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Hβ-Filter

Lichtverschmutzungsfilter (oder Nebelfilter) können die Abbildung schwacher Nebel verbessern, wenn in einer Licht-verschmutzten Region beobachtet wird und sind somit für jeden Großstadtgebundenen Astronom eine Hilfe. Der Filter eliminiert die ungewünschten Wellenlängen durch Interferenz. Die üblicherweise genutzten Filter lassen gezielt nur die Wellenlängen durch, die von den Zielobjekten emittiert werden – so auch der H-Beta-Filter.

Der H-Beta-Filter ist ein Interferenzfilter zur Beobachtung von Nebeln. Der Filter steigert den Kontrast zwischen Objekten, die in der Emissionslinie H-beta strahlen, und dem Himmelshintergrund. Insbesondere werden die Emissionslinien künstlicher Beleuchtungen (Quecksilber (Hg) und Natrium (Na)) vollständig unterdrückt.

Jedoch ist dieser Filter schon sehr speziell und es gibt nicht viele Objekte, die bei der visuellen Beobachung auf den Filter deutlich "ansprechen". Mit einem UHC- und einem [OIII]-Filter im Zubehörkoffer hat man schon die meisten Objekte abgedeckt.

Die Hβ-Linie

Befinden sich in der Umgebung einer Gaswolke heiße Sterne, zum Beispiel junge O-Sterne in Sternentstehungsgebie- ten, so können sie mit ihrer 'harten' Strahlung dieses Gas anregen oder ioni- sieren. Sehr intensive UV-Strahlung kata- pultiert die gebundenen Elektronen in einem Atom auf ein höheres Energie- niveau (Absorption). Fällt das Elektron wieder zurück auf die ursprüngliche Schale, dann wird ein Photon emittiert, dessen Energie genau der Energie- differenz der beiden Niveaus entspricht (Emission).

Da die Elektronen in einem Atom auf diskreten Niveaus sitzen, können nur Photonen mit ganz bestimmten Wellen- längen emittiert werden (Emissionslinien). Der Übergang eines Elektrons im Wasserstoff-Atom von der M-Schale auf die L-Schale (n=3->2) ist die bekannte Hα-Linie. Die Hβ-Linie wird bei einem Übergang von der N-Schale auf die L-Schale (n=4->2) beobachtet. Beide Linien gehören zur Balmer-Serie. Die Energiedifferenz ist größer als bei der H-Alpha-Linie (656,2 nm) und damit hat die Hβ-Linie eine kürzere Wellenlänge (486,1 nm) - die Farbe des Lichts ist Blaugrün.

Die Zentralsterne von planetarischen Nebeln (Bild links: Ringnebel Messier 57) besitzen eine sehr hohe Oberflächentemperatur, daher emittieren sie besonders stark im UV-Bereich. Aus diesem Grund sind hier hohe Anregungsniveaus und Ionisationszustände noch häufiger als bei Sternentstehungsgebieten.

Der Ringnebel M57 strahlt zum Beispiel intensiv in den [OIII]-Linien (495,9 nm und 500,7 nm, grünblau) und in der H-Alpha-Linie (656,2 nm, rot).

Objekte die gut auf den Hβ-Filter ansprechen
Hier eine kleine Liste der interessantesten Objekte, die mit dem H-Beta-Filter gut zu beobachten sind: