbst. Mit jeder Beobachtungssitzung wird man mehr Details und schwache Objekte erkennen.
Filter für Deep Sky-Beobachtung dienen dazu, das Licht bestimmter Wellenlängenbereiche zu blockieren, so dass nur die Wellenlängen, die von den Objekten abgestrahlt (emittiert) werden, das Auge erreichen. Auf diesem Wege kann man bei einigen Objektklassen trotz Lichtverschmutzung sehr gute Resultate erzielen. Für uns sind insbesondere zwei Filter von Interesse: der UHC- und der O III-Filter (sprich: "O drei").
Der UHC-Filter dämpft vor allem das Licht der Quecksilber- und Natriumdampflampen und das Airglow, jedoch auch das Licht anderer Wellenlängen. Die H-beta und O III-Wellenlängen passieren den Filter. Das Ergebnis ist eine Kontraststeigerung von Gasnebeln, die primär in diesen Wellenlängen leuchten, also Emissionsnebel, Supernova-Überreste und Planetarische Nebel. Das Licht der Sterne wird jedoch abgeschwächt, da das von ihnen ausgestrahlte Licht teilweise Wellenlängen aufweist, die absorbiert werden. Bei Galaxien, Offenen Sternhaufen und Kugelsternhaufen bringt der Filter aus dem gleichen Grund keinen Gewinn.
Der O III-Filter ist ein Spezialfilter für Objekte, die im O III-Licht strahlen, also Planetarische Nebel und Supernova-Überreste. Die Funktionsweise ist prinzipiell mit der des UHC identisch. Jedoch erscheinen die O III-Objekte kontrastreicher, der der vom Filter passierte Wellenlängenbereich noch enger ist als beim UHC. Solche Filter bringen sowohl bei der visuellen Beobachtung als auch bei der Fotografie von Deep Sky-Objekten aus der Stadt heraus beachtliche Ergebnisse.
Dieser Schritt kann bei der Deep Sky-Beobachtung beachtliche Verbesserungen bewirken. Hierfür ist es jedoch in den meisten Fällen erforderlich, das Teleskop mehr oder weniger komplett zu zerlegen und auch danach von Grund auf neu zu justieren. Die Optimierung eines Teleskops wird deshalb nur erfahrenen Nutzern angeraten.
Für Deep Sky ist in erster Linie eine Optimierung des Teleskops in Hinblick auf die Kontrastleistung von Bedeutung. Nebulöse Objekte sind von Natur aus sehr kontrastarm und heben sich oft nur sehr schwach vom Himmelshintergrund ab. Aus diesem Grund ist eine möglichst hohe Kontrastleistung des Teleskops wünschenswert. Eine kontrast-orientierte Optimierung des Teleskops kann einen beachtlichen Sprung in der Bildqualität bedeuten.
Die einfachste und gleichzeitig eine effektive Optimierung ist das Anbringen einer Taukappe an der Teleskopöffnung. Diese lässt einen Großteil des Streulichts gar nicht erst in den Tubus gelangen. Eine Taukappe muss einerseits eine Mindestlänge aufweisen, damit sie wirksam ist, andererseits darf sie nicht zu lang sein, da sie die Öffnung ansonsten abschattet (vignettiert). Hier hilft oft nur experimentieren.
Die folgenden Optimierungsmaßnahmen machen eine mehr oder weniger umfangreiche Zerlegung des Teleskops erforderlich. Sie gelten grundsätzlich für alle Teleskoptypen, sind jedoch technisch am einfachsten an Newton-Reflektoren vorzunehmen.
Die hierbei einfachste und gleichzeitig bereits effektive Optimierung ist das Überstreichen aller reflektierenden Bauteile (z.B. Schrauben) mit mattschwarzem Lack. Hierbei empfiehlt sich schwarzer Schultafellack. Bereits kleine reflektierende Stellen bewirken einen merklichen Kontrastverlust durch Streulicht.
Die Innenwand des Tubus und ggf. von Okularauszug und Streulichtblenden (bei katadioptrischen Teleskopen) bewirken oft Streulicht, da sie meistens nur unzureichend geschwärzt sind. Eine sehr wirkungsvolle Gegenmaßnahme ist hier die Auskleidung des Tubus mit schwarzem Velours aus dem Baumarkt. Dies schluckt Streulicht wirksamer als jedes andere Material. Möchte man hierfür nicht das ganze Teleskop zerlegen, bringt es im Fall von Newtons auch schon einen enormen Gewinn, wenn man den Bereich gegenüber des Okularauszugs mit Velours auskleidet. Eine Alternative besteht darin, den Tubus innen mir Rauhfaser-Lack zu lackieren. Dieser enthält ähnlich einer Rauhfaser-Tapete Fasern, die eine raue Oberfläche erzeugen. Diese unterdrückt auch Streulicht, aber nicht ganz so wirksam wie Velours.
Weiterführende Artikel:
Teleskope: Optische Grundlagen;
Visuelle Beobachtungstechniken;
Aufsuchen von astronomischen Objekten
