Smart-Teleskope sind kompakte Teleskope, die ausschließlich für die Astrofotografie konzipiert wurden. Ein derartiges bereits für wenige Hundert Euro erhältliches Gerät wird auf einem kleinen Stativ montiert und ist dann im eigenen Garten oder auf dem Balkon schnell einsatzbereit. Über eine App für die Betriebssysteme iOS oder Android lässt sich das Smart-Teleskop auf ein gewünschtes Himmelsobjekt ausrichten; anschließend nimmt es ganze Bildserien auf und verarbeitet sie intern zu einem Astrofoto. Nach ein wenig Übung entstehen auf diesem Weg Aufnahmen, wie sie bislang nur mit dedizierten Astrokameras an astronomischen Linsen- oder Spiegelteleskopen möglich waren.

In den vergangenen zwei Jahren führten Diskussionen über Smart-Teleskope unter Amateurastronomen beinahe zu einer Sinnkrise, insbesondere unter den gestandenen Astrofotografen. Manch einer belächelt die bei Smart-Teleskopen fehlende visuelle Beobachtungsmöglichkeit sowie den vermeintlich geringen Aufwand bei der Bildgewinnung und -bearbeitung und zweifelt sogar mitunter in der schnell wachsenden Community von Anfängern an deren Verständnis für die eigentliche Materie. Ein Grund mag darin liegen, dass die Objektivdurchmesser und Brennweiten von Smart-Teleskopen vergleichsweise klein sind. Beispielsweise liegen sie bei den populären Modellen Seestar S 30 und S 50 des chinesischen Herstellers ZWO bei 30 beziehungsweise 50 Millimetern. Dass mit derartigen Geräten aber nicht nur Anfängern ein angenehmer Einstieg in die Astrofotografie ermöglicht wird, sondern auch Aufnahmen größerer Himmelsareale mit erstaunlicher Tiefe und Auflösung gelingen, soll die hier vorgestellte Untersuchung belegen.

Für unsere Versuche nutzten wir ein Gerät vom Typ Vespera Pro der französischen Firma Vaonis (vaonis.com) aus Montpellier, Frankreich (siehe »Kompakt und mobil«). Bei diesem Gerät handelt es sich um einen Refraktor mit vierlinsigem Objektiv, einem sogenannten ED-Quadruplet. Das Kürzel »ED« steht für »Extra-low dispersion« und bezeichnet eine Glassorte, welche die bei Objektiven stets unvermeidbaren Farbabweichungen – die Dispersion – auf ein Minimum reduziert. Solche Objektive finden bei hochwertigen Linsenteleskopen, den ED-Refraktoren, häufig Verwendung. Das Objektiv des Vespera Pro hat einen Durchmesser von 50 Millimetern und eine Brennweite von 250 Millimetern, also ein Öffnungsverhältnis von 1:5.

Das Vespera Pro verfügt über einen Kamerasensor des Typs Sony IMX 676 Starvis 2. Dieser Chip erlaubt eine Bildauflösung von 3536 × 3536 Pixeln (12,5 Megapixel) bei einer Pixelgröße von zwei Mikrometern (2 µm). Derart kleine Pixel erweisen sich für den astrofotografischen Einsatz als sinnvoll (siehe »Beugungsscheibchen und Bayer-Matrix«).

Der Himmel als Mosaik

Zur Auswertung gelangte das Bildmosaik einer 2,4 × 2,4 Grad großen Region im nördlichen Teil des Sternbilds Pegasus (siehe »Tiefer Blick in den Kosmos«). In der Mitte des Himmelsfelds befindet sich die Galaxiengruppe Stephans Quintett (siehe »Prominente Galaxiengruppe«). Im betrachteten Himmelsgebiet des Mosaiks liegt ferner die helle Galaxie NGC 7331. Die für das Mosaik verwendeten 1800 Aufnahmen mit jeweils zehn Sekunden Belichtungszeit wurden in einer dunklen Neumondnacht im August 2025 unter guten Beobachtungsbedingungen gewonnen: bei einer Himmelshelligkeit von durchschnittlich 21,5 Magnituden pro Quadratbogensekunde (mag/arcsec²), einer Umgebungstemperatur von 10 Grad Celsius und einer Luftfeuchte von circa 60 Prozent.

Das Gesichtsfeld einer Einzelaufnahme mit dem Vespera Pro beträgt 1,6 × 1,6 Grad. Der Mosaikmodus ist eine erweiterte Funktion – bei Vaonis heißt sie »CovalENS« – , die es ermöglicht, ein bis zu vierfach größeres Himmelsfeld als bei der oben genannten klassischen Beobachtung aufzunehmen, also bis zu 3,2 × 3,2 Grad als Quadrat oder entsprechend großes Rechteck. Die Wahl des Gesichtsfelds richtet sich dabei nach dem interessierenden Objekt und wird per App, beispielsweise mithilfe eines Smartphones, gesteuert.

Die Akquisition der Daten, das Live-Stacking der Einzelbilder, die Gewinnung und Subtraktion von Dunkelbildern (englisch: dark frames) sowie die Flatfield-Korrektur erledigen Smart-Teleskope automatisiert und in Echtzeit. Nach Abschluss einer Aufnahmeserie stehen unterschiedliche Optionen einer Nutzung des finalen Bildes zur Verfügung. Sowohl Einzel- als auch Summenbilder lassen sich beispielsweise in den Formaten JPG, FITS oder TIFF als unkomprimierte 16-Bit-Daten speichern. Für die astrofotografische Weiterbearbeitung eignen sich jedoch vor allem die finalen TIFF-Summenbilder, deren Größe, je nach gewähltem Mosaik, zwischen 50 und 130 Megabyte beträgt. Mit dem Programm PixInsight der spanischen Firma Pleiades Astrophoto S.L. (pixinsight.com) haben wir unsere Aufnahmen geringfügig nachbearbeitet.

Erstaunliches Ergebnis

Auf der Grundlage jahrelanger Erfahrung mit eigenen Online-Galaxienverzeichnissen konnten wir die Tiefe unserer Mosaikaufnahme und damit das wahre Leistungsvermögen des verwendeten Smart-Teleskops überprüfen. Das Bild drang zu Objekten jenseits der in der Astronomie gebräuchlichen Objektkataloge NGC, IC, UGC, PGC und LEDA vor, in denen sich zahlreiche Galaxien finden. Von den lichtschwachen Objekten ist in unserem Bildmosaik außer Punktquellen oder leicht deformierten Pünktchen natürlich kaum etwas erkennbar. Dies ist bei Objekten in der Nähe der Nachweisgrenze jedoch der Regelfall, und selbst professionelle Datenbanken müssen hierbei oft passen: Zu groß sind die Anzahl schwächerer Galaxien und der Aufwand solcher Messungen, um beispielsweise die Rotverschiebung zuverlässig bestimmen zu können.

Die mit dem Formelbuchstaben z bezeichnete Rotverschiebung ist in der Kosmologie eine bedeutende Größe, da sie direkt messbar ist: Zerlegt man das Licht einer Galaxie in seine einzelnen Farben, entsteht ein Spektrum mit feinen Linien. Je weiter das so beobachtete Objekt von uns entfernt ist, desto weiter werden die Linien zu größeren Wellenlängen verschoben. Die Ursache dieser Rotverschiebung ist kosmologischer Natur: Das von der Galaxie ausgesandte Licht musste auf seinem Weg zur Erde den expandierenden Raum durchlaufen, und zwar umso länger, je weiter die betrachtete Galaxie von uns entfernt ist. Währenddessen werden die Wellenlängen des Lichts gedehnt, und das Spektrum erscheint rotverschoben.

Nur punktuell liegen auch für schwache Objekte Rotverschiebungen vor, beispielsweise wenn es darum geht, eine eventuelle Zugehörigkeit zu einer benachbarten helleren Galaxie nachzuweisen. Unsere Recherchen in astronomischen Datenbanken ergaben, dass sich im aufgenommenen Bildfeld sogar Quasare befinden müssen: extrem leuchtkräftige Kerne aktiver Galaxien in kosmologischen Distanzen. Ihre scheinbaren Helligkeiten liegen allerdings jenseits von 19 mag, weshalb sie von unserer Aufnahme nicht mehr erfasst wurden.

Um die scheinbare Helligkeit der schwächsten in unserem Bild enthaltenen Objekte – die sogenannte Grenzgröße – zu ermitteln, haben wir für eine Auswahl von Sternen die entsprechenden Helligkeiten im Archiv DR3 des Astrometriesatelliten Gaia recherchiert (siehe suw.link/2604-AP1). Dort sind für jedes Objekt mehrere Helligkeitsangaben verfügbar: Mean BP und Mean RP bezeichnen die mit Farbfiltern im blauen (B) beziehungsweise roten Spektralbereich (R) gemessenen Helligkeiten. Ferner bezeichnet Mean G die Helligkeit des Objekts im gesamten optischen Spektralbereich, wobei der entsprechende Filter im grünen Spektralbereich (G) maximal lichtdurchlässig ist (siehe »Die Farben von Gaia«).

So hat der in unserem Bildfeld enthaltene Stern Gaia DR3 1 903 157 153 400 143 744 die Helligkeiten Mean G = 18,49 mag, Mean BP = 19,42 mag, Mean RP = 17,58 mag. Noch schwächer ist der Stern Gaia DR3 1 903 179 933 906 688 384 mit den Werten Mean G = 18,84 mag, Mean BP = 19,66 mag, Mean RP = 18,02 mag (siehe »Helle und lichtschwache Objekte«).

Demnach liegt die Grenzgröße unserer Aufnahme für punktförmige Objekte etwa bei 19 mag. Bei Galaxien ist sie etwas geringer, da diese Objekte ausgedehnt und nebelhaft sind, mit einer hellen Kernregion. Hingegen können ferne elliptische Galaxien und kompakte Galaxien mit hoher Flächenhelligkeit nahezu punktförmig erscheinen. Sie lassen sich daher noch bis in große Entfernungen nachweisen – so auch die »Rekordobjekte« in unserem Bildmosaik.

Eine weitere in der Kosmologie häufig verwendete Angabe ist die Lichtlaufzeit. Im einfachsten Fall berechnet man sie aus derjenigen Strecke in Lichtjahren, die das Licht vom Objekt bis zu uns zurückgelegt hat, dividiert durch die Lichtgeschwindigkeit c. Da der Raum expandiert, entspricht dieser Zeit aber weder die Entfernung des Objekts zu dem Zeitpunkt, als das Licht auf Reisen ging, noch dessen heutige Entfernung – und auch nicht diejenige Zeit, die ein von uns ausgesandtes Lichtsignal heute dorthin benötigte. Nur in kosmologischer Nähe zu unserer Galaxis – bis zu einer Rotverschiebung von z = 0,1, also einer Lichtlaufzeit von etwa 1,2 Milliarden Jahren – ist diese vereinfachte Sicht in Anbetracht der Unsicherheiten hinnehmbar.

Grundsätzlich sollte der populäre Begriff »Entfernung« bei fernen Galaxien sehr genau spezifiziert werden, zum Beispiel als Leuchtkraft- oder Winkeldistanz. Der Grund: Die Distanz, die aus der Lichtlaufzeit durch Multiplizieren mit c resultiert, wird in einem beschleunigt expandierenden Universum mit wachsender Rotverschiebung ein zunehmend schlechter geeignetes Entfernungsmaß. Präziser und vom kosmologischen Modell unabhängig ist die Angabe der Rotverschiebung z der betrachteten Galaxie.

Zur Verifizierung der in unserem Bildmosaik enthaltenen Objekte und zur Recherche von Angaben nutzten wir zunächst die Datenbank SIMBAD der Universität Straßburg (siehe suw.link/2604-AP2). Mithilfe der dort ermittelten Objektbezeichnungen oder Koordinaten setzten wir unsere Suche in der US-amerikanischen NASA/IPAC Extragalactic Database (NED) fort (siehe suw.link/2604-AP3). Im Fall sehr lichtschwacher Objekte wird man zumeist nur dort fündig; so entnahmen wir diesem Archiv sämtliche Rotverschiebungen.

In der Regel kennen wir den Bewegungszustand der Galaxien im Raum nicht: Gehört eine Galaxie einem Haufen an, so wird ihre Bewegung durch das Schwerefeld des Haufens und Begegnungen mit benachbarten Galaxien beeinflusst. Ihre individuelle Geschwindigkeit überlagert sich dann mit dem Anteil der kosmologischen Expansion und beeinflusst somit die gemessene Rotverschiebung. Vernachlässigt man diesen Effekt und deutet die Rotverschiebung lediglich als kosmologische Expansion, darf die aus z berechnete Lichtlaufzeit L_z nur als Schätzung betrachtet werden.

Bei besonders fernen Objekten in unserem Bildmosaik haben wir neben der Angabe der Rotverschiebung z jeweils die Lichtlaufzeit L_z (englisch: light travel time) vermerkt, die sich mithilfe von Ned Wright's Javascript Cosmology Calculator aus z berechnen lässt (siehe suw.link/2604-AP4). Dieser Schritt setzt die Kenntnis des Hubble-Parameters H₀ voraus: der Rate, mit welcher der Raum innerhalb einer Sekunde expandiert. Wir verwendeten ein Ergebnis aus den Gaia-Daten: 73,5 Kilometer pro Sekunde und Megaparsec. Demzufolge entfernt sich eine Galaxie in einer Distanz von einem Megaparsec (3,26 Millionen Lichtjahren) infolge der kosmologischen Expansion scheinbar mit der Geschwindigkeit von 73,5 Kilometern pro Sekunde von uns.

Als weitere kosmologische Parameter legten wir unseren Berechnungen von L_z ein geometrisch flaches Universum zugrunde, mit einer Materiedichte von 0,27 und einer Vakuumenergiedichte von 0,73 – konservative Werte, denn die im Cosmology Calculator voreingestellten Eingaben bedingen etwas größere Lichtlaufzeiten. Die Rotverschiebungen der meisten von uns verifizierten Galaxien liegen im Bereich von z = 0,02 bis 0,03, was unter den genannten Voraussetzungen einer Lichtlaufzeit von etwa 260 bis 390 Millionen Jahren entspricht. Die Lichtlaufzeit der fernsten von uns nachgewiesenen Galaxie beträgt, gemäß den gewählten Einstellungen im Cosmology Calculator, 2,245 Milliarden Jahre.

Didaktisch wertvoll

Aktuelle Smart-Teleskope erreichen dank fortschrittlicher Softwarealgorithmen und sensorgestützter Bildverarbeitung eine bemerkenswerte Annäherung an klassische Premiumoptiken. Während diese aufgrund überlegener optischer Korrektur und mechanischer Präzision als Referenz für maximale Bildqualität gelten, liefern Smart-Teleskope bezogen auf Aufwand, Bedienkomfort und Portabilität ein ausgezeichnetes Verhältnis zwischen Leistungsfähigkeit und Effizienz. Vielleicht wird die Zukunft der Amateurastrofotografie sogar in einer Hybridisierung beider Ansätze liegen: einer Kombination hochwertiger Optik mit KI-gestützter Bildverarbeitung in Echtzeit – ein vielversprechendes Potenzial, vor allem bei einer hoffentlich wieder frühzeitigeren astronomischen Ausbildung an unseren Schulen.

Deshalb mögen die hier vorgestellten Beobachtungen und Auswertungen als Beispiel für einen didaktisch nutzbaren Einsatz von Smart-Teleskopen dienen. Wir hoffen, auf diese Weise zur Versachlichung der Kontroverse über Sinn, Qualität und Aussagekraft von Beobachtungen mit diesen neuartigen Geräten beizutragen.