Der Elefantenrüsselnebel ist eine faszinierende Konzentration aus interstellarem Gas und Staub im Sternbild Kepheus. Er befindet sich eingebettet in den riesigen Emissionsnebel- und Sternhaufen-Komplex IC 1396. Die rüsselartige Säule aus dichtem Material wird durch den intensiven Strahlungsdruck und die starken Sternwinde benachbarter massereicher Sterne geformt und bildet ein aktives Sternentstehungsgebiet mitten in unserer Milchstraße.

1. Steckbrief & Bezeichnung

• Katalogbezeichnung: IC 1396A / vdB 142 (Rüssel), IC 1396 (Gesamter Nebelkomplex)
• Sternbild: Kepheus (Cepheus)
• Entfernung: Ca. 2.400 bis 3.000 Lichtjahre
• Wahre Ausdehnung: Ca. 20 Lichtjahre (Rüsselstruktur); ca. 100 Lichtjahre (gesamter IC 1396 Komplex)
• Scheinbare Helligkeit: 3,5 mag (integrierter Gesamtkomplex)
• Belichtungszeit: [Deine Belichtungszeit, z. B. 12h 45m]

2. Entdeckung

Während der großflächige Emissionsnebel IC 1396 und der eingebettete offene Sternhaufen Trumpler 37 bereits Ende des 19. Jahrhunderts durch Edward Emerson Barnard entdeckt wurden, traten die feinen Details der dunklen Gassäule erst durch die moderne Fotografie hervor. Der schwedisch-amerikanische Astronom Sven Cederblad sowie Sidney van den Bergh katalogisierten die Dunkel- und Reflexionsstrukturen später separat (unter anderem als vdB 142). Erst die Schmalband-Astrofotografie enthüllte schließlich die dreidimensionale Anmutung der verdichteten Gasfronten.

3. Der Ursprung & Die Komponenten

Der Elefantenrüsselnebel ist ein Lehrbuchbeispiel für eine sogenannte Bok-Globule und eine Verdichtungszone an der Grenze einer H-II-Region:

• Der „Elefantenrüssel“ (vdB 142): Diese dunkle, fingerartige Säule besteht aus kaltem, molekularem Wasserstoffgas und dichtem Staub. Sie wird an den Rändern von einer hellen Emitter-Schicht (einer Ionisationsfront) umrahmt. Die Spitze der Säule weist direkt in Richtung des anregenden Sterns. Durch den Druck der ultravioletten Strahlung wird das Material am Kopf der Säule komprimiert, was den Kollaps von Gaswolken auslöst und zur Entstehung neuer Protosterne führt.
• HD 206267: Dieser extrem heiße und leuchtstarke O-Stern im Zentrum von IC 1396 ist der Hauptenergiequelle des Nebels. Seine gewaltige UV-Strahlung ionisiert das umgebende Gas, bringt es zum Leuchten und erodiert gleichzeitig die weniger dichten Bereiche der Staubwolke, wodurch nur die widerstandsfähigsten Kerne – wie der Elefantenrüssel – bestehen bleiben.

Das Deepskyfoto ist zusammengesetzt aus 6 Einzelbildern. Dafür verwende ich eine schwarzweiß Astrokamera (ASI533MM) ohne Farbfilter vor den einzelnen Pixeln. Vor dieser befindet sich ein Filterrad mit 6 Filtern um dann im Anschluss wieder ein Farbbild aus den Einzelaufnahmen zusammen zu setzen.

1. Breitbandfilter (RGB):
   • R (Rot), G (Grün), B (Blau): Erfassen das gesamte sichtbare Spektrum in diesen drei Farben.
   • Ziel ist die Erfassung der natürlichen Farben der Sterne.
2. Schmalbandfilter (SHO-Palette):
   • Hα (Wasserstoff-Alpha): Isoliert das Licht des ionisierten Wasserstoffs (der stärkste Emitter in vielen Nebeln).
   • OIII​ (Sauerstoff III): Isoliert das Licht von dreifach ionisiertem Sauerstoff.
   • SII​ (Schwefel II): Isoliert das Emissionslicht von doppelt ionisiertem Schwefel.
     • Ziel ist die Erfassung feiner Details und Gasstrukturen in Emissionsnebeln durch die schmaldbandigen Filter. Ebenfalls bin ich dadurch in der Lage die hohe Lichtverschmutzung in Würzburg zu reduzieren
        
3. Stacking SHO: Alle Einzelbilder jedes SII​, Hα und OIII​ Filters werden separat gestackt (gemittelt), um drei monochrome Master-Bilder zu erhalten.
4. Kanalzuweisung (Hubble-Palette): Die Master-Bilder werden in ein Farbbild kombiniert, wobei die Kanäle in einer sogenannten Falschfarben-Palette zugewiesen werden. Die klassische Hubble-Palette ist:
   • Rot-Kanal ← SII​
   • Grün-Kanal ← Hα
   • Blau-Kanal ← OIII​
      
5. Stacking RGB: Die R-, G- und B-Aufnahmen werden separat gestackt, um drei monochrome Master-Bilder zu erhalten.
6. Kanal-Kombination: Die Master-Bilder R, G und B werden zu einem natürlichen Farbbild der Sterne kombiniert.
7. Der finale Schritt ist die Verschmelzung der beiden Ergebnisse:
8. Das SHO-Nebel-Bild wird bearbeitet, um die Struktur und Farbdetails herauszuarbeiten.
9. Die Sterne aus dem SHO-Bild werden entfernt , da sie unnatürliche Farben aufweisen.
10. Die Sterne aus dem RGB-Bild (mit ihren natürlichen Farben) werden extrahiert und dem SHO-Nebula-Bild hinzugefügt. Dies ergibt ein Endergebnis, das sowohl die tiefen Strukturen des Nebels als auch die natürlich leuchtenden Sternfarben zeigt.