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Bildartikel: Kosmische Farben

Ein klassisches Verfahren der Farbphotographie enthüllt Details von Himmelsobjekten, die sonst selbst modernen elektronischen Detektoren verborgen blieben.

In den 150 Jahren seit der ersten unscharfen Ablichtung des Mondes in einer Daguerreotypie ist die Photographie zu einem bedeutenden Hilfsmittel für die astronomische Forschung geworden. Seit etwa zehn Jahren jedoch wenden sich immer mehr Beobachter elektronischen Detektoren zu, sogenannten CCDs (charge-coupled devices), die erheblich lichtempfindlicher sind als photographische Filme. Dennoch hat das traditionelle Verfahren einige Vorteile gegenüber CCDs – insbesondere vermag es großflächige Himmelsareale mit großer Detailgenauigkeit und guter Farbentreue abzubilden. Dies zeigt sich deutlich in den Farbaufnahmen, die meine Mitarbeiter und ich in der letzten Zeit am Anglo-Australischen Observatorium auf dem Siding Spring in Neusüdwales (Australien) nach dem Dreifarben-Kompositverfahren gemacht haben. Erfunden hat es vor mehr als einem Jahrhundert der schottische Physiker James Clerk Maxwell (1831 bis 1879); seither wurde es mit modernen Materialien und Verarbeitungsschritten perfektioniert.

Einer der Vorzüge der Photographie gegenüber elektronischen Abbildungsverfahren ist, daß man mit Photoplatten im Prinzip das gesamte Gesichtsfeld eines Fernrohres mit hoher Auflösung und Empfindlichkeit aufnehmen kann. Die größten CCDs hingegen haben nur wenige Zentimeter Durchmesser. Die Photographie ist deshalb überlegen, wenn es darum geht, ausgedehnte Himmelsobjekte wie Nebel und nahe Galaxien abzubilden. Zudem dient die photographische Schicht als kompakter Datenspeicher. Eine einzige quadratische Photoplatte des britischen Schmidt-Teleskops unseres Observatoriums mit einer Kantenlänge von 35,6 Zentimetern (entsprechend einem Himmelsausschnitt von 6,4 Grad auf jeder Seite) enthält das Äquivalent von mehreren hundert Megabyte.

Farbbilder repräsentieren die astronomisch interessante optische Information in einer ästhetisch faszinierenden und der gewohnten Ansicht entsprechenden Weise. Die Messung der Eigenfarben von Nebeln, Sternen und Galaxien ist sogar wesentlich, wenn man die chemische Zusammensetzung und den physikalischen Zustand dieser Objekte verstehen will. Dennoch haben die Wissenschaftler erst nach und nach den Wert dieser Methode erkannt; viele Astronomen erachten Farbe als einen abstrakten Begriff, der zwar leicht zu quantifizieren, aber nur selten korrekt wiederzugeben sei.

Tatsächlich wären gewöhnliche Farbaufnahmen unzulänglich. Moderne Filme bestehen aus drei übereinanderliegenden Schichten aus Silberhalogeniden, von denen je eine für blaues, grünes beziehungsweise rotes Licht empfindlich ist. Bei der Entwicklung entstehen Cyan, Gelb und Magenta. Solche Filme sind bequem zu nutzen, eignen sich jedoch kaum dazu, die Farben ferner Himmelskörper getreu wiederzugeben.

Zudem werden Aufnahmen mit solchem Material erheblich durch das Restlicht des Nachthimmels beeinträchtigt – ein schwaches, aber überall vorhandenes Lumineszenzlicht, das in der oberen Atmosphäre durch die Rekombination von Ionen und Elektronen verursacht wird, die während des Tages die Sonnenstrahlung getrennt hat. Dieses Airglow (englisch für Luftleuchten) verursacht einen rötlichen Schleier auf den photographischen Platten, der ihre Empfindlichkeit herabsetzt. Zudem emittieren manche Nebel Licht nur bei bestimmten Spektrallinien oder Wellenlängen, was ein Farbfilm nicht gut zu registrieren vermag. Und schließlich reagieren Farbfilme nicht zuverlässig auf die Hypersensibilisierung, ein komplexes Verfahren, das die Astronomen routinemäßig zur Empfindlichkeitssteigerung photographischen Materials anwenden.

Um diese Probleme zu umgehen, nutzen meine Kollegen und ich das von Maxwell erfundene Verfahren. Als er die Natur des Sehens erforschte, erkannte er, daß man die Farbe eines Motivs wiedergeben kann, indem man es dreimal photographiert, und zwar im roten, grünen und blauen Licht. Von den Negativen stellte er drei Positive als Schwarz-Weiß-Dias her, die er dann durch rote, grüne und blaue Farbfilter deckungsgleich auf einen weißen Schirm projizierte. Auf diese Weise konnte Maxwell im Jahre 1861 einem erstaunten Publikum in der Londoner Royal Institution die erste Farbphotographie der Welt vorführen.

Auf ähnliche Art bauen wir eine astronomische Aufnahme additiv aus drei Schwarz-Weiß-Platten auf (Kasten Seite 62). Damit vermeidet man viele Unzulänglichkeiten von Farbfilmen. Auch lassen sich bei der späteren Bearbeitung in der Dunkelkammer mehrere Verfahren zur Bildverbesserung anwenden.

Bewährt hat sich vor allem das unscharfe Maskieren, wobei man zunächst von dem Originalnegativ eine verschwommene Positiv-Kopie anfertigt und dann beide beim Herstellen eines Papierabzugs übereinanderlegt; so läßt sich der weite Kontrastbereich einiger astronomischer Aufnahmen modulieren, ohne daß schwache Details verlorengingen. Mit einem anderen Verfahren, der photographischen Verstärkung, betont man hingegen die oberen Schichten einer photographischen Emulsion, die im allgemeinen die lichtschwächsten Einzelheiten des Bildes enthält. Auch kann man mehrere Negative zu einem sogenannten Sandwich übereinanderlegen (Kompositverfahren) oder Bilder voneinander subtrahieren, indem man ein Negativ durch ein Positiv desselben, aber zu einem anderen Zeitpunkt aufgenommenen Objekts beleuchtet, um die subtilen Veränderungen in einem Himmelsfeld während dieser Zeitspanne sichtbar zu machen. Schließlich projizieren wir die Positive durch geeignete Rot-, Grün- und Blaufilter auf ein großes Stück eines herkömmlichen Farbnegativfilms, der später als Kopiervorlage für alle Abzüge dient.

Mit diesem additiven Verfahren läßt sich die Farbbalance derart steuern, daß die astronomischen Objekte genau so erscheinen, wie das menschliche Auge sie sehen würde, wenn es auch bei geringer Lichtintensität seine volle Farbempfindlichkeit behielte. Viele unserer Motive hat man zuvor nie in Farbe gesehen; die hier publizierten Beispiele illustrieren sowohl den wissenschaftlichen Wert als auch den ästhetischen Reiz der Methode.


Aus: Spektrum der Wissenschaft 10 / 1993, Seite 60
© Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH

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