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Nebelfilter – Welcher Filter wofür?
Verwendungszwecke, Paradeobjekte und Gegenbeispiele

Wer sich beim Kauf eines Teleskopes über notwendiges oder interessantes Zubehör informiert, der stößt nach einiger Zeit unbedingt auch auf den Begriff „Nebelfilter“. Ein Nebelfilter soll vor allem bei der Beobachtung von Deepsky-Objekten helfen und gegen das störende Streulicht der Stadt wirken. So verspricht es die Werbung und bietet dem Sternfreund eine Fülle von Nebelfiltern mit den unterschiedlichsten Bezeichnungen, von denen der angehende Sternfreund erst mal nur einen  furchtbaren „Buchstabensalat“ wahrnimmt. Was hat es mit diesen Nebelfiltern auf sich, und was ist von den wohlklingenden Werbeaussagen zu halten?

Was können die einzelnen Filtertypen leisten?
Es ist eigentlich recht einfach zu verstehen, wie Nebelfilter funktionieren. Das “Geheimnis” ist weniger der Filter als das vom Nebel ausgesendete Licht. Schauen wir uns zunächst mal normales, weißes Licht an, das in seine Regenbogenfarben zerlegt wurde:


Das weiße Licht der Sonne, eines Sterns, einer Glühlampe oder einer weißen Leuchtdiode zeigt alle Regenbogenfarben

Dieser “Farbstreifen” nennt sich auch “Spektrum”. Ein Spektrum in dem alle Regenbogenfarben enthalten sind heißt “kontinuierliches Spektrum”. Eine Glühlampe sendet ein solches Spektrum aus, allerdings sind im Spektrum der Glühlampe die blauen und violetten Teile etwas schwächer, daher wirkt das Licht einer Glühlampe gelblich. Was diese Grafik nicht zeigt, sind einige dunkle Linien, die das echte Sonnenspektrum zeigen würde. Wer mehr darüber erfahren möchte, kann hier nachlesen. Die Sonne ist ein Stern und so findet man ein solches Spektrum auch bei Sternen, sowie Sternhaufen und Galaxien, die ja ebenfalls aus Sternen bestehen.
Interessant ist nun der Vergleich mit dem Spektrum eines sogenannten Emissionsnebels. Planetarische Nebel wie der Hantelnebel gehören zu den Emissionsnebeln. Erzeugt man das Spektrum eines solchen Nebels, so findet man ein völlig anderes Bild:


Diskretes Spektrum eines planetarischen Nebels.
Diskrete Spektren findet man auch bei Neonröhren, Energiesparlampen, Quecksilber- oder Natriumdampf-Lampen

Das Spektrum eines Emissionsnebels enthält nämlich nicht alle Farben, sondern nur ein paar wenige Farben, die dünn wie Linien erscheinen. Es sind Emissionslinien von zum Leuchten angeregten Gasatomen des Nebels. Man nennt ein solches Spektrum auch ein diskretes Spektrum. Auch in Neonröhren oder Quecksilberdampflampen wird Gas zum Leuchten angeregt. Diese Lampen zeigen ebenfalls ein diskretes Spektrum. Je nach den Atomen aus dem das Gas besteht, entstehen unterschiedliche Linien, an denen sich die Atome wie durch einen Fingerabdruck erkennen lassen. In einer Neonröhre oder Energiesparlampe werden verschiedene Gase so geschickt gemischt, dass die einzelnen Linien “zusammengemischt” für den Menschen als weißes Licht erscheinen. Bei einem Emissionsnebel im Weltall gibt es eine solche Mischung natürlich nicht, und dadurch entstehen auf lang belichteten Fotos die kräftigen Farben dieser Nebel. Vor allem Rot, Grün und Blaugrün sind häufig vertreten. Bei der visuellen Beobachtung sind aber die Nebel selbst im Teleskop so schwach, dass man die Farben nicht erkennen kann. Nachts sind alle Katzen grau, und das gilt auch für die allermeisten Nebel, selbst in sehr großen Teleskopen. Nur sehr wenige Nebel sind so hell, dass in großen Teleskopen schwache Farben (vor allem grün) erkannt werden können.
Wer verstehen will, wie Emissionslinien entstehen, sollte diesen
Artikel über Licht und seine Eigenschaften lesen.


Leuchtstoffröhren, Energiespar- und Metalldampflampen zeigen die Spektrallienien der Atome im Innern der Lampe.

Das störende Streulicht von Städten, Straßenlaternen und Autoverkehr ist eine kräftige Mischung aus dem kontinuierlichen Spektrum von Glühbirnen und einem “Salat” von Linien der verschiedensten Sorten von Neonröhren, Energiesparlampen und Straßenlampen wie vor allem Quecksilberdampf-, und Natriumdampf-Lampen. Besonders Natriumdampf-Lampen sind leicht an ihrem satt gelben (Niederdruck) oder gelbweissen Licht (Hochdruck) erkennbar. Quecksilberdampflampen erkennt man in der Aufheizphase kurz nach dem Einschalten der Straßenbeleuchtung an einem purpurroten Farbton.
Streulicht hat also ein kontinuierliches Spektrum, das nicht sehr gleichmässig ist. Das Licht eines astronomischen Emissionsnebels geht darin unter:


Bei starkem Streulicht kommen die Spektrallinien von Emissionsnebeln nicht gegen das Störlicht an.
Der Nebel geht darin unter.

Die folgende Grafik veranschaulicht nun das Wirkprinzip von Nebelfiltern. Gezeigt ist der Hantelnebel M 27, der ein planetarischer Nebel ist und damit zu den Emissionsnebeln gehört. Sein Spektrum ist kein “Regenbogen” sondern aus einzelnen Emissionslinien, zusammengesetzt. Manche Linien sind kräftig, andere schwächer. Planetarische Nebel leuchten besonders kräftig im Licht der [OIII]-Doppellinie (blaugrün) und im Licht der roten H-Alpha- und NII-Linien. Die schwächere H-Beta-Linie ist links neben der [OIII]-Doppellinie erkennbar. Die Buchstaben lassen schon erraten, welche Atome für das Leuchten verantwortlich sind. H steht für Wasserstoff, O für Sauerstoff und N für Stickstoff.
Das Bild zeigt zunächst links, wie der Hantelnebel im Teleskop unter optimalen Bedingungen “im Weltall” aussehen würde. Da der Nebel ziemlich schwach leuchtet, kann das Auge die Farben nicht wahrnehmen, der Nebel erscheint grau, eventuell leicht grünlich.
Das nächste Bild zeigt den Anblick aus einer kleineren Stadt heraus: Der Nebel “ertrinkt” im störenden Licht, das den Himmel über der Stadt aufhellt.
Ein UHC-Filter rückt diesem Streulicht nun zuleibe, indem er die wichstigsten Nebellinien (wie oben genannt) passieren lässt, und alle anderen Farben blockiert. Dadurch wird ein großer Teil des Streulichts ausgefiltert und das Licht des Nebels kann sich besser “durchsetzen”. Man bemerkt aber bereits, dass die Sterne nicht mehr so brilliant wirken, da ein großer Teil des Sternenlichts ebenfalls blockiert wird.
Das Bild ganz rechts zeigt schließlich die Wirkung eines [OIII]-Filters. Hier wird nur das Licht der [OIII]-Dopellinie durchgelassen und das Streulicht noch stärker unterdrückt. Nur noch der kleine Teil des Streulichts, der dieselbe Farbe wie die [OIII]-Linien hat, kommt durch. Der Nebel hebt sich nun viel deutlicher vom Himmelshintergrund ab, aber im Bild sind kaum noch Sterne zu sehen.


Ein planetarischer Nebel wie der Hantelnebel (M 27) ist ein ideales Objekt für Nebelfilter.
UHC- und [OIII]-Filter lassen Nebellinien durch und blockieren andere Farben.

Man erkennt sehr schön, wie ein Nebelfilter den Himmelshintergrund aus Störlicht abdunkelt, dabei aber auch viel Licht von Sternen verschluckt. Man kann sich leicht denken, dass aus diesem Grunde Nebelfilter zur Beobachtung von Sternhaufen nicht sinnvoll sind. Nur die Breitbandfilter können, wie gleich erklärt wird, unter günstigen Bedingungen eine schwache Wirkung erzielen.
Während bei Reflexionsnebeln der Name schon aussagt, dass diese das Licht naher Sterne reflektieren, übersieht man leicht, dass Galaxien ebenfalls aus Sternen bestehen. Ihre ungeheure Sternenzahl erscheint uns wegen der gewaltigen Entfernungen aber nur wolkenhaft. Trotzdem gilt auch hier, dass Nebelfilter keine guten Eigenschaften haben. Das folgende Bild soll dies anhand der Andromedagalaxie (M 31) demonstrieren:


Bei der Beobachtung von Galaxien und Sternhaufen helfen Nebelfilter fast gar nicht.

Das Wirkprinzip eines Nebelfilters ist also vereinfacht gesagt, nur diejenigen Lichtfarben (oder Wellenlängen) zum Auge oder zur Kamera durchzulassen, die von einem Emsissionsnebel ausgesendet werden. Die wichtigste Linie für visuelle Beobachtung ist dabei die [OIII]-Linie, eine enge Dopelllinie des Sauerstoffs bei 495,9 und 500,7 nm in Blaugrün. Diese Doppellinie ist deshalb so interessant, weil das an die Dunkelheit gewöhnte Auge die beste Lichtempfindlichkeit bei etwa 510nm Wellenlänge hat. An zweiter Stelle steht die türkisblaue H-Beta-Linie des Wasserstoffs. Mit 486,1nm liegt sie schon nicht mehr so nahe beim Empfindlichkeitsmaximum des Auges und bei den meisten Nebeln ist sie auch nicht so kräftig wie die [OIII]-Linie. Fotografisch interessant sind weiterhin noch einige rote Linien. An erster Stelle die H-Alpha-Linie, ebenfalls von Wasserstoffatomen ausgesendet bei 656,3nm, dann die [SII]-Doppellinie bei 671,7nm und 673,1nm, die beiden [NII] Stickstofflinien mit 654,8nm und 658,4nm und die [OI]-Linien bei 630,0nm und 636,4nm. Alle diese Linien sind rot oder tiefrot und somit für das dunkeladaptierte Auge kaum mehr wahrnehmbar. Für die visuelle Beobachtung spielen sie daher praktisch keine Rolle, bei der Fotografie aber bewirken diese Linien die knalligen, purpurnen Farbtöne vieler Nebelregionen.

Je nach Beobachtungsobjekt und je nach Beobachtungsbedingungen empfehlen sich nun unterschiedliche Filtertypen, die sich hauptsächlich darin unterscheiden, wie “breit” ihre Durchlassfenster im Spektrum sind. Wird man von sehr starkem Streulicht gestört, so sollte das Durchlassfenster des Filters möglichst eng sein, weil ein Filter mit breiterem Fenster das Streulicht nicht stark genug unterdrückt. Hat man ohnehin schon einen guten Himmel, so könnte hingegen ein Filter mit engem Durchlass zuviel des Guten tun und das Bild unnötig dunkel machen, bzw. zu viele Sterne ausblenden. Je nach Objekt und Beobachtungsbedingungen kann man daher aus drei Filterklassen wählen: Breitbandfilter, Schmalbandfilter und Linienfilter.


Mit einer Digitalkamera aufgenommene “Spektren” verschiedener Filter.
Die verschiedenen Filterklassen lassen unterschiedlich breite “Fenster” des Farbspektrums passieren.

Breitbandfilter (Deepsky, Breitband, LPR, LPB, CLS, CLR, IDAS...)
Die verwirrendste Namensvielfalt findet man unter den Breitbandfiltern. Hier lässt sich jeder Hersteller seinen eigenen, klingenden Namen einfallen.
Der klassische Vertreter dieser Klasse ist der Lumicon Deepsky. Derweil findet man Filternamen wie Light Pollution Blocker (LPB), Light Pullution Reducer (LPR), Minus Citylight (CLS), CLR, Broadband Nebular, IDAS oder Skyglow. Beim letzgenannten gibt es übrigens eine Namensüberschneidung zweier Hersteller, nämlich Orion und Baader. Der Baader Skyglow wird nicht zu den Breitband-Filtern gerechnet, sondern meist als „Violett Multiband-Filter“ bezeichnet. Er ist zumindest in seiner Wirkung einem normalen Farbfilter ähnlicher als einem Nebelfilter.
Breitbandfilter haben eine eher moderate Wirkung: Sie filtern diejenigen Farben aus, die am stärksten von Streulicht betroffen sind, also Gelbgrün, Gelb und Orange, sowie Blau und Violett. Der dennoch recht breite Durchlassbereich lässt viel Streulicht passieren. Hinzu kommt, dass das menschliche Auge am empfindlichsten für grünes Licht ist, sobald es sich an die Dunkelheit gewöhnt hat. Blaues, gelbes und rotes Licht wird nur noch sehr schlecht wahrgenommen. Daher wirken die Breitbandfilter bei visueller Verwendung wesentlich schwächer, als bei fotografischem Einsatz, weil die ausgeblendeten Farbbereiche für das dunkeladaptierte Auge weniger Bedeutung haben, als für eine auf Tageslicht abgestimmte Kamera.
Breitbandfilter können aber an allen Objekten außerhalb des Sonnensystems (und an Kometen) zumindest „ausprobiert werden“. Am besten wirken sie an Emissionsnebeln, wozu planetarische Nebel, H2-Regionen, Supernovaüberreste und Wolf-Rayet-Nebel gehören. An Sternen, Sternhaufen, Galaxien und Reflexionsnebeln ist die Wirkung sehr dezent und von der Himmelsqualität abhängig.
Da die Wirkung der Filter recht schwach ist, können sie gegen starkes Streulicht wenig ausrichten. Am besten wirken sie, wenn der Himmelshintergrund ohnehin schon sehr dunkel erscheint, also bei höherer Vergrößerung oder unter bereits recht dunklem Himmel mit wenig Streulicht.
Der Vorteil eines solchen Filters ist, dass er die Sterne im Bild kaum abschwächt und (je nach Hersteller) keinen starken Farbstich verursacht. Seine moderate Wirkung macht ihn deshalb gerade für kleinere Teleskope interessant. Das Bild und vor allem die Sterne werden nicht zu stark abgedunkelt.
Die Werbeaussage, besonders gut gegen Stadtlicht wirksam zu sein, ist in der Praxis und im Vergleich mit Schmalband- und Linienfilter nicht haltbar. Sie wirken zwar gegen Streulicht, aber bei weitem nicht stark genug, um Beobachtungen aus der Stadt wesentlich zu unterstützen. Sie sind aber fotografisch sehr interessant und visuell eine gute Ergänzung, falls andere Filter bereits vorhanden sind, oder deren kräftige Wirkung unerwünscht ist.


Das Streulicht von Städten ist nicht in allen Farben gleich hell. Breitbandfilter machen sich dies zu nutze.

Schmalbandfilter (UHC)
Bei den Schmalbandfiltern nimmt die Namensvielfalt drastisch ab. Hier hat sich die Bezeichnung UHC („Ultra High Contrast“) durchgesetzt. Andere Namen wie „Narrowband“ oder „Ultrablock“ sieht man eher selten. Die Filter sind auf den Farbbereich „blaugrün“ abgestimmt und lassen das Licht der blauen H-Beta-Linie und der grünblauen [OIII]-Dopellinie passieren.
Schmalbandfilter wirken bereits recht deutlich gegen Streulicht. Gleichzeitig aber verschlucken sie soviel Sternenlicht, dass deutlich weniger Sterne erkennbar sind. Praktisch alle Emissionsnebel, also planetarische Nebel, Supernova-Überreste, H2-Regionen und Wolf-Rayet-Nebel, werden deutlicher erkennbar, während Sterne, Sternhaufen, Galaxien und Reflexionsnebel schwächer oder sogar ganz unbeobachtbar werden.
Der UHC ist vor allem interessant für H2-Regionen oder für Beobachtungen bei hoher Vergrößerung. Ein Spezialgebiet ist die Beobachtung von Emissionsnebeln die in Sternhaufen eingebettet liegen. Auch dieser Filtertyp eignet sich für kleinere Teleskope.
Für fotografische Zwecke wird bei einigen UHC-Filtern auch noch das rote Licht der H-Alpha-Linie durchgelassen. Fotografisch wirken UHC-Filter ebenfalls kräftiger als Breitband-Filter, allerdings praktisch immer auf Kosten eines Farbstichs, so dass Sterne grün oder sogar pink erscheinen.
Als ein besonderer Typ wäre der Lumicon Swan-Band-Filter zu nennen, der auf das Fenster zwischen der [OIII]-Doppellinie und den sogenannten Cyanogen-Linien des Kohlenstoffs (C2) bei 511nm und 514nm abgestimmt ist. Im Licht dieser Linien leuchtet der auf Fotografien bläuliche Gasschweif eines Kometen und der Swan-Band ist deshalb ein spezieller “Kometenfilter”.

Linienfilter
Hier muss je nach Linienfilter unterschieden werden:

[OIII]
Für fast alle planetarischen Nebel und die meisten Supernova-Überreste bringt ein [OIII]-Filter die besten Ergebnisse. Auch Wolf-Rayet-Nebel profitieren von seiner Leistung. Der Filter verschluckt das Sternenlicht sehr stark, es verschwinden ein bis zwei Größenklassen und das Bild wirkt regelrecht „sternarm“.
Der Kontrastgewinn zwischen Nebel und Himmelshintergrund ist jedoch enorm. Die meisten Nebel sind deutlich ausgedehnter erkennbar, da schwächere Außenbereiche so erst erkennbar werden. Bei starker Behinderung durch Streulicht können viele Nebel bei schwacher Vergrößerung ohne den Filter gar nicht erst gefunden oder erkannt werden.
Der eigentlich ideale Filter bei starkem Streulicht, also in der Stadt, ist der [OIII].  Bei schwacher und mittlerer Vergrößerung funktioniert er am besten. Bei hohen Vergrößerungen ist die Abdunklung durch den Filter oft zu kräftig und es lohnt sich, auf einen moderateren Filter (UHC oder Breitband) zurückzugreifen. An kleinen Teleskopen ist ein [OIII] oft uninteressant, weil durch das dunklere Bild nur schwache Vergrößerungen möglich sind. Die Vergrößerung ist dann oft zu schwach, um noch Details erkennen zu können und so bleiben nur wenige interessante Objekte übrig.

H-Beta
Nicht alle Emissionsnebel sind starke [OIII]-Strahler. Einige H2-Regionen strahlen deutlich stärker im H-Beta-Licht, während die [OIII]-Linie unbedeutend ist.  Für diese speziellen Objekte ist ein H-Beta-Filter sinnvoll. Praktisch alle planetarischen Nebel senden auch H-Beta-Licht aus, diese Linie ist jedoch meist um 66% schwächer als die [OIII]-Linie, so dass die Beobachtung solcher Objekte mit einem H-Beta-Filter eher uninteressant ist.
Der H-Beta-Filter schluckt das Sternenlicht ähnlich stark wie ein [OIII]-Filter und ist daher ebenfalls eher für den schwachen bis mittleren Vergrößerungsbereich des jeweiligen Teleskops brauchbar. An kleineren Teleskopen ist er dadurch ähnlich uninteressant wie der [OIII]. Ein Sonderfall ist aber der ausgedehnte California-Nebel, der wegen seiner Größe im großen Instrument das Gesichtsfeld sprengt. Ein Gerät bis maximal 200mm Öffnung bei Minimalvergrößerung und mit Weitwinkelokular zeigt dieses H-Beta-Paradeobjekt am besten.
H-Beta-Objekte sind eher selten und der Filter steht in dem Ruf, nur für die zwei Paradeobjekte Pferdekopf-Nebel und California-Nebel zum Einsatz zu kommen. Dieser Ruf besteht sicher nicht ohne Grund, tut dem Filter aber auch ein wenig unrecht, weil es durchaus noch andere interessante Objekte gibt. Im allgemeinen aber gehört ein H-Beta-Filter nicht zu den ersten Anschaffungen.

H-Alpha
Ein H-Alpha-Filter ist entweder ein visueller Filter zur Sonnenbeobachtung (sehr engbandiger H-Alpha) oder ein fotografischer Filter, um die rote Farbe von Emissionsnebeln fotografieren zu können.

[SII]
Dieser Filter ist ebenfalls nur für die Fotografie von roten Emissionsnebeln interessant.


Es gibt zahlreiche Linien im Spektrum der unterschiedlichen Emissionsnebel.
Für visuelle Beobachtung sind jedoch nur [OIII] und H-Beta die wirklich wichtigen Emissionslinien.

Qualitätsmerkmale
Die Qualität eines Nebelfilters hängt von drei wesentlichen Faktoren ab. An erster Stelle steht die Filterwirkung. An zweiter Stelle ist die optische Qualität zu nennen und an dritter Stelle die mechanische.
Die beste Filterwirkung hat ein Nebelfilter, wenn er möglichst exakt diejenigen Farbbereiche passieren lässt, für die er gedacht ist. Bei einem [OIII]-Filter sollen also die beiden Linien mit 495,9nm und 500,7nm zu 100% durchgelassen werden, aber jede andere Wellenlänge (also Farbe) soll blockiert werden. Man kann schon ahnen, dass das in der Praxis gar nicht möglich ist. Das wird an der folgenden Transmissionskurve eines solchen Filters erkennbar:

Die Messkurve zeigt die Transmission des Filters im Bereich zwischen 175nm und 900nm Wellenlänge, also weit über den Bereich des sichtbaren Lichts hinaus. Die “Regenbogenskala” in der Mitte zeigt den Bereich des sichtbaren Lichts mit seinen Farben. Links davon liegt der Bereich des ultravioletten Lichts, rechts davon der Infrarot-Bereich. Für die Beobachtung mit dem Auge ist nur der Bereich des sichtbaren Lichts wichtig, und weil man im Dunkeln beobachtet ist besonders der rote Bereich ziemlich unwichtig, weil unser Auge im grünen Bereich etwa zwölf mal lichtempfindlicher ist, als im Roten. Für die Fotografie können aber die Ergebnisse außerhalb des sichtbaren Lichts durchaus eine Rolle spielen.
Im Bild erkennt man in Türkis die beiden [OIII]-Linien, die der Filter möglichst ungehindert hindurch lassen soll. Die Filterkurve ist in gelb eingezeichnet. Man kann erkennen, dass der Filter die rechte der beiden Linien zu knapp 95% durchgehen lässt, die Linke mit knapp 93%. Dicht neben den beiden Linien fällt die Durchlässigkeit des Filtes stark ab. Wie stark, das lässt sich an der sogenannten “Halbwertsbreite” erkennen. Die Halbwertsbreite gibt an, wie breit das “Fenster” ist, in dem der Filter mehr als die Hälfte seiner maximalen Durchlässigkeit erreicht. Die rote Markierung gibt diesen Bereich in der Kurve an. Bei diesem Filter sind es etwa 22nm.
Dieser Filter hat also einen 22nm breiten Bereich um die beiden OIII-Linien, in dem das einfallende Licht gut durchgelassen wird. Für einen [OIII]-Filter ist diese Halbwertsbreite ziemlich groß und dementsprechend kann noch relativ viel Streulicht neben dem gewünschten Licht der [OIII]-Linie durch den Filter dringen. Andere [OIII]-Filter haben z.B. nur 8nm Halbwertsbreite und dadurch eine wesentlich bessere Unterdrückung des Streulichtes. Da aber die beiden Linien allein schon 4,8nm weit auseinander liegen, wird es bei solchen Filtern schwierig, beide Linien zu mehr als 90% durch den Filter hindurchgehen zu lassen. Meist wird die rechte der beiden Linien bevorzugt, weil diese die kräftigere der beiden ist.
Je enger die Halbwertsbreite eines Nebelfilters ist, umso steiler verlaufen die Kurven. Gerade das macht einen solchen Filter in der Herstellung teuer, da sehr genau gearbeitet werden muss. Eine zu enge Halbwertsbreite kann sogar unerwünscht sein, weil die Filter ihre Eigenschaften ändern, wenn das Licht schräg durch den Filter läuft. Das passiert bei Optiken mit schnellem Öffnungsverhältnis oder am Bildrand bei großen wahren Gesichtsfeldern. Dann wird statt der gewünschten 500,7nm eine kürzere Lichtwellenlänge durchgelassen und der Filter funktioniert nicht richtig - der Nebel wird “ausgeblendet”. Die Halbwertsbreite ist vor allem bei Linienfiltern wie dem [OIII], dem H-Beta oder dem [SII] wichtig. Bei Schmalband- oder Breitbandfiltern relativiert sich dies durch die ohnehin breiteren Durchlassfenster.
In der Praxis sind folgende Transmissionseigenschaften wichtig bzw. erwünscht:

  • mehr als 90% Transmission der gewünschten Wellenlängen (also wenig Verlust an “Nebel-Licht”)
  • Möglichst wenig, aber genug Halbwertsbreite
  • Innerhalb des sichtbaren Lichtes keine zusätzlichen Durchlässe
  • Für Fotografie keine Durchlässe im UV- und besonders im IR-Bereich

Manchmal werden weniger gut gelungene Filter als “B-Ware” deutlich günstiger verkauft. Meist sind solche Filter immer noch gut zu gebrauchen und zeigen nur im direkten Vergleich mit einem gut gelungenen Filter Schwächen. Umgekehrt muß aber ein teurer Filter nicht optimal gelungen sein...

Die optische Qualität eines Nebelfilters hängt vom sogenannten Substrat oder Trägermaterial ab, also vom Filterglas. Dieses Glas wird mit Metallschichten bedampft oder mit Metall-Ionen beschossen, um die Filterwirkung zu erzielen. Daher glänzen Nebelfilter im indirekten Licht wie ein Spiegel. Einige Filter bestehen sogar aus zwei verkitteten Gläsern. Das Filterglas muss gleichmässig dick und glatt poliert sein. Es darf keinen Keilfehler haben, das heißt das Glas darf nicht zu einer Seite hin dünner werden. Durch die Bedampfung kann es aber zu Verspannungen im Glas kommen und im schlimmsten Fall wird die Filteroberfläche wellig. Die Folge davon sind leicht unscharfe Sterne, also vergrößerte Sternabbildungen, besonders wenn der Filter nicht direkt ins Okular, sondern in größerem Abstand zum Okular zum Beispiel in einen Zenitfilter eingeschraubt wird. Die optische Qualität ist einem Filter leider nicht anzusehen und nur in der Praxis bei genauem Beobachten und höherer Vergrößerung zu bemerken.

Die mechanische Qualität eines Filters bezieht sich auf die Filter-Fassung. Besonders bei Filtern in 2” Größe, also mit 48mm Einschraubgewinde, gibt es Schwierigkeiten mit Gewindetoleranzen, so dass die oft sehr teuren Filter nicht richtig in die noch teureren Okulare passen. Anhand dieser Tabelle kann man erkennen, wie verbreitet das Problem ist.
Ein weiteres Thema ist die Filter-Handhabung. Viele Sternfreunde freuen sich über eine möglichst breite Filterfassung, so dass der Filter gut zu greifen ist, ohne dass man Fingerabdrücke auf die empfindliche Oberfläche macht, oder den Filter gar fallen lässt. Andererseits können zu breite bzw. hohe Filterfassungen in manchen Teleskopen auf Korrektorlinsen oder im Zenitspiegel aufsetzen und Kratzer verursachen, wenn der Filter zu tief in die Steckfassung ragt. Schließlich ist eine wichtige Aufgabe der Fassung, das Filterglas gerade und verspannungsfrei zu halten. Drückt die Filterfassung auf den Filter, so kann der Filter sich verspannen und ein unscharfes Bild verursachen. Das kann passieren wenn die Fassung in der Nachtkälte zusammen schrumpft, oder wenn das Filterglas zu stramm in der Fassung festgeschraubt wurde.
 

Paradeobjekte

Nach diesem umfassenden Überblick über Nebelfilter im Allgemeinen soll nun eine kleine Auflistung mit “Paradeobjekten” für Nebelfilter folgen. Diese Objekte sind einerseits mit Nebelfilter besonders schön zu beobachtben, oder andererseits ohne Nebelfilter vielleicht gar nicht zu finden oder zu erkennen.

Der große Orionnebel (M 42 / M 43)
Der schönste von Mitteleuropa aus beobachtbare Emissionsnebel. Das Zentrum des Nebels ist aber ein Reflexionsnebel. Hier ist ein UHC-Filter der „Königsweg“. Aber alle anderen Filter sind ebenso interessant, visuell also Breitband, OIII und H-Beta-Filter.

Zirrus (NGC 6960, NGC 6992-6995)
Der Supernovaüberrest im Sternbild Schwan lässt sich unter den meisten Bedingungen am besten mit einem OIII-Filter beobachten. Unter sehr gutem Himmel und bei sehr guter Durchsicht allerdings kann ein Breitband-Filter dies noch übertreffen, aber solche Bedingungen sind sehr selten.

Nordamerikanebel (NGC 7000)
Diese H2-Region ist für die meisten Beobachter ohne einen OIII- oder UHC-Filter unbeobachtbar, weil sie im Streulicht untergeht.

California-Nebel (NGC 1499)
Die H2-Region im Sternbild Perseus ist eines der wenigen H-Beta-Objekte. Im [OIII]-Filter ist sie kaum auszumachen und für gewöhnlich ist auch ein UHC zu schwach, um an diesem Objekt zum Erfolg zu kommen. Die große Ausdehnung macht die H2-Region auch interessant für kleinere Geräte, schwächste Vergrößerung und eine AP von 6 bis 7mm ist aber sehr zu empfehlen.

Pferdekopf-Nebel (IC 434 / Barnard 33)
Teleskope mit größerer Öffnung zeigen mit einem H-Beta-Filter die H2-Region, in die der Pferdekopfnebel als kleiner, dunkler „Zipfel“ hineinragt. Ein sehr schwieriges Objekt.

Lagunen-Nebel (M 8)
Dieser Nebel im Sternbild Schütze ist von Mitteleuropa aus schwierig zu beobachten, da er recht tief im Süden steht. In Norddeutschland ist er nur von April bis Mai kurz vor der Morgendämmerung und von August bist September gleich nach dem Ende der Abenddämmerung gut beobachtbar.
Der Lagunennebel enthält einen offenen Sternhaufen und wirkt daher mit einem UHC- oder Breitband-Filter am schönsten, da so die Pracht des Sternhaufens erhalten bleibt.

Trifid-Nebel (M 20)
Der Trifid-Nebel besteht aus einem Emissionsnebel dessen Teilung durch ein “Dunkelband” in drei Bereiche dem Nebel seinen Namen gab. Bei guten Bedingungen ist um diesen mit [OIII]- oder UHC-Filter gut erkennbaren Teil noch ein Reflexionsnebel zu sehen, der am besten ohne Filter zu erkennen ist, unter bestimmten Bedingungen aber eine “Aufgabe” für einen Breitbandfilter sein kann.

Kleiner Hantelnebel (M 76)
Dieser planetarische Nebel kann unter schlechten Bedingungen gut mit einem [OIII]-Filter aufgefunden werden. Bei höherer Vergrößerung lohnt es aber, auf UHC oder Breitbandfilter zu wechseln.

IC 1295
Ein sehr schwacher planetarischer Nebel, der auch unter gutem Himmel kaum ohne [OIII]-Filter erkennbar ist.

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