Allen Deepsky-Objekten ist gemeinsam, dass es sich um lichtschwache Objekte handelt, darum ist es Nachts auch so dunkel ;). Dem kann entgegengewirkt werden, indem die Belichtungszeit erhöht wird. In dieser Hinsicht sind moderne Sensoren dem Auge "himmelweit" im Vorteil. Belichtungszeiten von mehreren Stunden ist die Regel. Für Breitbandfilter liegen die Einzelbeichtungszeiten i.d.R. zwischen 1 und 2 Minuten, bei Schmalbandfilter zwischen 10 und 30 Minuten, davon werden mindestens 20 Aufnahmen addiert ("gestackt"). Dabei verbessert sich das Signal-Rausch-Verhältnis ohne dass helle Sterne ausbrennen oder schwache Nebel im Hintergrundlicht ersaufen. Zwischen den Aufnahmen wird gedithert, d.h. die Bilder um einige Pixel verschoben und Hot-/Cold-Pixel mit der Sigma-Clipping-Stacking-Methode unterdrückt. An keiner Aufnahme wurde eine Darkframekalibrierung durchgeführt.

Der andere Aspekt ist die scheinbare Größe des Objekts am Himmel, womit die erforderliche Brennweite bestimmt wird. Hier ist die Bandbreite enorm groß und reicht 40-50° für ausgedehnte Molekülwolken (z.B. Barnard's Loop Sh2-276, Eridanus-Loop oder Gum-Nebel) bis zu weit entfernten Galaxien und Quasaren, die als "quasistellare" Punktquelle selbst die größten Teleskope nicht auflösen können.

Der dritte wesentliche Aspekt ist die Art des emitierten Lichtspektrums. Dieses kann grob in kontinuierliche Spektren mit dunklen Absorbtionslinien (v.a. Sterne und damit auch Galaxien, Sternhaufen, Kugelsternhaufen etc) und Emissions(linien)-Spektren eingeteilt werden. Nur bei "Linienstrahlern" können Schmalbandfilter sehr vorteilhaft eingesetzt werden.

Bei Emissionsnebeln, aber auch bei Planetarischen Nebeln wird interstellares Gas zum Leuchten angeregt. Dabei wird Licht bestimmter Wellenlänge emittiert, das für bestimmte Elemente und Anregungszustände charachteristisch ist. In der Astronomie von Bedeutung sind 

• Wasserstoff Hα (weitaus dominant, 656,3nm = rot), 
• Sauerstoff OIII (500,7 nm = blaugrün) und 
• Schwefel SII (673,0 nm = tiefrot). 

Aufgrund des Linienspektrums können große Teile des Lichtspektrums zum Schutz gegen Lichtverschmutzung herausgefiltert werden, ohne dass Licht dieser Objekte verloren geht. Durch die Schmalbandfilter können selbst lichtschwache Nebel bei entsprechend langer Belichtungszeit kontrastreich fotografiert werden, ein Segen für lichtverschmutzte Standorte.

Zur Aufnahme von Emissionsnebel, die hauptsächlich im Hα und OIII leuchten, bieten sich Farbkameras mit Dualnarrowband-Filter an. Es entstehen kontrastreiche Aufnahmen, deren Farbeindruck der Realität vermutlich am nächsten kommt. Zum Einsatz kommen Filter von Optolong zum Einsatz: L-extrem und L-ultima mit einer Bandbreite von 7nm bzw. 3nm. Die Belichtungszeit betragen je nach Signalstärke 10 - 30 min.

Tricoloraufnahmen entstehen, wenn das Objekt nacheinander durch Schmalbandfilter mit einer S/W-Kamera fotografiert wird. Zum Einsatz kommen Filter von Optolong für Hα, OIII und SII mit 6,5 nm Bandbreite.

Exkurs "richtige Farben"

Häufig wird man gefragt: "Sind die Farben echt?". Antwort: "Jein". Die Darstellung von Farben in astronomischen Aufnahmen ist teilweise problematisch. 
Die Farben der Sterne wurden vermessen und in folgende Klassen eingeteilt:

• O-Sterne, blau, Oberflächentemperatur 30.000-50.000 K
• B-Sterne, blau-weiß, Oberflächentemperatur 10.000-30.000 K
• A-Sterne, weiß (leicht bläulich), Oberflächentemperatur 7.500-10.000 K 
• F-Sterne, weiß-gelb, Oberflächentemperatur 6.000-7.500 K 
• G-Sterne, gelb, Oberflächentemperatur 5.300-6.000 K, unsere Sonne
• K-Sterne, orange, Oberflächentemperatur 3.900-5.300 K 
• M-Sterne, rot-orange, Oberflächentemperatur 2.300-3.900 K

Die Farben der Sterne in den Aufnahmen werden bei der "spektrofotometischen Farbkalibierung" mit den Farbinformationen spektroskopischer Sternkataloge abgeglichen. Bei Aufnahmen ausschließlich durch Linienfilter bestehen Einschränkungen in der Farbdarstellung. Um dies zu korrigieren, wurden teilweise zusätzlich RGB-Aufnahmen zur richtigen Farbwiedergabe der Sternfarben gemacht.

Anders als bei Sternen ist die "richtige" Farbe von Gasnebel wesentlich schwieriger zu bestimmen. Denn unser Auge ist als objektiver Sensor gänzlich ungeeignet. Der große Orionnebel z.B. erscheint visuell grünlich, weil die Empfindlichkeit des Auges für das eigentlich dominate Rot des Wasserstoffs zu gering ist. Der Farbeindruck des Auges ist also subjektiv. Soll er dennoch als Maßstab für "richtig" herangezogen werden? Die meisten übrigen Nebel sind zu lichtschwach um visuell einen Farbeindruck wahrnehmen zu können. Wenn man Emissionsnebel realistisch darstellen wollte, würde man nichts sehen. Es geht also darum, das Unsichtbare sichtbar zu machen. Aber wie stellt man das Unsichtbare korrekt dar? Da Wasserstoff im Universum überaus dominat ist, würden die allermeisten Nebel durch die Hα-Linie eintönig rot erscheinen. Daher ist es üblich in den Aufnahmen die Farbkanäle der übrigen Emissionen angehoben, um diese erkennen zu können.

Da SII wie Hα in roter Farbe leuchtet, kann es in Echtfarben nicht unterscheidbar vom Hα dargestellt werden. Hinzukommt, dass unser Auge nur einen winzigen Bereich des elektromagnetischen Spektrums wahrnehmen kann. Die bekannten Aufnahmen des Hubble Spacetelescope oder des James Webb Spacetelescope werden ebenfalls als S/W-Aufnahmen verschiedener Wellenlängen gewonnen. Dabei werden auch Bereiche des elektromagnetischen Spektrums genutzt, die durch das menschliche Auge nicht wahrnehmbar sind. Bei der Farbzuordnung wird die Aufnahme mit dem langwelligstem Licht diejenige Farbe des langwelligsten, vom menschlichen Auge wahrnehmbaren Farbe (Rot) zugeordnet. Entsprechend wird dem SII-Kanal die Farbe Rot, dem Hα-Kanal die Farbe Grün und dem OIII-Kanal die Blau zugeordnet ("Hubble-Palette", SHO).