40. Woche - HS 240, eine HII-Region im Schwan
Das heutige AdW zeigt die HII-Region HS 240. Das Bildfeld misst 189' x 126', Norden liegt links, Osten unten. HS 240 ist unter den Amateuren wohl besser bekannt als Sh 2-119. Zu Unrecht, denn V.F. Hase und G.A. Shajn, Astronomen des Krim-Observatoriums, hatten ihren Nebel Nr. 240 bereits in den frühen 1950er Jahren katalogisiert und ihren Nebelkatalog 1955 publiziert (Hase & Shajn, Izv. Krymsk. astrofiz. Obs. 15, 11). Das war vier Jahre eher als Steward Sharpless, der erst 1959 in seinem zweiten Katalog der HII-Regionen auf das Objekt Nr. 119 aufmerksam machte. HS 240 liegt etwa 3,3° östlich des Nordamerika-Nebels. Sein Aussehen gleicht einer Blase, was dann auch in früheren Zeiten genau so angenommen wurde. Man schätzte ihn ähnlich ein wie den Bubble-Nebel (Lozinskaya, Astrophys. Space Sci. 87, 313, 1982). Ausführliche Untersuchungen zeigten jedoch spätestens 1989 (Wisotzki & Wendker, Astron. & Astrophys. 221, 311-320), dass in HS 240 keine gleichförmige Expansion wie in einer Blase vorliegt. Vielmehr sind chaotische Bewegungen messbar. Deshalb sollte auch eher von einer rundlichen HII-Region nach Art einer klassischen Strömgren-Sphäre gesprochen werden. Indiz dafür ist auch das Vorhandensein von zentralem Staub, der ja in einer Blase nicht vorkäme.
Der heißeste Stern in HS 240 ist 68 Cygni (HD 203064), Spektraltyp O7,5III. Seine Helligkeiten sind B = 4,99 mag und V = 5,00 mag, d.h. der Farbindex B-V = -0,01 mag bedeutet (eigentlich) ein kräftiges Blau. 68 Cygni entstammt wahrscheinlich nicht dem Sternbild Schwan selbst, sondern ist vermutlich ein "runaway star", was man am besten mit "Weglaufstern" übersetzen kann. Er stammt vermutlich aus dem Sternbild Cepheus (Blaauw, Bull. Astron. Inst. Netherlands 15, 265, 1961) und durchstößt derzeit mit 49 km/s eine bereits vorhandene Wasserstoffwolke. Dabei regt er sie zur Emission an, d.h. der Stern hat dieses Wasserstoffgas nicht selbst ausgestoßen, wie es der Zentralstern des Bubble-Nebels mit seinen heißen Sternwinden macht. Als Entfernung wird in der Astronomie ein Wert zwischen 720 und 880 kpc angenommen (das sind dann im Mittel 2600 Lj). Bei einer Ausdehnung von 2,3° entspricht das einem wahren Durchmesser von gut 100 Lj. Die HII-Region ist nur gering angeregt, d.h. die Emissionslinien Hα, [NII] und [SII] überwiegen deutlich. Kein Astrofotograf sollte auf die Idee kommen, hier einen [OIII]-Filter einzusetzen ...
Michael Hoppe, Mitglied der Fachgruppe Astrofotografie, nahm dieses Motiv am 22. Mai 2017 auf der Kanareninsel La Palma auf. Als Optik kam ein Apochromat von 107 mm Öffnung und 700 mm Brennweite zum Einsatz (Marke TS). Ein 0,75-facher Fokalreduktor von Riccardi verkürzte die Brennweite auf 525 mm. Die Kamera war eine astro-modifizierte Canon EOS 6 D. Bei ISO 800 wurde 18 x 10 min belichtet. Was schon einmal vorweggenommen werden soll vor dem technischen Kommentar: Das Objekt ist sicher keines der Standardobjekte, insofern sehr schön! Was aber aus den Aufnahmedaten sicher noch besser herausgearbeitet werden könnte, sind die Sternfarben. Der Unterschied zwischen den krassen Spektraltypen O und K (blau und orange) kommt hier doch ziemlich blass heraus. Dies ist nicht neu bei der Benutzung von DSLR-Kameras. Die vielen Milchstraßensterne tendieren eher in Richtung grünlich. Gerade beim Zentralstern 68 Cygni ist nur ein schwachblauer Saum vorhanden, der Stern ist als Spektraltyp O nur zu erkennen, wenn man darüber Bescheid weiß. Auch wenn ich selbst kein Freund der "aufgedrehten Farbsättigung" bin: hier wäre ein wenig mehr Farbe schon wünschenswert (weil real) gewesen.
Text zum Objekt und den Aufnahmedaten: Peter Riepe
Der hier gezeigte Emissionsnebel ist im Vergleich zu seinem prominenten Nachbarn recht lichtschwach. Nicht selten sieht man darum langbelichtete Hα-Aufnahmen von Sh2-119.
Schaut man sich das Bild einmal genauer an, stellt man eine Vignettierung fest. Die Ecken des Bildes sind deutlich dunkler, auch der untere Bildrand ist gleichmäßig abgedunkelt. Das ist ein typischer Efekt der hier verwendeten Canon 6D, deren Spiegelkasten für diese Abschattung sorgt. Laut Aussage des Bildautors Michael Hoppe wurde zwar eine Serie von 16 Flatfields verwendet, er räumt aber ein, dass möglicherweise etwas bei der Korrektur schiefgelaufen sein könnte. Flatfields können die Qualität eines Bildes dramatisch verbessern. Zum einen dienen sie ja dazu, Abschattungen durch Staub auf den optischen Elementen (sogenannte Dustdonuts) zu eliminieren, zum anderen korrigieren sie die optische Vignettierung eines Teleskops. Aber Flatfields können noch mehr. Die Pixel eines Kamerachips sind nicht durchgehend gleich empfindlich, es gibt feine Empfindlichkeitsunterschiede von Pixel zu Pixel. Ein Flatfield (eine völlig gleichmäßige Beleuchtung vorausgesetzt) stellt sehr genau eine Karte dieser Empfindlichkeitsschwankungen dar. In der Bildbearbeitung können all die genannten Effekte mit einem Flatfield ausgeglichen werden. Gerade bei flächigen Strukturen, wie es in diesem Bild der Fall ist, sieht man nach der Flatfieldkorrektur deutlich, wie sich der Nebel besser vor dem gleichmäßigen Hintergrund abhebt. Flatfields zu erstellen ist im Bereich der Amateurteleskope heutzutage so einfach wie nie zu vor. Zwar sind die dafür beworbenen Elektrolumineszenzfolien (Kurz EL-Folien) relativ teuer, aber absolut zuverlässig. Das Erstellen eines Flatfields wird damit zum Kinderspiel und dauert nur wenige Minuten.
Das Bild von Michael Hoppe zeigt sehr schön das Miteinander von Hα-Emission und Dunkelnebeln, die sich wie zarte Schleier über das Bild legen. Diese feine Farbdifferenzierung ist nur durch das RGB-Verfahren sichtbar zu machen. Auch wenn ein Hα-Filter den Emissionsnebel sicher kontrastreicher dargestellt hätte, so wäre er nicht in der Lage, die braune Farbe der Dunkelnebel im Bild zu verstärken. Darum kann man Michael Hoppe zu diesem gelungenen Bild gratulieren.
Kommentar zum Bild: Frank Sackenheim
Koordinaten von 68 Cygni (J2000):
RA = 21 h 18 min 27 s, DE = +43° 56' 45''
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