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NACH REDAKTIONSSCHLUSS
4 50 Jahre VdS - gefeiert wird in Berlin (VdS-Vorstand)
4 Astronomietag 2003: Samstag, 23.8.2003 (VdS-Vorstand)
SPT/FINSTERNISSE UND BEDECKUNGEN
6 Sonnenfinsternisse - ein Sonderfall (Bode Hans-Joachim)
7 Sternbedeckungen durch Kleinplaneten im Jahr 2003 (Kretlow Mike)
11 Erscheinungen der Jupitermonde (Büttner Dietmar)
13 Atmosphären von Planeten und deren Monden (Beisker Wolfgang)
16 Unser Mond - Maßstab unserer Sonne (Bredner Eberhard)
18 Achtung! Merkurdurchgang und Sonnenfinsternis (VdS-Redaktion)
19 Finsternisse im Jahr 2003 (Ulbricht Heiko, Hörenz Martin)
22 Venus vor der Sonnenscheibe (Gera Hans-Dieter)
24 SU Tau - verrußt ist auch verfinstert (Vohla Frank)
26 Schattenspiele (Schirmer Jörg)
28 MoFi-Extremsport am 24.6.2002 (Kampschulte Tobias)
30 Fotografie von Sonnenringen - mit oder ohne Filter? (Dorst Friedhelm)
36 Sonnenfinsternis im Outback Australiens (Otto Silvia)
ASTROFOTOGRAFIE
37 Gravitative Wechselwirkung in Galaxiengruppen (Riepe, Bresseler, Flach-Wilken, Rüpplein, Stapper)
41 Astrofotografie und Einsteiger (Riepe Peter, Sparenberg Rainer)
42 Balkenspiralen: Ein ganz persönliches Projekt (Tiburg Ulrich)
AMATEURTELESKOPE/SELBSTBAU
44 Ein Dobson für zwei Augen (Vedder Uli)
48 Das Messen der Steifigkeit und das Beurteilen des Schwingungsverhaltens an Teleskopmontierungen (Zellhuber Herbert)
ATMOSPHäRISCHE ERSCHEINUNGEN
52 Nebelbogen (Berthold Gerald)
52 Parrybogen (Berthold Gerald)
CCD-TECHNIK
53 CCD-Astrofotografie mit minimalem Aufwand (Langenbach Dirk)
53 Aus dem Pixelkästchen Journal 11 (Möller Dennis)
54 Die Webcam am 200-mm-Tele (Wilhelm Jan)
56 Erfassung und Vermessung lichtschwacher Punktquellen Teil 2 (Raab Herbert)
METEORE
60 Erste Analyse des Leoniden-Schauers 2002 (Arlt Rainer, Sperberg Ulrich)
PLANETEN
62 Mars XXL (Meyer Wolfgang, Thomas Axel)
66 Mars 1965 im 60-mm-Quelle-Fernrohr (Völker Peter)
69 Nur Mut - Mars mit der Hand (Guthier Otto)
70 Marsopposition 1999 - eine kleine Rückschau (Bannuscher Dietmar)
71 Mars für länger (Flach-Wilken Bernd)
75 Aufruf zur Marsjagd 2003 (VdS-Redaktion)
KOMETEN
76 "100 Ausgaben "Schweifstern""" (Kammerer Andreas)
78 "Dankesworte für die 100ste Ausgabe des "Schweifstern""" (Guthier Otto, Celnik Werner E.)
79 Auf den Spuren von Heinrich Kreutz (Meyer Maik)
81 Komet C/2002 O4 Hönig (Celnik Werner E.)
KLEINE PLANETEN
88 Die erste Kleinplanetenentdeckung am TSO (Martin Axel)
90 Winkelgeschwindigkeiten von Kleinplaneten entlang der Ekliptik (Sturm Christian)
SPEKTROSKOPIE
92 Spektroskopie der Sonne (Steffen Michael)
94 Reduktion von Sternspektren (Will Jean-Marie)
DEEP SKY
96 Uuml;berraschendes in der Silvesternacht (König Michael)
96 Fachgruppe Deep Sky - Neues Journal 11 (Steinicke Wolfgang)
97 Deep Sky mit kleiner Optik: M 57 (Herzog Gerhard)
98 "Zwei "most wanted""-Objekte des Winterhimmels: die offenen Sternhaufen NGC 457 und M 35 im 20x125-Feldstecher" (Glahn Uwe)
102 Seitenstiche Teil 2 (Kleisa Manfred)
VERäNDERLICHE
103 Der Mirastern SS Her (Bannuscher Dietmar)
104 CCD-Photometrie mit Filtern (Quester Wolfgang)
106 Bestimmung der Entfernung von V838 Mon aus seinem Lichtecho (Diederich H.-G.)
JUGENDARBEIT
109 Teleskop-Pflege - oder: wir zerlegen Teleskope (Hoffmann Susanne)
SONNE
109 Maximum des 23. Zyklus´ erreicht? (Zunker Andreas)
JUGENDARBEIT
111 Sonnenfilterbau (Bastian Yves)
114 Das International Astronomical Youth Camp 2002 (Kampschulte Tobias)
COMPUTERASTRONOMIE
116 Fachgruppe Computerastronomie - Gründung (Jahns Helmut)
117 MaxClock 3.0 (Jahns Helmut)
GESCHICHTE
118 Der Vater des Schiefspieglers: Anton Kutter (Brüggenthies Wilhelm, Steinicke Wolfgang)
118 Fachgruppe Geschichte der Astronomie Neues J. 11 (Steinicke Wolfgang)
120 Die Nebelschleier des Sir William Herschel Teil 1 (Latußeck Arndt)
DARK SKY
123 Sind wir noch Sternfreunde? (Krause Carola)
SERVICE
124 M wie Messier Journal 11: M 51, M 63 (Güths Torsten)
126 Zeichnen am Fernrohr (Elsen Matthias)
ZUM NACHDENKEN
129 Wer wird Millionär? (Lange Thorsten)
129 Der Mond rennt mit (Müller-Blask Klaus)
BEOBACHTERFORUM
130 MoFis erstes BTM (Schulte-Zurhausen Mona)
132 CCD-Photometrie an offenen Sternhaufen - ein schulisches Astronomie-Projekt (Stinner Peter, Hammann Daniel)
136 Am Rand von Tercidina (Klös Oliver, Messer Stefan)
138 Flucht in die Sonne Teil 1 (Ryfisch Harald)
VDS-NACHRICHTEN
140 Leserbriefe an die Redaktion/GS Journal 11 (VdS-Redaktion)
141 Der VdS-Infostand (Otto Silvia)
141 Wir begrüßen neue Mitglieder (VdS-Geschäftsstelle)
142 Das VdS-Sekretariat (Guthier Otto)
142 VdS-Zukunftsvisionen (Otto Silvia, Guthier Otto)
VDS VOR ORT
142 Die 21. Bochumer Herbsttagung 2002 (Ueberschaer Stefan)
144 25 Jahre Astronomische Vereinigung Weikersheim (Schröder Joachim)
144 50 Jahre Volkssternwarte Recklinghausen (Volkssternwarte Recklinghausen)
145 Die Johannes-Kepler-Sternwarte in Weil der Stadt (Nikolai Andre)
REZENSION
148 "Buchbesprechung "Astrofotografie in 5 Schritten""" (Ueberschaer Stefan)
VORSCHAU
152 Vorschau auf astronomische Ereignisse Journal 11 (Celnik Werner E.)
EDITORIAL
1 Editorial Journal 11 (Guthier Otto, Steinicke Wolfgang)
Textinhalt des Journals 11
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Nach seiten suchen: str-f, dann für gerade Seitennummer z.B. 24 | , für ungerade | 79
Zum Lesen ist das Journal als pdf vorgesehen.
U3
- Inserentenverzeichnis
58
- Errata
108
TeilnehmerInnen des IAYC 2002 Seite 114
Galaxie M 51 Seite 124ff
,,Dobsongigant" Seite 130
Die 21. BoHeTa Seite 142
Immer wieder schön: Unser Erdmond Seite 151
4 VdS -AKTUELL
,,Astronomietag 2003": Samstag, 23. August 2003
Der im VdS-Journal Nr. 10 (I/2003) angekündigte ,,SternTag" heißt jetzt offiziell ,,Astronomietag".
Was ist das? Es gibt einen ,,Tag des Kindes" und vielleicht auch einen ,,Gurkentag". Was aber (jedenfalls in Deutschland) noch fehlt, ist ein Tag, an dem die Astronomie im Vordergrund steht. Wir haben also einiges nachzuholen, werden doch astronomische Themen in der Öffentlichkeit immer mehr diskutiert. Trotzdem wird von Vielen Astronomie mit Astrologie gleichgesetzt, und das notwendige Verständnis des Kosmos und der Stellung des Menschen ist oft lückenhaft hier werden die Folgen des mangelhaften Angebots in unseren Schulen besonders deutlich. Was kann man tun? Erstens
braucht man einen geeigneten Anlass und zweitens öffentliche Aktionen. Der Anlass ist bereits gefunden: die außergewöhnliche Marsopposition Ende August. Am ,,Astronomietag 2003" soll es dazu überall in Deutschland astronomische Angebote geben. Das geht von der spontanen Beobachtung Einzelner bis hin zu Veranstaltungen von Volkssternwarten und Planetarien. Unsere Mitglieder sollten Freunde, Nachbarn und Interessierte zu einem Beobachtungsabend einladen und den roten Planeten an den Teleskopen einstellen! Informationen zum Astronomietag 2003 gibt es auf unserer speziell dafür eingerichteten Webseite www.astronomietag.de Dies ist ein Forum, in dem Sie auch eigene Aktionen anbieten können! Gesucht sind regionale Ansprechpartner und Aktivisten
unter unseren Mitgliedern! Die VdS wird alle relevanten Institutionen ansprechen, die Medien informieren und notwendige Koordinationen durchführen. Überdies haben wir ein Faltblatt erstellt, das alle wichtigen Information enthält und das wir gerne allen Interessierten zur Verfügung stellen.
Helfen auch Sie mit, dass der erste deutsche Astronomietag - mit dem Ziel einer festen Einrichtung - ein Erfolg wird! Dies ist aktive Förderung der astronomischen Volksbildung!
Der Vorstand
,,50 Jahre VdS" - gefeiert wird in Berlin ...
Abb.: Der Haupteingang der ArchenholdSternwarte in Berlin-Treptow wird vom 21 Meter langen Tubus des historischen Refraktors überragt.
Vom 12. bis 14. September 2003 ist es soweit: Ein halbes Jahrhundert ,,Vereinigung der Sternfreunde" wird gebührend gefeiert. Dazu laden wir alle Mitglieder und Freunde herzlich nach Berlin ein, was bekanntlich ,,immer eine Reise wert" ist. Als Ort für dieses bedeutende Ereignis haben wir die altehrwürdige ArchenholdSternwarte in Berlin-Treptow ausgesucht. Sie ist gut mit öffentlichen Verkehrsmitteln erreichbar und bietet ausreichend Platz, ein interessantes Programm zu gestalten. Und dies wird geboten: ein öffentlicher Fachvortrag (Freitag), amateurastronomische Referate, Ausstellungen zur Geschichte der Astronomie, insbesondere zum Werdegang der VdS, eine Meteoriten-
VdS-Journal Nr. 11
ausstellung, Präsentationen von VdSFachgruppen und Firmen, ein Planetariumsprogramm für Kinder. Höhepunkt ist am Samstagabend der Empfang mit anschließendem Festakt ,,50 Jahre VdS" (Festrede, Musik, Präsentation). Nach dem Motto ,,erst die Arbeit, dann das Vergnügen" steht am Samstagnachmittag, wie alle zwei Jahre, die VdS-Mitglieder-
versammlung mit der Wahl des Vorstands auf dem Programm. Die großzügig angelegte Sternwarte bietet ausreichend Gelegenheit Kontakte zu knüpfen, astronomischen Interessen nachzugehen, aber auch - mitten im Treptower Park - Ruhe zu finden. Noch nicht genug? Dann nutzen Sie eine einmalige Gelegenheit: Die Beobachtung des Planeten Mars mit dem historischen Treptower Riesenfernrohr, immerhin der längste Refraktor der Welt! Der Mars ist auch das zentrale Thema des ersten deutschen ,,Astronomietags" (siehe oben). Falls Sie einen amateurastronomischen Vortrag halten möchten, wenden Sie sich bitte per Brief oder E-Mail (vortraege@vdsastro.de) an Wolfgang Steinicke. Aktuelle Informationen zur Berliner VdS-Tagung finden Sie natürlich auf unserer Webseite www.vds-astro.de. Übrigens wird ,,50 Jahre VdS" auch das Schwerpunktthema der nächsten Ausgabe (Nr. 12, III/2003) des VdS-Journals sein, das rechtzeitig zur Tagung erscheinen wird.
Der Vorstand
6 S C H W E R P U N K T T H E M A > Finsternisse und Bedeckungen
Sonnenfinsternisse -
ein Sonderfall einer Sternbedeckung durch den Mond
von Hans-Joachim Bode
Viele Sterne ändern ihre Hellig-
beträgt die ekliptikale Breite
keit, weisen oft periodische
des Mondes nahezu 0 Grad - und
Helligkeitsschwankungen auf, die
das ist bei jeder Sonnen-
verschiedentlich mit einer Ände-
finsternis der Fall. Hieraus
rung ihres Durchmessers einher
folgt, dass bei jeder Sonnen-
gehen: So könnte auch unsere
finsternis nahezu das gleiche
Sonne ihren Durchmesser peri-
Randprofil am Nord- und
odisch ändern. Zweifelsohne müs-
Südrand anzutreffen ist und
ste diese Schwankung innerhalb
dem zufolge die Vermessung
,,menschlicher" Zeiträume klein
des polaren Sonnendurch-
sein, sonst wäre sie längst festge-
messers nur am Nord- und
stellt worden: Somit ist eine
Südrand bezüglich der zen-
Verfeinerung der Messverfahren
tralen Zone aus erfolgen
erforderlich, unter Berücksichti-
kann. Nicht zu vergessen ist
gung der begrenzenden Wirkung
die Tatsache, dass die relative
der Erdatmosphäre.
Geschwindigkeit des Mond-
Der Mond, mit einer Geschwin-
randes in Bezug zum Sonnen-
digkeit von 0,5 Bogensekunden in
rand hier am kleinsten ist: Bei
der Sekunde und bekanntem
einer Messgenauigkeit von
Durchmesser, würde bei einer
0,5 bis 1,0 Zeitsekunden wird
Sonnenfinsternis den Sonnen-
der Sonnendurchmesser be-
durchmesser mit einer Genauigkeit Abb. 1:
reits auf 0,01 Bogensekunden
von unter 0,1 Bogensekunde Mondfinsternis am 8.1.1981, Aufnahme von H.-J. Bode mit
bestimmt. Zusätzlich lässt
bestimmen lassen können - ohne 600 mm Brennweite bei Blende 5, ca. 60 Sekunden belichtet. sich hier der ,,streifende
störenden Einfluss der Erd-
Sternbedeckungs-Effekt" nut-
atmosphäre. Von Nachteil ist in
zen: Das Perlschnurphäno-
diesem Zusammenhang die Tatsache, dass Die genauen Positionen und die hieraus men ermöglicht diverse Zeitmessungen.
die Berge und Täler des Mondes, die resultierenden Sternkataloge, welche im Aus dem bisher Gesagtem ist ersichtlich,
Kreisförmigkeit der Mondscheibe ,,stö- Rahmen des HIPPARCOS-Projektes dass jeder sich an dem Projekt ,,Sonnen-
ren": Am Mondrand gelegene Berge kön- erstellt werden konnten, sowie die Ephe- durchmesser" beteiligen kann: Direkt,
nen um bis zu 4 Bogensekunden über das meride DE405 Berechnungen des Jet indem man an den Rändern der Totali-
mittlere Mondrandniveau hinausragen, bei Propulsion Laboratory ermöglichten es, tätszone beobachtet oder indirekt durch
Tälern liegt der scheinbare Mondrand um auf ein altes Beobachtungsobjekt zurück- Mithilfe bei der Verbesserung des Mond-
bis zu 4 Bogensekunden unter dem mittle- zugreifen: Sternbedeckungen durch den randprofiles. Für die Registrierung einer
ren Niveau.
Mond. Die präzise Zeitbestimmung des totalen Sternbedeckung reicht bereits eine
Zusätzlich erschwert wird dieser Verschwindens oder Wiedererscheinens Stoppuhr aus - bei einer streifenden Stern-
Sachverhalt durch die Tatsache, dass sich eines Sterns definiert eben genau das bedeckung sollte man ein Diktiergerät nut-
bei jeder Sonnenfinsternis librationsbe- Mondrandprofil an dieser Stelle, d. h. zen, da hier in der Regel mehr als 2
dingt andere Mondformationen am bezüglich des Positionswinkels und der Kontakte auftreten und das Zeitzeichen
Mondrand befinden. Die Mondoberfläche Libration in Länge und Breite. Die hier zu (via DCF77-Empfänger) gleichzeitig mit
müsste also genau vermessen werden, um erzielende mittlere Genauigkeit liegt bei aufgenommen wird. Klar ist auch, dass
für jede Sonnenfinsternis das korrespon- ca. 0,1'', und damit wäre eine vergleich- eine streifende Sternbedeckung genau die
dierende Mondrandprofil berechnen zu bare Genauigkeit für den Sonnen- Daten liefert, die für eine Auswertung des
können - zu aufwendig: Dieses Verfahren durchmesser - bei jeder totalen oder ring- polaren Sonnendurchmessers gebraucht
wurde deshalb in der Vergangenheit als förmigen Sonnenfinsternis - erreichbar. werden - im besonderen dann, wenn diese
unbrauchbar verworfen.
Beschränkt man sich dagegen auf den pola- während einer Mondfinsternis stattfindet:
Raumsonden können leider hierbei nicht ren Durchmesser, so ist es nicht unbedingt Libration in Länge und Breite entsprechen
viel helfen: Die von den Sonden CLE- notwendig, das komplette Randprofil des unter diesen Umständen fast den Werten
MENTINE und LUNAR PROSPECTOR Mondes zu kennen.
bei einer Sonnenfinsternis. Beteiligen sich
übermittelten Daten der Mondoberfläche Ein weiterer Vorteil besteht in der Tatsache, nun mehrere Beobachter an der Aufzeich-
ließen sich nicht verwerten, da die gemes- dass die Libration in Länge sich in der nung dieser Daten, so lässt sich sogar ein
senen Höhenangaben für ein eigenes Polregion kaum bemerkbar macht, sondern komplettes Randprofil erstellen - im Gegen-
Koordinatensystem gelten, welches sich die Libration in Breite die entscheidende satz zu einer totalen Sternbedeckung, bei der
nicht umrechnen lässt.
Rolle spielt: Bei einer Sonnenfinsternis nur ein einzelner Messpunkt erhalten wird.
VdS-Journal Nr. 11
S C H W E R P U N K T T H E M A > Finsternisse und Bedeckungen 7
Abb. 2: Totale Sonnenfinsternis am 4.12.2002, Aufnahme von Brigitte Thome auf Mittelformat-Film, Brennweite 360 mm, Blende 5,6, ca. 1/100 Sekunde belichtet.
Durch den Einsatz von CCD- und Videotechnik kann die Messgenauigkeit
entscheidend verbessert werden - natürlich nur, wenn die Aufzeichnungsgenauigkeit
mindestens 0,1 Sekunden beträgt. Für den erfahrenen Amateur dürfte es kein Problem sein, sich dieses wenig zeitraubende Gebiet - unterstützend - zu erschließen: Wenn der Mond am Himmel steht, ist eine Deep-Sky-Beobachtung selten sinnvoll. Sonnenfinsternis-Freaks könnten darüber nachdenken, bei ringförmigen Finsternissen in Randnähe zu beobachten: Die Chance hier Protuberanzen und Teile der Chromosphäre/Korona ebenfalls mitzuerleben, nimmt erheblich zu. Die Auswertung einer Sonnenfinsternis ist dagegen recht aufwendig: ein Grund, warum bislang erst die Daten bis 1994 ausgewertet wurden. Zukünftig werden wohl die Video-Daten per Rechner ausgewertet werden können: Es muss ,,nur" noch die Software erstellt werden - Freiwillige sind jederzeit willkommen.
Sternbedeckungen durch Kleinplaneten im Jahr 2003
von Mike Kretlow
Einführung Die Bedeutung der Kleinplaneten als Forschungs- und Beobachtungsobjekte hat in den letzten Jahren stetig zugenommen. Dieses Thema ist zugleich auch facettenreicher geworden. Die Suche nach NEOs (Near Earth Objects) oder TNOs (TransNeptun Objects) beschäftigt zunehmend Profi- und auch Amateurastronomen. Die Anzahl der neu entdeckten Kleinplaneten ist in den letzten 10 Jahren exponentiell angestiegen. Den größten Anteil daran tragen die sogenannten Surveys wie LINEAR, NEAT und Spacewatch, aber auch immer mehr Amateure leisten einen bedeutenden Beitrag zur Untersuchung der Kleinplaneten - in Form von astrometrischen Beobachtungen (z. B. sogenannten Follow-Up-Beobachtungen von neuentdeckten NEOs), Lichtkurven, Bahnberechnungen und schließlich auch bei der Vorhersage, Beobachtung und Auswertung von Sternbedeckungen [1]. Insbesondere physikalische Grundparameter wie Form
und Größe und daraus ableitbare Werte sind nur für wenige Kleinplaneten bekannt - verglichen mit der Anzahl der inzwischen katalogisierten Objekte. Vor rund zwei Jahren wurde hier ausführlich über diese Thematik berichtet [2]. Seit dem hat sich nichts Grundlegendes verändert, daher soll in diesem Beitrag neben Vorhersagen für das laufende Jahr ein aktuelles Bild der Aktivitäten gegeben werden.
Vorhersagen Sogenannte Referenzvorhersagen werden von Edwin Goffin (Belgien) [3], ergänzt durch Arbeiten von Steve Preston (USA) [4], sowie von Mike Kretlow (Deutschland) [5] erstellt. Sie dienen gewissermaßen als Terminkalender und Beobachtungsplan für das gesamte Jahr. Anhand der eigenen Vorhersagen soll die Berechnungsprozedur exemplarisch erläutert werden. Das Programmpaket besteht aus mehreren selbstgeschriebenen Fortran77-Programmen und einigen Python-Skripten und läuft
auf einem Linux-PC. In einem ersten Schritt werden Jahresephemeriden für eine Anzahl von Kleinplaneten berechnet. Die Bahnelemente werden einem ständig aktualisierten Datenbestand entnommen (hier die Datei astorb.dat vom Lowell Observatory) und es werden nur jene Kleinplaneten einbezogen, deren angenommener Durchmesser bei mindestens 30 km liegt. Würde man diese Grenze zu weit herabsetzen erhielte man einerseits extrem kurze Bedeckungsereignisse und andererseits würde selbst bei einer last-minuteprediction die Unsicherheit der Bedeckungszone ein Vielfaches ihrer selbst betragen. Die Ephemeriden werden unter Berücksichtigung aller Störungen mit Hilfe einer numerischen Integration der Bewegungsgleichungen berechnet. Die Positionen der großen Planeten und deren Massen werden der JPL-Referenzephemeride DE403 entnommen. Alle Kleinplaneten, deren Ephemeriden nun vorliegen, werden nach möglichen Stern-
VdS-Journal Nr. 11
8 S C H W E R P U N K T T H E M A > Finsternisse und Bedeckungen
Abb. 1: Verteilung der Beobachter in und außerhalb der Bedeckungszone [14].
bedeckungen eines Sternkataloges (hier: Tycho-2 mit rund 1 Millionen Sternen bis ca. 11 mag) untersucht. Findet das Programm eine irgendwo auf der Erde stattfindende Bedeckung wird es entsprechend vorgegebener Ausschlusskriterien abgespeichert oder verworfen. Für die in Tabelle 1 angegebenen Bedeckungen war die Vorgabe:
1. Die Bedeckung muss mindestens 1 Sekunde andauern (für einen Beobachter auf der Zentrallinie).
2. Der Helligkeitsabfall muss wenigstens 1 mag betragen (da zahlreiche Beobachter visuell arbeiten).
3. Die Elongation zur Sonne darf 30 Grad nicht unterschreiten.
Verschiedene Hilfsprogramme dienen der weiteren Aufbereitung der Daten und deren Visualisierung. Mit ihrer Hilfe wurden aus den so gefundenen Ereignissen durch visuelle Sichtung am Bildschirm jene ausgewählt, die in oder um Deutschland stattfinden und auch beobachtbar sein sollten
VdS-Journal Nr. 11
(Höhe über dem Horizont, etc.). Entsprechende Karten der Bedeckungszonen für die hier genannten, aber auch für alle anderen gefundenen Ereignisse (Europa und weltweit) können von der Webpage des Autors heruntergeladen werden [5].
Updates Die Genauigkeit der Referenzvorhersagen in Bezug auf die Bedeckungszone beträgt i. a. wenige 100 km. Bei einem durchschnittlichen Asteroidendurchmesser von einigen 10 km bis einigen 100 km bedeutet dies, dass der alleinige Verlass auf eine Nominalvorhersage unsicher ist. Die Ungenauigkeit in der Vorhersage ergibt sich i. w. aus der Summe der Unsicherheit in der Sternposition und der Kleinplanetenephemeride. Während vor 15 Jahren und mehr der Unsicherheitsbeitrag des Sterns oftmals in der Größenordnung der Ephemeridenunsicherheit lag (und sich damit eine Gesamtunsicherheit von nicht selten 1'' ergab) hat sich die Situation inzwischen mit dem Erscheinen neuer, hochgenauer Sternkataloge (Tycho-2 und
bald UCAC) verändert. Die Bahn eines Kleinplaneten ist i. a. nicht so genau bekannt, so dass sich die erforderlichen hochpräzisen Ephemeriden über längere Zeiträume nicht berechnen lassen. Zwar hat sich die Qualität der publizierten Bahnen verbessert, da die astrometrischen Daten, auf denen sie beruhen, ebenfalls in den letzten Jahren aufgrund der Verwendung dieser Sternkataloge genauer wurden, aber eine erwünschte Ephemeridengenauigkeit von einigen 0,01'' zum Zeitpunkt der Bedeckung kann nur durch gezielte Positionsbeobachtungen wenige Wochen und Tage vor dem Ereignis erreicht werden. Wesentliche Beiträge hierfür kommen von Fachastronomen wie Ronald Stone (USNO in Flagstaff und Arizona) und Bill Owen (Table Mountain Observatory) sowie Amateurastronomen wie Raoul Behrend und Paul Bartholdi (Schweiz). Liegen solche neuen Positionsmessungen vor, werden verbesserte Vorhersagen gerechnet (updates oder lastminute-predictions), die in der Regel zu einer mehr oder weniger starken Ver-
Ausgesuchte Sternbedeckungen durch Kleinplaneten, deren vorhergesagte Bedeckungszone Deutschland oder zumindest umliegende Länder trifft.
Date & Time (central occ)
No
Name/Designation Diam Vmag Star
Vmag Pmag Dur dMag Els Elm Slt
Shd on Earth
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VdS-Journal Nr. 11
2003 2003 2003 2003 2003 2003 2003 2003 2003 2003 2003 2003 2003 2003 2003 2003 2003 2003 2003 2003 2003 2003 2003 2003 2003 2003 2003 2003 2003 2003
Apr 12 Apr 12 Apr 14 Apr 17 Apr 23 Apr 28 May 01 May 02 May 03 Jun 10 Jun 27 Sep 10 Sep 12 Sep 14 Sep 26 Sep 28 Sep 29 Oct 21 Nov 20 Nov 23 Nov 23 Nov 29 Dec 01 Dec 08 Dec 11 Dec 20 Dec 22 Dec 25 Dec 30 Dec 30
05h27,5m UT 23h29,3m UT 18h38,3m UT 21h17,1m UT 19h21,8m UT 21h27,7m UT 20h01,5m UT 17h49,2m UT 20h03,5m UT 20h08,1m UT 03h38,0m UT 04h50,4m UT 23h45,8m UT 05h50,8m UT 23h35,1m UT 16h52,1m UT 01h05,3m UT 04h57,2m UT 04h40,3m UT 20h33,5m UT 01h08,6m UT 05h53,0m UT 03h58,3m UT 02h44,1m UT 23h06,6m UT 03h33,8m UT 21h51,1m UT 18h50,1m UT 01h27,1m UT 02h59,6m UT
803 954 5661 407 1210 287 156 1961 1242 885 207 2069 1135 308 709 148 305 2320 410 98 102 22180 413 3127 585 5144 925 638 1070 2421
Picka Li Hildebrand Arachne Morosovia Nephthys Xanthippe Dufour Zambesia Ulrike Hedda Hubble Colchis Polyxo Fringilla Gallia Gordonia Blarney Chloris Ianthe Miriam 2000YZ Edburga Bagration Bilkis Achates Alphonsina Moira Tunica Nininger
47
15,4 TYC2 5753-01909-1 12,4
58
14,9 TYC2 4940-00154-1 10,1
34
17,4 TYC2 2389-01827-1 11,7
95
14,2 TYC2 1368-01752-1 10,6
34
15,3 TYC2 1968-00650-1 10,8
68
13,0 TYC2 1385-00019-1 9,1
121 14,2 TYC2 1330-01274-1 12,2
50
16,4 TYC2 1853-01649-1 11,5
48
15,5 TYC2 1941-02611-1 13,3
33
15,4 TYC2 6187-00532-1 10,7
59
14,4 TYC2 4666-00933-1 11,8
35
16,1 TYC2 4677-00983-1 12,3
51
13,7 TYC2 0617-00997-1 11,8
141 13,7 TYC2 1323-00040-1 11,8
97
12,7 TYC2 0570-01150-1 11,6
98
13,8 TYC2 0366-00766-1 11,6
49
13,1 TYC2 0004-00279-1 11,7
39
16,8 TYC2 0835-01218-1 10,3
124 13,9 TYC2 1372-02290-1 10,4
105 12,6 TYC2 3365-01124-1 11,6
83
12,7 TYC2 1316-01140-1 11,4
36
16,8 TYC2 0721-00397-2 9,4
32
14,4 TYC2 1385-01449-1 11,7
31
16,8 TYC2 1911-00008-1 11,2
58
13,3 TYC2 0688-00862-1 11,7
55
16,9 TYC2 2420-00345-1 11,0
54
12,0 TYC2 2907-00780-1 6,2
66
15,6 TYC2 5260-00438-1 11,6
36
16,2 TYC2 0236-00111-1 12,0
39
15,5 TYC2 1906-00655-1 11,1
12,6 1,9 3,1
10,6 4,4 4,8
11,6 1,1 5,7
11,1 5,0 3,6
11,7 7,1 4,5
10,4 3,2 4,0
12,4 4,1 2,2
12,1 1,2 4,9
2,9
2,1 2,3
12,2 2,8 4,7
12,5 3,9 2,7
13,3 3,1 3,8
12,3 9,1 2,1
12,4 6,2 2,0
13,1 10,2 1,4
12,5 2,9 2,3
12,2 3,7 1,7
10,8 1,4 6,5
10,8 23,3 3,5
11,7 11,7 1,4
11,8 9,9 1,6
10,0 2,0 7,3
12,4 4,4 2,8
12,1 3,3 5,6
12,9 5,7 1,8
11,8 2,7 5,9
6,6
4,0 5,8
11,9 3,4 4,0
12,9 6,7 4,2
12,1 2,7 4,3
77
163 73% 05h24m-05h30m
162 35 80% 23h23m-23h35m
56
95 94% 18h34m-18h42m
85
110 98% 21h12m-21h21m
112 161 47% 18h59m-19h44m
82
110 6%
21h22m-21h32m
60
57 0%
19h58m-20h04m
37
24 1%
17h46m-17h52m
79
54 5%
19h59m-20h08m
160 31 82% 20h02m-20h13m
94
65 6%
03h33m-03h42m
154 30 100% 04h41m-04h59m
146 9
95% 23h30m-00h01m
77
63 88% 05h45m-05h55m
156 145 1%
23h26m-23h43m
56
27 9%
16h49m-16h55m
175 136 12% 00h57m-01h13m
62
5
24% 04h53m-05h01m
127 75 19% 04h23m-04h57m
144 144 0%
20h21m-20h46m
150 137 1%
00h57m-01h20m
153 130 35% 05h46m-05h59m
128 136 55% 03h44m-04h12m
145 44 100% 02h33m-02h54m
166 44 91% 22h58m-23h15m
170 128 15% 03h28m-03h39m
157 162 0%
21h42m-21h59m
83
50 8%
18h44m-18h55m
130 141 47% 01h10m-01h44m
173 98 47% 02h53m-03h06m
Legende: Date & Time=Datum und Uhrzeit der zentralen Bedeckung; No=Nummer des KleinplanetenName/Designation; Name bzw. provisorische Bezeichnung des Kleinplaneten; Diam=Angenommener Durchmesser in km; Vmag=Visuelle Helligkeit des Kleinplaneten; Star=Katalogbezeichnung des Sterns; Vmag, Pmag=Visuelle und photographische Helligkeit des Sterns; Dur=Maximale Bedeckungsdauer in sec (bei zentraler Bedeckung); dMag=Helligkeitsabfall in mag; Els=Elongation zur Sonne in Grad; Elm=Elongation zum Mond in Grad; Slt=Beleuchteter Anteil des Mondes (100% = Vollmond); Shd. on Earth=Zeitraum in dem der Asteroidenschatten die Erde trifft (entspricht etwa dem empfohlenen Beobachtungszeitraum).
10 S C H W E R P U N K T T H E M A > Finsternisse und Bedeckungen
Halt. Bei der Beob-
achtung von Stern-
bedeckungen durch
Asteroiden bieten
sich zahlreiche
Methoden an, die
hier
teilweise
bereits beschrieben
wurden [2]. Im ein-
fachsten Fall genügt
neben dem Teleskop
ein Zeitzeichen-
empfänger (DCF77
in Europa) und eine
Stoppuhr oder bes-
ser ein Tonband-
gerät (Diktiergerät).
Genauer in Hinblick
auf die Auswertung
ist die Aufzeich-
Abb. 2:
nung der Sternbe-
Gemessenes Bedeckungsprofil. Jede Linie entspricht einem
deckung mit Hilfe
Beobachter. Der rote Punkt markiert das Verschwinden des
einer Kamera. Die
Sternes, der grüne Punkt das Wiedererscheinen. Man erkennt eigens von W.
die unreguläre Gestalt des Asteroiden, dessen Größe (unter
Beisker (IOTA/ES)
diesem Betrachtungsaspekt) mit etwa 92 km x 106 km angege- entwickelte Hoch-
ben werden kann [14].
geschwindigkeits-
CCD-Kamera IOC
wurde nur in einer
Kleinserie gebaut
schiebung der Bedeckungszone führen und dürfte den wenigsten Beobachtern zur
(eine leichte Anpassung des Zeitpunktes Verfügung stehen. Aber inzwischen sind
der Bedeckung spielt i. a. keine große zahlreiche, leistungsfähige Videokameras
Rolle, da der Beobachter ohnehin etwa +- auf dem Markt (z. B. Mintron und Watec),
10 Minuten um den erwarteten Zeitpunkt die auch ohne das Vorschaltens eines
beobachtet). Dabei wird inzwischen eine Restlichtverstärkers vergleichbar ,,tief rei-
Genauigkeit von etwa einer Bedeckungs- chen". Der Einsatz einer Webcam ist eben-
zonenbreite erreicht, d. h. also, Beobachter so möglich. Unabdingbar ist dabei jedoch,
können gezielt in die Bedeckungszone hin- dass die genaue Zeit mit aufgezeichnet
einfahren und sich ggfs. verteilen (denn es wird. Im Falle einer Videoaufzeichnung
soll ja auch das Profil des Asteroiden erfasst wurde dazu ein DCF77-Timeinserter von
werden). Solche Updates werden haupt- H. H. Cuno (IOTA/ES) konstruiert. Das
sächlich durch Jan Manek (Tschechien) Gerät blendet das Zeitzeichen des DCF77-
und Martin Federspiel (Deutschland) für Empfängers in Echtzeit in das Videobild
Europa sowie Steve Preston (Neuseeland) ein. Derzeit arbeitet H. H. Cuno an einem
und David Dunham (USA) für die restli- GPS-Time-Inserter [10].
chen Teile der Welt durchgeführt. Diese
Informationen werden über das Internet Zusammenfassung
verbreitet: z. B. in Form von Webseiten [6, Sternbedeckungen durch Kleinplaneten
7] und Mailinglisten [8, 9]. Jeder Beob- stellen ein spannendes Betätigungsfeld dar,
achter sollte sich anhand dieser Quellen vor das es darüber hinaus dem Amateur auch
einem Ereignis, das er zu beobachten beab- noch ermöglicht, wissenschaftlich wert-
sichtigt, über eventuell vorhandene Updates volle Beiträge zu leisten. In allen
informieren. Über die Mailinglisten und Teilbereichen wie Vorhersage, Updates,
auch auf der Webpage von Jan Manek und Beobachtung und Auswertung ist genü-
Ludek Vasta [6] werden darüber hinaus auch gend Spielraum für eigene Aktivitäten und
Beobachterberichte und Resultate verbreitet. Weiterentwicklungen vorhanden und
erwünscht. Als Anlaufstellen seien die
Beobachtung
IOTA, IOTA/ES (Europäische Sektion)
Die technische Weiterentwicklung macht [11] und die FG Sternbedeckungen der
auch vor der Amateurastronomie nicht VdS [12] genannt. Die vergangenen Jahre
VdS-Journal Nr. 11
haben eindrucksvoll bewiesen, dass die internationale Zusammenarbeit aus den genannten Bereichen zu einer stattlichen Anzahl positiv beobachteter Sternbedeckungen pro Jahr geführt hat. Eines der herausragenden Beispiele im letzten Jahr war die Bedeckung des Sterns TYC 1259-00984-1 = FK6 1115 durch 345 Tercedina am 17.9.2002. Aufgrund von Updates und einer teilweise über das Internet koordinierten Beobachterkampagne erhielt man über 70 positive Beobachtungen (Abbildung 1), die praktisch über das gesamte Asteroidenprofil (Abbildung 2) verteilt sind [13].
Literaturhinweise
[1] Für den deutschsprachigen Raum siehe z. B. die Homepage der FG Kleinplaneten, http://www.kleinplanetenseite.de
[2] M. Federspiel, 2001: VdS-Journal Nr. 6 (I / 2001), 76
[3] EAON-Vorhersagen von Edwin Goffin, ftp://ftp.ster.kuleuven.ac.be/dist/vvs/ asteroids/
[4] IOTA-Vorhersagen und Ergänzungen von Steve Preston, http://www.lunaroccultations.com/iota/asteroids/astrndx.htm
[5] IOTA/ES-Vorhersagen von Mike Kretlow, http://astro1.physik.uni-siegen.de/ uastro/occult/index.html oder http://www.minorplanets.org/
[6] Sternbedeckungs-Webseite von Jan Manek und Ludek Vasta, http://sorry.vse.cz/~ludek/mp/
[7] Update-Webseite von Steve Preston, http://www.asteroidoccultation.com/
[8] Mailingliste PLANOCCULT: Um sie zu abonnieren sendet man eine E-Mail an listserv@aula.com mit dem Nachrichtentext: subscribe planoccult [IhrName], [IhrLand]
[9] Mailingliste IOTAoccultations: Um sie zu abonnieren senden man eine E-Mail an IOTAoccultations-subscribe@egroups.com (Betreff und Text egal)
[10] http://home.t-online.de/home/hhcuno/ [11] http://www.iota-es.de [12] Hans-Joachim Bode, Bartold-Knaust-Str.
8, 30459 Hannover, E-Mail: president@iota-es.de bzw. secretary@ iota-es.de (E. Bredner) [13] http://sorry.vse.cz/~ludek/mp/results/ [14] J. Lecacheux, http://www.sideral.com/terci/index_e.html
S C H W E R P U N K T T H E M A > Finsternisse und Bedeckungen 11
Erscheinungen der Jupitermonde
von Dietmar Büttner
Einleitung Die vier großen Jupitermonde sind für den beobachtenden Sternfreund aus mehreren Gründen recht interessant. Wegen ihrer großen Helligkeit von ca. 5-6 mag sind sie auch im kleinsten Amateurfernrohr problemlos zu sehen. Ihre rasche Bewegung lässt z. T. bereits nach einigen Minuten eine Veränderung der relativen Positionen zueinander erkennen. Durch die Lage der Bahnebenen der Monde zur Erde und zur Sonne ergeben sich zahlreiche Konstellationen der Monde untereinander sowie zur Jupiterscheibe bzw. zum Schatten des Jupiters. Daher sind in fast jeder Nacht eine oder mehrere derartige Erscheinungen der Jupitermonde zu sehen. Kaum ein anderes Objekt am Sternhimmel zeigt in einem Fernrohr beliebiger Größe eine solche Vielfalt in so kurzer Zeit wie das System der vier Galileischen Jupitermonde.
Die Erscheinungen im Überblick Verfinsterungen durch den Jupiter: Eintritt des Mondes in den Jupiterschatten bzw. Austritt aus diesem. Der Mond wird beim Eintritt innerhalb weniger Minuten immer schwächer bis hin zur vollständigen Unsichtbarkeit (beim Austritt entsprechend umgekehrt). Beobachtung auch mit kleinsten Instrumenten möglich. Die Öffnung des Fernrohres bestimmt lediglich die Grenzgröße und damit den genauen Zeitpunkt des Verschwindens/Wiedererscheinens auf der Verfinsterungslichtkurve. Bedeckungen durch den Jupiter: Der Mond verschwindet hinter der Jupiterscheibe bzw. taucht hinter dieser wieder auf. Die Beobachtung erfordert eine möglichst hohe Vergrößerung und eine ruhige Luft. Vorübergänge vor der Jupiterscheibe: Beim Eintritt in die Jupiterscheibe oder kurz danach wird der Mond unsichtbar, beim Austritt wieder sichtbar. Beobach-
tungsvoraussetzungen wie bei den Bedeckungen. Mondschatten auf der Jupiterscheibe: Der Schatten des Mondes wandert als pechschwarzes Pünktchen oder Scheibchen über die Jupiterscheibe. Beobachtung teilweise auch mit kleinen Fernrohren möglich. Gegenseitige Verfinsterungen: Ein Mond tritt in den Schatten eines anderen Mondes. Er wird bei einer partiellen Verfinsterung für einige Minuten schwächer, bei einer totalen Verfinsterung auch völlig unsichtbar. Beobachtungsvoraussetzungen wie bei den Verfinsterungen durch den Jupiter. Gegenseitige Bedeckungen: Ein Mond bedeckt einen anderen. Beide Monde bewegen sich aufeinander zu, verschmelzen zu einem Objekt und trennen sich nach einigen Minuten wieder. Beobachtungsvoraussetzungen wie bei den Bedeckungen durch den Jupiter.
12 S C H W E R P U N K T T H E M A > Finsternisse und Bedeckungen
Abb. 1: Lichtkurve der ringförmigen Verfinsterung des Jupitermondes I durch den Mond II am 20.12.2002. Visuelle Schätzung nach der Argelander-Methode durch Dietmar Büttner am Refraktor 63 / 840 mm. Beobachtetes Maximum der Verfinsterung: ca. 4h 51m 30s bis 4h 51m 40s UTC (Vorhersage 4h 51m 28s UTC). Dieses Beispiel einer visuellen Beobachtung an einem kleinen Instrument zeigt, dass die Beobachtungen bereits mit minimalen Voraussetzungen möglich sind.
Beobachtungen Bei allen Erscheinungen erfasst man die Zeitpunkte für die markanten Konstellationen (vollständiges Verschwinden / erstes Wiedererscheinen, erste / letzte Berührung, innerer/äußerer Kontakt) so genau wie möglich. Bei den Verfinsterungen ist das je nach Steilheit der Lichtkurven u. U. auf einige Sekunden genau möglich, bei den Bedeckungen und Durchgängen ist dagegen nur eine Genauigkeit im Minutenbereich erreichbar. Vor allem für die gegenseitigen Verfinsterungen sollte man neben dem Zeitpunkt für das völlige Verschwinden/erste Wiedererscheinen auch eine Lichtkurve aufnehmen. Das kann photoelektrisch oder auch visuell nach der Argelander-Methode wie bei der Beobachtung veränderlicher Sterne erfolgen. Unabhängig von jeglicher Ergebnisorientierung bieten alle Erscheinungen einen recht hohen Schauwert, der die Dynamik der Bewegungen im Jupitersystem gut erkennen lässt.
Die Erscheinungen im Zusammenhang mit dem Jupiter treten für die Monde I bis III bei jedem Umlauf um den Jupiter ein, für den Mond IV nur bei hinreichend kleinen Deklinationen der Sonne bzw. der Erde auf dem Jupiter. Gegenseitige Bedeckungen und Verfinsterungen der Monde ereignen sich nur, wenn die Erde bzw. die Sonne in oder sehr nahe der Bahnebene der Monde
stehen. Das ist nur etwa alle 5-6 Jahre für jeweils einige Monate lang der Fall. Bezüglich der instrumentellen Voraussetzungen werden hier bewusst keine konkreten Zahlenangaben gemacht, damit jeder Interessent seine eigenen Erfahrungen ohne Voreingenommenheit sammeln kann. Auf jeden Fall lohnt der Versuch bereits mit den kleinsten Öffnungen.
Wissenschaftlicher Wert der Beobachtungen Zumindest einige Arten der Jupitermonderscheinungen sind auch heute - im Zeitalter von Raumsonden-Missionen zum Jupiter - noch von wissenschaftlichem Wert. Das betrifft vor allem die gegenseitigen Bedeckungen und Verfinsterungen. Diese Erscheinungen sind äußerst sensibel gegen kleinste Fehler in den zur Vorhersage
IMPRESSUM
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VdS-Journal Nr. 11
S C H W E R P U N K T T H E M A > Finsternisse und Bedeckungen 13
verwendeten Positionen. Abweichungen der Beobachtungen zur Vorhersage von mehreren Zeit-Minuten sind hier möglich. Daher sind Amateurbeobachtungen dieser Erscheinungen nach wie vor sehr willkommen. Neben den bevorzugt erwünschten photoelektrischen Beobachtungen sind aber auch sorgfältig ausgeführte visuelle Beobachtungen als Ergänzung durchaus noch sinnvoll. Da die gegenseitigen Bedeckungen und Verfinsterungen nicht allzu zahlreich sind und oftmals das Wetter die Beobachtung vereitelt, bleiben für einen gegebenen Ort auf der Erde i. a. nur einige wenige günstig beobachtbare Erscheinungen übrig. Entsprechend ist jede gute Beobachtung wertvoll. Von begrenztem wissenschaftlichen Wert sind auch noch die Beobachtungen der Verfinsterungen durch den Jupiter. Die anderen Erscheinungen (Bedeckungen,
Durchgänge, Mondschatten) sind dagegen von reinem Schauwert. Aber eben diesen sollte man auch nicht gering schätzen! Leider werden in Deutschland die Jupitermond-Erscheinungen nur noch von ganz wenigen Sternfreunden systematisch beobachtet, so u. a. seit 25 Jahren durch den Autor. Anders sieht es dagegen z. B. in Neuseeland und Australien aus. Dort gibt es eine aktive Gruppe von Amateuren, die bei günstigen Bedingungen z. T. jährlich einige hundert Beobachtungen zusammenbringen. Wissenschaftliche Auswertungen wurden in der Vergangenheit durch Jay H. Lieske am Jet Propulsion Laboratory in Pasadena durchgeführt. Heute erfolgen derartige Arbeiten am bisherigen Bureau des Longitudes (jetzt IMCCE, Institut de mecanique Celeste et de calcul des ephemerides) in Paris, durch Brian Loader von
der Royal Astronomical Society of New Zealand (RASNZ) sowie durch John E. Westfall von der Association of Lunar & Planetary Observers (ALPO).
Vorhersagen Vorhersagen für die ,,normalen" Jupitermond-Erscheinungen sind in den meisten astronomischen Jahrbüchern bzw. im Vorhersage-Teil von Astronomie-Zeitschriften zu finden. Die Vorhersagen für die gegenseitigen Bedeckungen und Verfinsterungen dagegen stehen meistens nur in einigen renommierten Fachzeitschriften bzw. im Internet.
Weitere Informationen
IMCCE : http://www.imcce.fr/serveur_eng.html RASZN: http://occsec.wellington.net.nz/
Atmosphären von Planeten und deren Monden - Was wir durch Sternbedeckungen lernen können
von Wolfgang Beisker
Ecuador, in der Nähe der kolumbianischen Grenze. Auf einem Parkplatz einer Hazienda in 2.000 m Höhe sind etwa 15 Leute aus Paris, aus Deutschland und aus Ecuador selbst dabei, 3 Teleskope mit 20 und 25 cm Durchmesser aufzustellen (Abb. 1). Ungewöhnlich für diese verlassene Gegend. Ab dem späten Nachmittag werden Kabel verlegt, Notebooks angeschlossen, CCD-Kameras und GPS-Empfänger für die Zeiterfassung ausprobiert. Immer wieder kritische Blicke der Gruppe, dass nur kein Wölkchen am Himmel auftaucht! Ein Notstromaggregat steht am Rand des Parkplatzes bereit, um für einen Stromausfall vorzusorgen. Als die Sonne den Horizont berührt, die Blicke zum Imbabura, dem Berg, der der Provinz seinen Namen gegeben hat, schweifen, steigt die Spannung. Titania, ein Mond des Uranus, soll einen hellen Stern bedecken. Ihr Schatten wird in wenigen Stunden hier vorbeiziehen. Nicht nur hier, auch in Aruba, Merida, Caracas, auf den Kanaren, an der portugiesischen Atlantikküste, in Spanien, in Süd- und Mittelfrankreich ste-
Abb. 1: Auf einem Parkplatz im Norden Ecuadors. Instrumentenaufbau einer Gruppe von Astronomen des Observatoire d' Paris/Meudon und der IOTA-ES.
Abb. 2: Projizierte Schattenlinie der Titania auf die Erdoberfläche mit Positionen betei-
ligter Messstationen.
VdS-Journal Nr. 11
14 S C H W E R P U N K T T H E M A > Finsternisse und Bedeckungen
Abb. 3: Schematische Ansicht des Wegs des Sternlichts durch eine Planetenatmosphäre von links nach rechts.
hen Gruppen von Astronomen bereit, das Ereignis aufzuzeichnen oder wenigstens mit dem Auge zu betrachten (Abb. 2). Ein großer Tag für die beobachtende Astronomie. Immer wieder die Frage aller, hält das Wetter, spielen die Instrumente mit? Gegen 21 Uhr Ortszeit soll der Schatten Ecuador erreichen, eine knappe Stunde vorher verhüllt plötzlich eine dichte Nebelschicht die Sicht auf den Uranus. Eine Viertelstunde später jedoch funkelt wieder die Milchstraße. Die Teleskope fangen an zu beschlagen, ein schnell herbeigeschaffter Haarfön löst das Problem. Die letzten Minuten, der Himmel bleibt klar,
Abb. 4: Die IOTA Occultation Camera hinter einem portablen Teleskop.
und auf den Computerbildschirmen der Laptops ist das Live-Kamerabild des Sterns dicht neben Uranus zu sehen. Die wenigen Minuten noch wird das Wetter halten, nur kein Instrumentenproblem mehr! Und dann ist der Stern weg, einfach weg. Erwartet und doch unerwartet. Bei der eingestellten Integrationszeit ist Titania auf dem Bildschirm nicht zu sehen. Ein kurzer Aufschrei geht durch die Gruppe und das Warten auf den Austritt beginnt. Sehr schnell verschwand der Stern, bereits ahnt man, dass, wenn überhaupt, nur eine sehr geringe Atmosphäre auf Titania vorhanden sein kann. Dann, nach etwa einer Minute, taucht der Stern ebenso plötzlich wieder am Bildschirm auf. Es folgt die übliche Arbeit nach einem solchen Ereignis, Dunkelbilder und Flat-Fields aufzunehmen und alles wieder zu verpacken. Freude und Erleichterung auf den Gesichtern aller Beteiligten, ein langes Projekt ist erfolgreich zu Ende. Französischer Champagner als Abschluss und 20 Minuten nach dem Ereignis bedeckt sich der Himmel, diesmal endgültig. Ein halbes Jahr der Vorbereitung, hunderte von E-Mails über die Kontinente, Tests für Zeitnahme und Kameras, viel Arbeit, von Berufsastronomen und Amateuren, von Naturfreunden und Leuten die einfach nur Spaß haben wollten, alles für EIN Ziel. Wofür? Es war die Frage, ob Titania eine messbare Gashülle hat. Die alten Bilder der Voyager-Sonden konnten nichts feststellen, aber deren Nachweisgrenze war nicht besonders gut. Bei dieser Sternbedeckung liegt sie darunter, bei einem Bodendruck
Abb. 5: Lichtkurve der Bedeckung eines Sterns mit 12,6 mag durch Triton. Aufgenommen an einem 0,5-m-Teleskop der Bundaberg Astronomical Association, Bundaberg, Australien.
VdS-Journal Nr. 11
Abb. 6: Lichtkurve der Titaniabedeckung. Deutlich ist der schnelle Abfall und Anstieg der Lichtintensität zu sehen.
S C H W E R P U N K T T H E M A > Finsternisse und Bedeckungen 15
Abb. 7: Wichtige Sternbedeckungen durch Planetenmonde für 2003
von unter 30 mPa. Dies entspricht dem Luftdruck auf der Erde in etwa 120 km Höhe. Kurz bevor der Stern hinter der Scheibe der Titania verschwindet, muss das Licht eine etwaige Atmosphäre durchdringen und so ihre Existenz verraten. Wie lässt sich so eine Planetenatmosphäre vermessen? Die Frage wurde im Ansatz bereits 1953 durch Baum und Code gelöst. Jupiter bedeckte den Stern Arietis und Baum und Code analysierten die Lichtkurve [1]. Wir alle kennen das Phänomen der Refraktion in der Erdatmosphäre. Wir können, wenn wir zum Horizont schauen, wegen der Lichtbrechung oder Refraktion sozusagen unter den geometrischen Horizont blicken. Gas hat, wie auch Glas, einen Brechungsindex größer als eins, nur wenig zwar, aber über lange Strecken kommt immerhin eine deutliche Lichtablenkung zustande. Die Refraktion ist von der Gasdichte abhängig, von der Anzahl der Moleküle pro Volumen. Das Sternlicht durchdringt bei seinem Weg aber Schichten verschiedener Gasdichte. Das macht die Rechnung sehr kompliziert. Abbildung 3 zeigt schematisch von der Seite den Lichtweg. Wie aber entsteht die beobachtbare Lichtabschwächung? Die gleiche Lichtmenge wird im Laufe des Eintritts auf eine zunehmend größere Fläche verteilt (Abb. 3). Dies ergibt dann
die beobachtete Abschwächung, die nicht plötzlich erfolgt, wie bei einem atmosphärelosen Körper, sondern graduell. Erreicht der tiefste Punkt des Lichtstrahls in der Atmosphäre den Planetenboden, gelangt kein Licht mehr zum Beobachter und abrupt verschwindet der Stern. Ist die Atmosphäre dicht genug oder der nötige Ablenkungswinkel klein, z. B. weil der Planet weit weg ist, ist der Stern u. U. auf der anderen Planetenseite schon wieder zusehen, bevor er auf der einen ganz verschwunden ist. Befindet man sich genau auf der Zentrallinie der Bedeckung, dort, wo Stern, Planetenzentrum und Beobachter auf einer Linie liegen, sind alle Punkte des Planetenrandes quasi gleichberechtigt und von überall kann Licht in den eigentlichen geometrischen Schatten hineingebrochen werden. Die Atmosphäre des Planeten wirkt dabei wie ein Linsenring und es entsteht für den Beobachter für kurze Zeit ein Helligkeitsanstieg, obwohl er sich geometrisch tief im Schatten des Planeten befindet. Dieser sogenannte ,,Central Flash", erstmalig 1976 bei der Bedeckung von Geminorum durch Mars beobachtet, ist europäischen Beobachtern sicher durch die Bedeckung von 28 Sagitarii (1989) durch Titan noch in Erinnerung, als die Zone des Zentralblitzes über Mitteleuropa hinwegzog [2, 3]. Viele konnten ihn sogar mit
bloßem Auge am Fernrohr sehen. Wenn im nächsten Jahr die Huygenssonde der ESA in die Atmosphäre des Titan eintaucht, basiert ein möglicher Erfolg auch auf jenen Beobachtungen. In diesem Jahr gibt es übrigens zum letzten Mal vor der Landung die Gelegenheit am 14.11. eine Bedeckung durch Titan zu verfolgen. Aus den aufgenommen Messdaten erhält man in erster Näherung das Verhältnis von mittlerem Molekulargewicht zu absoluter Temperatur. Kennt man, z. B. durch Spektroskopie oder durch sonstige Annahmen dieses mittlere Molekulargewicht, lässt sich der Temperaturverlauf in Abhängigkeit von der Höhe über der Planetenoberfläche bestimmen. Es gibt kein anderes Verfahren dies mit ähnlicher Präzision von der Erde aus zu messen. Von besonderem Interesse ist dies natürlich im Fall von Pluto und Charon. Dort wird ja auf absehbare Zeit keine Sonde vorbeifliegen. Zur Registrierung einer solchen Sternbedeckung wird die Lichtintensität des Sterns mit möglichst hoher Genauigkeit aufgezeichnet. Früher setzte man dabei Photometer mit Photomultipliern ein. Heute verwendet man CCD-Kameras, die aber in der Lage sein müssen, Bilder im Subsekundentakt aufzunehmen. Videokameras sind dabei oft nicht geeignet. Ihre Integrationszeit ist zu klein und ihre Intensitätsauflösung häufig zu gering. Denn es kommt darauf an, nicht nur den reinen Zeitpunkt der Bedeckung zu ermitteln, sondern den Intensitätsverlauf möglichst präzise aufzuzeichnen. Ein Beispiel für die Lichtkurve ist in Abb. 5 zu sehen. Der Neptunmond Triton bedeckte einen Stern 12. Größe. Alle 0,33 Sekunden wurden mit der IOTA-CCD-Kamera am 0,5-mSpiegel der Sternwarte in Bundaberg, Australien, Bilder aufgenommen. Zwei andere Messstationen der IOTA waren 400 km entfernt, ausgestattet mit 14-ZollTeleskopen und zwei weiteren Kameras (Abb. 4). Durch genaue Zeitbestimmung lassen sich weit entfernte Messstationen gemeinsam auswerten, am Beispiel des Triton war dies eine Station der Lunar and Planetary Laboratories in Tuscon, Arizona, die das gleiche Ereignis in Texas beobachtete. Für solche weltweiten Beobachtungen ist eine Zusammenarbeit unterschiedlichster Gruppen von Berufs- und Amateurastronomen nötig. Dazu kommt eine umfangreiche Vorarbeit, um die instrumentellen und logistischen Voraussetzungen für ein solches Projekt zu schaffen. Im Vorfeld der Beobachtung sind aufwendige astrome-
VdS-Journal Nr. 11
16 S C H W E R P U N K T T H E M A > Finsternisse und Bedeckungen
trische Positionsbestimmungen nötig, um die Schattenlinie so genau wie möglich vorherzusagen. Dies ist oft nur wenige Wochen oder Tage vor dem Ereignis möglich. Der wissenschaftliche Nutzen solcher Beobachtungskampagnen ist groß, oft sind es die einzigen Daten, die wir über die Gashülle eines Himmelskörpers bekommen können. Im Falle der Titania konnte leider keine Atmosphäre von mehr als 30 mPa
Bodendruck festgestellt werden. Abb. 6 zeigt die gewonnene Lichtkurve. Als ein weiteres Ergebnis konnte jedoch der Sterndurchmesser zu 0,55 Millibogensekunden bestimmt werden. Informationen über Ereignisse dieser Art lassen sich u.a. auf der IOTA-ES Homepage www.iota-es.de finden. Abb. 7 zeigt vier aktuelle Ereignisse für 2003.
Literaturhinweise
[1] Baum and Code, 1953: A Photometric Observation of the Occultation of sigma Arietis by Jupiter", Astron. J. 58, 108
[2] W.B. Hubbard et al., 1993: The occultation of 28 Sgr by Titan, Astron. Astrophys. J. 269, 541
[3] B. Sicardy et al., 1999: The structure of Titan's stratosphere from the 28 Sgr occultation. Icarus 142, 357
Unser Mond - Maßstab unserer Sonne oder: wir suchen den Strich in der Landschaft
von Eberhard H. R. Bredner
Einführung ...warum?, warum nur? zieht es uns Mitglieder der Fachgruppe Sternbedeckungen immer wieder in die Landschaft - hat doch jeder zu Hause seinen gewohnten Beobachtungsplatz?? ...oh man, that's cool - ein anerkennender Ausruf unserer Tage, der betont, wer ,,cool" ist, der ist auch ,,in". Und wann ist ein Amateur nun ,,cool"? Doch wohl wenn er seine optische Ausrüstung geübt einsetzt und sein Arbeitsgebiet sorgfältig bearbeitet. Alles dies sollte bei der Beobachtung einer streifenden Sternbedeckung zusammentreffen. Die Abbildung 1 (entnommen aus dem holländischen Jahreskalender ,,Sterrengids 1988) zeigt die Situation einer totalen Sternbedeckung. Hier gibt es zwei Kontaktzeiten: Eintritt und Austritt am Mondrand (oder hinter den Mondrand), wobei ein Ein- oder Austritt am hellen Mondrand durch den großen Helligkeitsunterschied immer weniger genau zu bestimmen ist. Je nach den geometrischen / astrometrischen Zusammenhängen gehen wir der Einfachheit halber davon aus, dass der ,,Mondschatten" aus der Beleuchtung eines Sternes als eine berechenbare Größe auf der Erde abgebildet wird. Es muß dann auch Orte geben, an denen für einen Beobachter der Stern gerade am nördlichen oder südlichen Mondrand entlang streift - deshalb also streifende Sternbedeckung. Die Verbindung aller dieser Orte führt zu einer Linie, dem ,,Strich" auf einer Karte oder in der Landschaft.
Situation der Voraussagen In den letzten Jahren hat sich unser Wissen um die Örter der Fixsterne sehr erweitert, die Sternkataloge konnten wesentlich verbessert werden. Besonders wichtig für
VdS-Journal Nr. 11
Abb. 1: Schema einer totalen Sternbedeckung: Der Stern verschwindet am hellen Rand bei (1) und taucht bei (2) wieder auf. Eine Parallel-Verschiebung der Linie bis zum Mondrand führt auf eine südliche oder nördliche Grenzlinie.
,,gute" Koordinaten sind dabei verläßliche Unterlagen über die sehr geringen aber nicht zu vernachlässigenden Eigenbewegungen. Denn ,,fixe" Fixsterne - das hat sich doch schon herumgesprochen - gibt es gar nicht. Mit diesen verbesserten Ausgangsdaten lassen sich dann die ,,Striche in der Landschaft" oder hier genauer die Grenzlinien der streifenden Bedeckungen mit hoher Genauigkeit berechnen. Eine
Beobachterkette senkrecht zu so einer Grenzlinie findet sich deshalb an den unterschiedlichsten Orten wieder. Die Abbildungen 2 bis 4 zeigen dies ganz deutlich. Mit dieser Beobachterkette kann das jeweils auf die Erde projizierte Mondrandprofil für genau eine Stellung des Mondes bestimmt werden, die Abfolge von Bergen und Tälern in diesem nördlichen/südlichen Randbereich des Mondes.
S C H W E R P U N K T T H E M A > Finsternisse und Bedeckungen 17
Mit seiner scheinbaren, ständigen Bewegung um den Mittelpunkt (Libration genannt) ändert sich auch diese Silhouette des Randes, deshalb wird die Beobachtung von streifenden Sternbedeckungen noch viele Jahrzehnte lang eine wichtige Aufgabe sein, bis es hier vollständige Daten gibt.
Abb. 2, 3 und 4: Das Fernrohr des Verfassers an den unterschiedlichsten Orten einer streifenden Sternbedeckung. Abb. 2: im Münsterland in der Abenddämmerung, Abb. 3: bei Schnee im Sauerland, Abb. 4: in der Toscana bei starkem Wind.
Abb. 5: Beobachtungsergebnis Geminorum: Die Linie ist unterbrochen, sobald der Stern durch einen Berg am Mondrand bedeckt wird. Die Zeichengenauigkeit
kann hier die Messgenauigkeit nicht wiedergeben, gemessen wurden 29
Kontakte der beiden hellsten Doppelsternkomponenten. Der Berg bei A hat eine Breite von 0,51 Sekunden oder (bei einer für diese Beobachtung einzuset-
zenden Geschwindigkeit des Mondschattens von 13,744 km pro 10
Sekunden) eine Breite von 701 m. Für das Tal bei B gilt entsprechend 0,22
Sekunden Sicht auf den Stern oder 302 Meter Breite.
Eine so erarbeitete Messung vom 31. März 2001 aus Nord-Ost Frankreich zeigt die Abbildung 5. Erst aus vielen dieser Linien - von vielen einzelnen Beobachtern erarbeitet - lässt sich das Randprofil entwickeln. Dabei ist mit üblichen Amateurgeräten von 4 bis 14 Zoll Öffnung, präzisen Angaben über die Kontaktzeiten und den Ort der Beobachtung eine Genauigkeit des Profils am Mondrand im MeterBereich erreichbar!
SatellitenMessungen Aber warum nur dieser Aufwand? Gibt es doch / gab es doch den Radar-Satelliten CLEMENTINE auf
einer Mondumlaufbahn, der Geländeprofile mit viel größerer Genauigkeit messen konnte! Leider war aber - und das ist hier entscheidend - die Position des Satelliten (die Parameter seiner Umlaufbahn) besonders über den Polgebieten des Mondes wesentlich weniger genau bekannt - und so nutzten die genauen Radarmessungen wenig. Die Arbeit der erdgebundenen Amateure hat noch nicht an Bedeutung verloren.
... und die Sonne? Mittelpunkt unser aller Leben ist der zentrale Stern unseres Planetensystems, die Sonne. Und weil wir alle von einer emotionalen und wohl auch von einer naturwissenschaftlichen Einstellung geprägt sind (oder warum lesen Sie sonst gerade dieses Journal??), sind diese ,,coolen" Messungen streifender Sternbedeckungen für unser Verständnis der Lebensbedingungen mitentscheidend, bilden sie doch wiederum für unsere Sonnenbeobachtung den Maßstab. Die Größenverhältnisse im Sonne / Erde / Mond-System sind nämlich gerade so, dass die viel entferntere / größere Sonne von der Erde aus gesehen scheinbar genau so groß wie der kleinere / nähere Mond ist. Nur deshalb wird bei einer Sonnenfinsternis (Sie erinnern sich zumindest an den 11. August 1999), wenn die Stellung der Körper zueinander weitere Bedingungen erfüllt, diese gerade total oder auch ringförmig bedeckt. Nur so lässt sich die uns alle bewegende Frage: ,,Schrumpft die Sonne oder bläht sie sich auf ...?" beantworten, wenn der Durchmesser des Mondes mit allen Höhen (Bergen) und Tiefen (Tälern) am Rande bestmöglich bekannt ist.
Nur zur Erinnerung die Abbildung 6: Dieses so gezackte Profil erklärt die Lichtspiele am Rande der verdunkelten Sonne, die so faszinierenden ,,Bealy's beads". Und weil das alles im nördlichen und südlichen Randbereich einer
VdS-Journal Nr. 11
18 S C H W E R P U N K T T H E M A > Finsternisse und Bedeckungen
Sonnenfinsternis-Schattenzone länger und nur so mit höherer Genauigkeit zu beobachten ist, werden Sie die Amateure der IOTA/ES (,,International Occultation Timing Association / European Section" alias ,,VdS-Fachgruppe Sternbedeckungen") auch dort finden. Unter Verzicht auf das Erleben einer möglichst langen Dauer der Totalität auf der Zentrallinie wird an beiden Rändern des Sonnenschattens mit Hilfe der Kenntnisse aus dem Mondrandprofil der Sonnendurchmesser bestimmt. Damit schließt sich der Kreis dieses Berichtes.
Fazit Eindrucksvolle - weil ästhetisch sehr ansprechende - Beobachtungen streifender Sternbedeckungen führen letzten Endes zu der einzig möglichen gesicherten Beantwortung der Frage: Wird die Sonne nun kleiner oder vielleicht doch nicht? Sollte durch diese Schilderung Ihr Interesse an streifenden Sternbedeckungen geweckt worden sein, informieren Sie sich über Details auf der Web-Seite der Fachgruppe (www.iota-es.de) oder auch direkt beim secretary@iota-es.de. Lassen Sie sich überraschen, vielleicht werden auch Sie verzaubert sein.
Danksagung Der Autor möchte sich an dieser Stelle für viele weiterführende Gespräche mit Herrn Dr. Eberhard Riedel (IOTA/ES) bedanken, der nahezu weltweit mit seinen Berech-
Abb. 6: Der Mondrand bei der Sonnenfinsternis am 21. Juni 2001, 13:00 UT, die Struktur ist am Rande der Deutlichkeit halber 40-fach überhöht gezeichnet (nach einer Veröffentlichung von Fred Espernak - siehe auch: http://umbra.nascom.nasa.gov/eclipse/010621/figures/figur_8.gif)
nungen streifender Sternbedeckungen erst die Grundlagen für diese Beobachtungen jährlich neu erarbeitet. Ein gleicher Dank geht an Dietmar Büttner (IOTA/ES), der
das Mondrandprofil ständig aus aktuellen Beobachtungen verfeinert.
ACHTUNG!
MERKURDURCHGANG UND SONNENFINSTERNIS
Die Redaktion von SONNE veranstaltet zum Merkurdurchgang und zur Sonnenfinsternis (siehe folgenden Beitrag) einen Fotowettbewerb zu dem wir Sie zum Mitwirken aufrufen möchten. Wir würden uns sehr freuen, wenn Sie uns Papierabzüge (mind. 9 x 13 cm) oder hochwertige Scans (max. 2 MB) ihrer Aufnahmen vom 7. und 31. Mai 2003, versehen mit Ihrer Anschrift, der Aufnahmetechnik, Aufnahmezeit und -ort, an unten stehende Adresse zusenden würden. Unter allen Einsendungen wird die beste Aufnahme prämiert. Dabei wird nicht auf teure Aufnahmetechnik Wert gelegt, sondern vor allem auf Ästhetik! Jeder Teilnehmer erklärt sich damit einverstanden, dass die Aufnahmen im VdS-Journal oder in SONNE abgedruckt werden (Freiexemplar!) sowie auf der Internetseite von SONNE (www.sonneonline.org) mit allen Angaben zu Autor und Technik abgelegt werden, alle Rechte bleiben selbstverständlich beim Bildautor. Einsendeschluss ist der 31. August 2003.
Fachgruppe Sonne c/o Sternfreunde im FEZ e.V. An der Wuhlheide 197 12459 Berlin E-Mail: journal@vds-sonne.de
VdS-Journal Nr. 11
Warme Kleidung ,,Du spinnst doch, MOS... Es wird sehr kalt im Observatorium heut' Nacht... Da muss
man sich warm anziehen!!!" ,,Wie sollen mich denn dann die Leser vom
VdS-Journal erkennen???"
S C H W E R P U N K T T H E M A > Finsternisse und Bedeckungen 19
Finsternisse im Jahr 2003
von Heiko Ulbricht und Martin Hörenz
Das Jahr 2003 ist mit zwei Mond- und zwei Sonnenfinsternissen ein gutes für Finsternisfreaks. Besonders der Mai hat es in sich: Innerhalb von drei Wochen kann man von Deutschland aus einen Merkurdurchgang, eine totale Mondfinsternis und eine partielle Sonnenfinsternis beobachten, insofern das Wetter mitspielt. Während die Mondfinsternis auch von Mitteleuropa aus beobachtbar ist, muss man zur Beobachtung der totalen Sonnenfinsternis am 23./24. November bis ins Südpolarmeer oder die Antarktis aufbrechen.
Der Merkurdurchgang am 7. Mai Eine ,,ringförmige Sonnenfinsternis", hervorgerufen durch den Merkur, kann in der ersten Tageshälfte des 7. Mai beobachtet werden. Zwischen 6:11 MEZ und 11:32 MEZ [1] wandert der sonnennächste Planet vor der Sonne entlang und ist dabei mit Fernglas oder Teleskop (ausreichende Lichtdämpfung beachten!) beobachtbar. Da Merkur eine scheinbare Größe von nur ca. 12 Bogensekunden [1] hat, wird es sicher nicht möglich sein, Merkur mit einer Sonnenfinsternisbrille ausfindig zu machen. Die Sonne ist mit etwa 32 Bogenminuten etwa 160 mal so groß wie Merkur. Auch wenn die Sonnenaktivität in den letzten Monaten wieder etwas nachgelassen hat, die Wahrscheinlichkeit für eine fleckenfreie Sonne ist im Moment noch gering, so dass sich sicher interessante Fotomotive ergeben, wenn Merkur an einer Fleckengruppe vorbeizieht. Hat man ein H-Filter oder einen Protuberanzenansatz zur Verfügung, sollte man versuchen, Merkur einige Minuten vor bzw. nach dem Durchgang in der Chromosphäre bzw. vor einer Protuberanz zu beobachten.
Abb. 1: Merkur als kleiner scharf abgegrenzter Punkt vor der Sonnenscheibe
Die totale Mondfinsternis am 16. Mai Unter schwierigen Bedingungen ist diese totale Mondfinsternis zu beobachten. Der Eintritt in den Kernschatten erfolgt während der Morgendämmerung. Im äußersten Osten geht die Sonne kurz vor Beginn der Totalität auf, der Mond kurze Zeit nach Totalitätsbeginn unter. Im Westen und Südwesten verschieben sich diese Zeiten etwa eine halbe Stunde nach hinten. Um die Finsternis vollständig beobachten zu können, muss man Richtung Portugal oder Kanarische Inseln reisen.
Die ringförmige Sonnenfinsternis am 31. Mai Von Alaska, Nordkanada, Grönland, Mittel-, Nord- und Osteuropa, der arabischen Halbinsel, Russland und dem nördlichen Pazifik kann die partielle Phase der Finsternis beobachtet werden. Die Ringphase kann man vom äußersten Norden der Britischen Inseln, Island und Grönland sehen. Im Norden Schottlands und in Grönland steht die Sonne kaum mehr als einen Durchmesser über dem Horizont, am Punkt mit der längsten
Größe Eintritt in den Halbschatten Eintritt in den Kernschatten Beginn der Totalität Mitte der Finsternis Ende der Totalität Austritt aus dem Kernschatten Austritt aus dem Halbschatten
1,13 02:05 MEZ 03:02 MEZ 04:12 MEZ 04:40 MEZ 05:07 MEZ 06:18 MEZ 07:14 MEZ
Durchmesser der Sonne: Durchmesser des Mondes: Größe Dauer
Beginn der Finsternis Beginn zentralen Finsternis Größte Phase Ende zentralen Finsternis Ende der Finsternis
31' 22,8" 33' 24,0" 0,938 3 Min. 37 Sek. MEZ 02:46:15 04:44:51 05:08:28 05:31:37 07:30:00
geogr. Br. +23,1 Grad +56,8 +66,4 Grad +68,0 Grad +48,9 Grad
geogr. L.
53,0 Grad
E
4,6 Grad
W
24,7 Grad
W
60,2 Grad
W
160,8 Grad
W
VdS-Journal Nr. 11
20 S C H W E R P U N K T T H E M A > Finsternisse und Bedeckungen
Abb. 2: Karte zur Sonnenfinsternis am 31.5.2003 [3]
Finsternisdauer, wenige Kilometer nordwestlich von Island, erreicht die Sonne eine Höhe von knapp 3 Grad ! Aufgrund dessen benötigt man eine ordentliche Portion Glück, um die Finsternis vollständig ohne störende Wolken oder Dunst beobachten zu können.
Von der Geometrie her ist die Finsternis besonders interessant, da die Zone der Ringförmigkeit nicht wie gewöhnlich von West nach Ost wandert, sondern umkehrt [2]. Das ist nur bei polnahen Finsternissen möglich, wenn an bestimmten Orten zur
dortigen Frühlings- oder Sommerzeit die tiefstehende Sonne über dem Nordhorizont (Nordpolargegend) bzw. Südhorizont (Südpolargegend) verfinstert wird. Bemerkenswert ist auch, dass nicht der gesamte Schattenkegel, in dem eine ringförmige Sonnenfinsternis zu sehen wäre, die Erde erreicht.
Von Duisburg nach Berchtesgaden verläuft eine Linie, auf der die maximal erreichbare partielle Phase zu Sonnenaufgang erreicht wird. Nordöstlich dieser Linie erreicht die maximale Verfinsterung ihr Maximum,
wenn die Sonne über dem Horizont steht. Der maximale Bedeckungsgrad beträgt dabei 90 Prozent im äußersten Nordwesten und 84 Prozent im Südosten Deutschlands. Das Optimum zwischen möglichst langer Finsternis und hohem Bedeckungsgrad ist also im Norden und Nordosten Deutschlands zu finden. Die partielle Finsternis beginnt für alle Orte noch vor Sonnenaufgang. Das Ende der Finsternis kann von ganz Deutschland aus gesehen werden. Das Maximum der Finsternis wird für Orte, die mit ,,-" in der Spalte ,,max. Bedeckungsgrad" markiert sind, vor Sonnenaufgang
Sonnenaufgang größte Phase Ende der Finsternis max. Bedeckungsgrad der Sonne Sonnenhöhe bei größter Phase
Berlin
03:49
04:28
05:27
87 %
3,8 Grad
Bochum 04:19
04:30
05:28
88 %
0,3 Grad
Dresden 03:55
04:26
05:24
86 %
2,9 Grad
Erlangen 04:13
04:25
05:23
86 %
0,5 Grad
Freiburg 04:32
-
05:22
-
-
Hamburg 03:56
04:32
05:30
89 %
3,1 Grad
Hof
04:06
04:26
05:24
86 %
1,5 Grad
Lübeck 03:52
04:32
05:30
89 %
3,5 Grad
Magdeburg 03:58
04:29
05:27
87 %
2,8 Grad
Mainz 04:22
-
05:24
-
-
Tab. 1: Verlauf der Sonnenfinsternis am 31. Mai 2003 für Deutschland (Zeitangaben in MEZ)
VdS-Journal Nr. 11
S C H W E R P U N K T T H E M A > Finsternisse und Bedeckungen 21
Abb. 3: Die Sonnenfinsternis vom 23./24.11.2003 [3]
erreicht. Alle Zeiten sind MEZ angegeben, der größte Bedeckungsgrad in Prozent der Sonnenscheibe.
Die totale Mondfinsternis am 8./9. November
Größe
1,02
Eintritt in den Halbschatten 23:15 MEZ
Eintritt in den Kernschatten 00:31 MEZ
Beginn der Totalität:
02:02 MEZ
Mitte der Finsternis
02:18 MEZ
Ende der Totalität:
02:34 MEZ
Austritt aus dem Kernschatten: 04:05 MEZ
Austritt aus dem Halbschatten: 05:21 MEZ
Falls das Novemberwetter es zulässt, kann man diese Mondfinsternis in voller Schönheit in der zweiten Nachthälfte beobachten. Kurz nach Mitternacht kann man den Halbschatten der Erde durch einen leichten Grauschleier im Nordwesten des Mondes beobachten, wenige Minuten später beginnt die partielle Phase. Da der Mond nicht sehr tief in der Erdschatten eintritt, ist die Dauer der Totalität mit nur 32 Minuten relativ kurz.
Die totale Sonnenfinsternis am 23./24. November Die partielle Phase der Finsternis ist in Australien, Neuseeland, der südlichsten Spitze von Südamerika, der gesamten Antarktis, im südlichen Stillen Ozean sowie im Südlichen Atlantischen und Indischen Ozean sichtbar. Die Totalitätszone verläuft ausschließlich über dem antarktischen Kontinent und das Südpolarmeer. Sie beginnt 600 km östlich von Heard Island und endet genau beim Verlassen des antarktischen Kontinents. Während die letzten beiden totalen Sonnenfinsternisse mit Fernreisen erreichbar waren, dürfte es ziemlich schwierig werden, diese Finsternis von festem Boden aus zu beobachten. Die russische Forschungsstation Mirny liegt zwar in der
Totalitätszone, aufgrund einer geringen Wetterwahrscheinlichkeit und einer nur geringen Sonnenhöhe sind aber die küstennahen Gebiete der Antarktis nicht empfehlenswert. Im Internet werden jedoch Reisen angeboten, bei denen die Finsternis über dem Südpolarmeer beobachtet werden kann. Als weitere Möglichkeit werden eventuell Flüge von Südafrika oder Australien angeboten, bei denen man die totale Sonnenfinsternis aus dem Flugzeugfenster beobachten kann. Erfahrungen haben aber gezeigt, dass eine totale Sonnenfinsternis im Flugzeug bei weitem nicht so eindrucksvoll ist, wie am Boden.
Ausblick Mit zwei partiellen Sonnenfinsternissen und zwei totalen Mondfinsternissen hat
Durchmesser der Sonne:
32' 23,4"
Durchmesser des Mondes: 33' 28,8"
Größe
1,038
Dauer
1 Min. 57 Sek.
MEZ
Beginn der Finsternis
21:46:02
Beginn der zentralen Finsternis 23:21:24
Größte Phase
23:49:16
Ende der zentralen Finsternis 00:15:32
Ende der Finsternis
01:52:08
geogr. Br. -20,3 Grad -52,3 Grad -72,7 Grad -69,5 Grad -51,5 Grad
geogr. L.
127,2 Grad
E
82,5 Grad
E
88,4 Grad
E
14,8 Grad
E
78,5 Grad
E
VdS-Journal Nr. 11
22 S C H W E R P U N K T T H E M A > Finsternisse und Bedeckungen
auch 2004 seinen Reiz für Finsternisbeobachter. Die Sonnenfinsternisse sind jedoch in Deutschland nicht beobachtbar [4]. Als besonderen Leckbissen gibt es am 8. Juni einen Venusdurchgang. Eine ringförmig-totale und eine ringförmige Sonnenfinsternis gibt es 2005 zu sehen [4], wobei letztere als partielle in den Morgenstunden des 3. Oktober auch über Deutschland zu beobachten sein wird. Um die Ringphase zu sehen, muss man bis Spanien oder Portugal reisen. Eine Halbschatten- und eine partielle Mondfinsternis können in Deutschland nicht beobachtet werden [5].
Die nächste leicht erreichbare totale Sonnenfinsternis wird am 29. März 2006 über Afrika, der Türkei und Russland zu sehen sein. Über Deutschland wird die Sonne zu etwa 30-50% verfinstert. Die zweite Sonnenfinsternis des Jahres, eine ringförmige, wird sich größtenteils über dem Atlantik abspielen [4]. Eine fast partielle Halbschatten-Mondfinsternis und eine partielle Mondfinsternis sind über Deutschland beobachtbar. Weitere Informationen zu Sonnen- und Mondfinsternissen finden Sie im Internet unter: sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/eclipse.html
Venus vor der Sonnenscheibe
von Hans-Dieter Gera
Am 8. Juni 2004 wird eines der seltensten Himmelsereignisse überhaupt eintreten. Venus, unser nächster planetarer Nachbar, projiziert sich als dunkler Punkt vor das Tagesgestirn: Ein Durchgang oder Transit findet statt. Dies mag Anlass genug sein, allgemein einige Worte über Venustransite zu verlieren.
Transite können nur bei den Planeten Merkur und Venus vorkommen, da diese innerhalb der Erdbahn kreisen und sich daher gelegentlich zwischen Sonne und Erde schieben. Merkur tut dies vierzehnmal pro Jahrhundert, während Venus deutlich geiziger ist: Im ausgelaufenen Jahrhundert gab es keine Transite, der letzte vor dem kommenden war am 6. Dezember 1882. Abbildung 1 zeigt die Position der Venus, die prinzipiell zu einem Transit führen kann. Der Planet steht in unterer Konjunktion zwischen Erde und Sonne. In die-
ser Stellung ist die Venus für gewöhnlich unsichtbar, weil sie uns ihre unbeleuchtete Seite zuwendet. Im Falle eines Transits jedoch zieht sie als dunkler Punkt vor der Sonne vorbei. Warum kommt es nun nicht bei jeder unteren Konjunktion zum Transit? Die Venusbahn liegt nicht genau in der gleichen Ebene wie die der Erde (die Ekliptik), sondern ist heliozentrisch (also in Bezug auf die Sonne) um 3,5 Grad gegen diese geneigt. Das heißt, Venus befindet sich in Extremfällen um diesen Betrag nördlich oder südlich der Ekliptik (Abb. 2).
Abb. 2: Die Venusbahn ist um 3,5 Grad gegen die Ekliptik geneigt.
Abb. 1: Nur in unterer Konjunktion kann es zu Venustransits kommen.
VdS-Journal Nr. 11
In größter Erdnähe, wie sie in unterer Konjunktion generell gegeben ist, wird dieser Winkel aufgrund parallaktischer Effekte gelegentlich mehr als verdoppelt: Venus steht dann bis zu 8 Grad nördlich oder südlich der Sonne, deren Bahn am Himmel ja nichts anderes als das Spiegelbild der Erdbahn ist. So wird die Sonne zur unteren Konjunktion normalerweise deutlich verpasst. Transite können also nur dann eintreten, wenn Venus zur unteren Konjunktion an einem Punkt ihrer Bahn steht, der die Ekliptik schneidet. Derer gibt es zwei: Passiert Venus die Ekliptik von Süd nach Nord, spricht man vom aufsteigenden Knoten, während die gegenseitige Passage
Literaturhinweise [1] Thosten Neckel, Oliver Montenbruck, 2002:
Ahnerts Astronomisches Jahrbuch 2003, Verlag Sterne und Weltraum [2] Marc Littman, Ken Willcox, Fred Espenak, 1999: Totality, Oxford University Press, New York, Oxford [3] Eclipse predictions (maps) courtesy of Fred Espenak, NASA/Goddard Space Flight Center [4] Fred Espenak: Fifty Year Canon of Solar Eclipses: 1986-2035, Sky Publishing Corporation; Cambridge, Massachusetts [5] Hans-Ulrich Keller, 1996: Das KosmosHimmeljahr 1997, Franckh-Kosmos VerlagsGmbH & Co., Stuttgart
Abb. 3: Erst in den Jahren 2004 und 2012 liegt der absteigende Knoten wieder nahe genug der Sonne, um Transits zu ermöglichen.
der absteigende Knoten ist. Momentan liegt am 8. Dezember der aufsteigende und am 7. Juni der absteigende Knoten vor der Sonne. Venus muss also um diese Zeit in untere Konjunktion kommen, wenn ein Transit möglich werden soll.
Wie kann nun überhaupt eine Periodizität bei Venustransiten festgestellt werden? Zunächst gilt es fest zu stellen, wie oft sich untere Konjunktionen ereignen. Ist dies heute der Fall, steht Venus nach 225 Tagen wieder an der gleichen Stelle ihrer Bahn, hat also die Sonne einmal umrundet (siderische Umlaufszeit). Auch bezüglich des Sternhimmels hat sie wieder die gleiche Position inne, nicht aber bezüglich der Erde: Die hat sich nämlich ein erhebliches Stück weiter bewegt, so dass Venus noch hinterdrein laufen muss, bis sie die Erde zur nächsten unteren Konjunktion erreicht
S C H W E R P U N K T T H E M A > Finsternisse und Bedeckungen 23
hat. Das ist nach 584 Tagen der Fall (synodische Umlaufszeit). Nun hat Venus gegenüber Erde und Sonne wieder die gleiche Position eingenommen wie zur letzten unteren Konjunktion, was aber nicht für den Sternhimmelhintergrund gilt. Man muss also heraus finden, ob es eine Periode gibt, nach der sich die Stellung ERDE - VENUS - SONNE - STERNENNHIMMEL exakt wiederholt. Das gestaltet sich recht schwierig, da die Umlaufszeiten von Erde und Venus nicht kommensurabel sind, d. h. in keinem ganzzahligen Verhältnis zueinander stehen. Wer aber den Rechenstift zückt, stellt fest, dass nach 5 synodischen Venusumläufen fast genau 8 irdische Jahre vergangen sind. Nach dieser Zeit sind die oben genannten Voraussetzungen wieder gegeben, aber nur fast exakt: Venus ist gut 2 Tage schneller. So ist die untere Konjunktion 2004, die zum Transit führt, am 8. Juni, während 8 Jahre zuvor die untere Konjunktion am 10. Juni eintrat. Damals kam es zu keinem Transit, Venus zog knapp südlich an der Sonne vorbei. Und hier haben wir auch den Grund, weshalb es nicht alle 8 Jahre zum Transit kommt, mit einer Einschränkung allerdings:
Am 6. Juni 2012 läuft Venus in den frühen Morgenstunden über den nördlichen Teil der Sonne, während sie 8 Jahre zuvor über den südlichen Teil zieht. Wenn Venus dann am 4. Juni 2020 wieder in untere Konjunktion kommt, läuft sie knapp nördlich an der Sonne vorbei - kein Transit. Abb. 3 macht das deutlich: In den Jahren 2004 und 2012 liegt der absteigende Knoten noch nahe genug der Sonne, um Transite zu ermöglichen, während der Knoten 1996 und 2020 schon zu weit entfernt ist, so dass die Sonne knapp verfehlt wird. So beträgt ein Teil der Periode 8 Jahre. Kommt es allerdings exakt bei der Knotenpassage zum Transit, gibt es 8 Jahre später keinen (Abb. 4).
Wie sieht es nun mit den Vorgängertransiten aus? Diese waren ebenfalls eine paarweise Angelegenheit, erfolgten sie doch am 9. Dezember 1874 und am 6. Dezember 1882 im aufsteigenden Knoten. Wenn wir also am 8. Juni 2004 in den Vormittagsstunden in Mitteleuropa den Transit verfolgen, sind seit dem letzten 121,5 Jahre vergangen. In dieser Zeit wandert die untere Konjunktion vom aufsteigenden zum absteigenden Knoten. Nun sollte man annehmen, dass auf den Transit des 6. Juni 2012 der nächste ebenfalls nach 121,5 Jahren erfolgt. Dem ist aber nicht so: Bereits nach 105,5 Jahren, nämlich am 11. Dezember 2117 kommt es zum nächsten Transit, dem 8 Jahre später, am 8. Dezember 2125 der nächste folgt.
Wie ist nun diese Beschleunigung um 16 Jahre oder 10 synodische Venusperioden zu erklären? Im Dezember ist der scheinbare Sonnendurchmesser größer als im Juni, weil die Erde zu dieser Zeit in Sonnennähe steht. Außerdem laufen die Planeten in Sonnennähe schneller. So ergibt sich eine Periode von 243 Jahren für einen kompletten Transitzyklus. Allerdings bleibt dies nicht auf ewig so, weil die Venusbahn nicht raumfest ist, sondern sich langsam bewegt. Das führt dazu, dass die gegenwärtige Periode zum Ende dieses Jahrtausends abreißt. Danach kommt es zu einer Reihe von Einzeltransiten ohne Wiederholung nach 8 Jahren. Auf lange Sicht hin wandern daher die Junitransite allmählich in den Juli und die des Dezember in den Januar.
Der Transit vom 8. Juni 2004 ist in voller Länge in den Morgen- und Vormittagsstunden von Deutschland aus zu verfolgen (Abb. 5). Venus passiert am 7. Juni um 16 Uhr den absteigenden Knoten, wobei sie ca. 1 Grad östlich der Sonne steht. Sie bewegt sich in westlicher Richtung auf die Sonne zu und kommt am 8. Juni um 8:30 Uhr in
untere Konjunktion. Zu dieser Zeit steht Venus ca. 10' südlich der Ekliptik, was noch ausreicht, um über den Südteil der Sonne zu ziehen. Bei einem scheinbaren Durchmesser von fast einer 1' (1/30 Vollmond-Durchmesser) ist Venus auch mit bloßem Auge als dunkler Punkt zu sehen. Es sei jedoch an dieser Stelle dringend vor ungeschützter Sonnenbeobachtung gewarnt! Für die Beobachtung mit bloßem Auge reicht die SoFi-Brille, die unter Sternfreunden noch reichlichst vorhanden sein dürfte. Da Venus zur unteren Konjunktion rückläufig ist, bewegt sie sich von Ost nach West über die Sonne, während die normale Bewegungsrichtung von West nach Ost erfolgt. In der Tabelle finden Sie nun die Daten für diesen Durchgang.
Nach dem 2. und vor dem 3. Kontakt kommt es zu dem Phänomen des Schwarzen Tropfens: Eine dunkle Brücke bleibt für einige Augenblicke zwischen Sonnenrand und Venus bestehen, was wie ein Tropfen aussieht. Die in diesem Bericht enthaltenen Daten entstammen der Computer-Software Redshift 4 sowie Sky Map Pro 8.
Abb. 5: Verlauf des Venustransits vom 8. Juni 2004, genaue Daten s. Tab. 1
Abb. 4: Steht Venus zum Transit-Zeitpunkt exakt in einem der Knoten, gibt es 8 Jahre später keinen Transit.
05:15 05:34 08:21 11:08
11:27
1. Kontakt - Venus berührt erstmals den östlichen Sonnenrand 2. Kontakt - Venus steht erstmals vollständig vor der Sonnenscheibe Transitmitte 3. Kontakt - Venus ist letztmals gänzlich zu sehen und berührt den westlichen Sonnenrand 4. Kontakt - Venus löst sich vom Sonnenrand
Tab. 1: Der Venustransit vom 8. Juni 2004 - Daten für den Durchgang (Zeiten in MEZ)
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24 S C H W E R P U N K T T H E M A > Finsternisse und Bedeckungen
SU Tauri - verrußt ist auch verfinstert von Frank Vohla
Weitere bekannte R CrB-Sterne sind RY Sgr, Z UMi und SU Tau. RY Sgr ist so hell wie R CrB, aber wegen seiner südlichen Deklination von Mitteleuropa aus schlecht beobachtbar. Z UMi ist zirkumpolar, aber im Normalzustand nur ca. 11 mag hell. Mit kleinen Fernrohren bekommt man nicht viel von der Lichtkurve mit und sieht oft nur, ob der Stern da ist oder nicht. Ein empfehlenswertes Objekt ist SU Tau. Seine Maximalhelligkeit liegt bei ca. 9,5 mag, und man kann ihn von August bis April beobachten, wenn man anfangs den Morgenhimmel nutzt. SU Tau befindet sich in einer reizvollen Umgebung, wo die Sternbilder Stier, Orion und Zwillinge zusammentreffen und viele offene Sternhaufen zu sehen sind. Er ist dort in der Nähe einer markanten trapezförmigen Konstellation leicht auffindbar. Die Minima der R-CrB-Sterne können viele Monate andauern. Wenn die Sterne der Reichweite des Teleskops entschwinden, ist Geduld gefragt. Leicht kann es passieren, dass man nach einer langen Phase der Negativbeobachtungen den Stern vernachlässigt und so den Wiederanstieg verpasst. Besonders am Beginn einer neuen Beobachtungssaison am Morgenhimmel ist die Gefahr groß.
Abb. 1: AAVSO-Aufsuchekarte zum Veränderlichen SU Tauri
SU Tauri ist ein Veränderlicher vom Typ R CrB. Diese Sterne haben im Normalzustand einen unregelmäßigen Lichtwechsel von wenigen Zehntelgrößenklassen. Mehrmals im Jahrzehnt kommt es aber zu Helligkeitseinbrüchen, die bis 19 mag tief sein können. R CrB-Sterne sind kohlenstoffreiche Überriesen mit ungefähr einer Sonnenmasse. Es wird angenommen, dass die starken Helligkeitsabfälle durch Ausstoß von Kohlenstoff verursacht werden. Der Stern bleibt dann hinter einer Rußwolke verborgen, bis sie sich geklärt hat. Während R CrB sehr häufig beobachtet wird, da er das ganze Jahr hindurch zu sehen ist und im Normallicht bei einer Helligkeit um 6 mag leicht mit dem Feldstecher beobachtet werden kann, sind weitere gut zu beobachtende Objekte rar. Das liegt daran, dass R CrB-Sterne selten sind.
VdS-Journal Nr. 11
Abb. 2 unten: Lichtkurve des Veränderlichen Sterns SU Tauri
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26 S C H W E R P U N K T T H E M A > Finsternisse und Bedeckungen
Schattenspiele
von Jörg Schirmer
Wechselnde Helligkeiten lassen sich nicht nur bei veränderlichen Sternen, sondern auch bei Objekten unseres Sonnensystems beobachten, so z. B. bei Kleinplaneten und Kometen. Alle sechs Jahre aber, wenn der Jupiter die Ekliptik kreuzt, kann man bei seinen Monden zusätzlich zu den bekannten Bedeckungen und Verfinsterungen durch Jupiter selbst, auch gegenseitige Bedeckungen und Verfinsterungen der Monde beobachten. Zuletzt war dies 1996/97 der Fall. Nun aber sind wir mitten in der neuen Saison.
Kernschattenkegel) sein. Am besten lassen sich natürlich die totalen und ringförmigen Finsternisse beobachten, weil dabei der Helligkeitsabfall am größten ist. Dagegen lassen sich partielle Verfinsterungen eigentlich erst bei mehr als 20 % Lichtverlust zufriedenstellend beobachten. Vielleicht ist es ja bei hinreichend großem Teleskop sogar möglich, die sichelartige Form des Schattens zu erkennen. In den frühen Morgenstunden des 13.12.2002 gelang mir die Messung der
Abb. 2: Bildserie mit der Verfinsterung Ios durch Ganymed vom 21.09.1997
VdS-Journal Nr. 11
Abb. 1: Jupitermond Europa verfinstert Io, Erläuterungen zur Lichtkurve: H.Io (Eur.): Helligkeit Ios gemessen an Europa H.Io (Kal.): Helligkeit Ios gemessen an Kallisto H.Eur. (Kal.): Helligkeit Europas gemessen an Kallisto zur Beurteilung der Messwerte mag V rel.: Helligkeitsangabe im V-Band, aber nicht kalibriert JD geoz: Julianisches Datum geozentrisch
Von Oktober 2002 bis September 2003 kommt es zu mehr als 500 dieser Ereignisse, von denen eine ganze Reihe von Mitteleuropa aus zu beobachten sind. Wer die gesamten Daten plus Beobachtungshinweisen auf Englisch haben möchte, kann sie im Internet beim ,,Bureau des Longitudes" unter der URL www.bdl.fr/ Phemu03/phemu03_eng.html bekommen. Die Verfinsterungen können wie bei einer Sonnenfinsternis - partiell (Mond tritt nur teilweise in den
Kernschatten ein), - total (Mond tritt vollständig in den
Kernschatten ein) oder - ringförmig (Mond ist größer als der
ringförmigen Verfinsterung Ios durch Europas Schatten. Ich verwendete dazu meine CCD-Kamera Alphamaxi mit IRSperrfilter und V-Filter im Fokus eines 4"Refraktors. (Der V-Filter ist noch nicht kalibriert, sondern dient hier nur der Abblendung, weil ich keinen Shutter an der Kamera habe.) Die Außentemperatur betrug bei klarem Hochdruckwetter -8 Grad C. Die Aufnahmeserie wurde anschließend mittels Dunkelstrom- und Flatfieldkorrektur bearbeitet. Die Photometrie erfolgte mit quadratischer Blende. Das Ereignis fand glücklicherweise in genügend großem Abstand vom Jupiter statt, so dass kein merklicher Helligkeitsgradient die Messung störte. Die Grafik zeigt den
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28 S C H W E R P U N K T T H E M A > Finsternisse und Bedeckungen
Helligkeitsverlauf dieser Finsternis, die auch visuell gut zu verfolgen war. Danach ergibt sich eine Amplitude von rund 1,2 mag im V-Band. Die Verfinsterung begann um 03:18:47 MEZ, erreichte um 3:22:53 MEZ ihre Mitte und endete um 03:27:15 MEZ (Abb. 1). Vielleicht werde ich die Aufnahmeserie zu einem kleinen Film verarbeiten und in meine Homepage stellen. Dort kann bereits jetzt der kurze Film der Verfinsterung Ios durch Ganymed aus der letzten Saison vom
21.09.1997 betrachtet werden. Die Bildserie in Abbildung 2 zeigt Ausschnitte daraus (http://joerg.schirmer.bei.t-online.de/ index.htm). Gegenseitige Bedeckungen der Jupitermonde sind im Grunde nur dann beobachterisch ein Genuss, wenn das Fernrohr die Monde auch als winzige Scheibchen zeigt und das Seeing gut ist. Dann lassen sich nämlich die Farb- und Größenunterschiede der Monde deutlich erkennen. Ebenso wie bei den Verfinsterungen, kann es auch bei
den Bedeckungen partielle, totale und ringförmige (bedeckter Mond ist größer als bedeckender Mond) Ereignisse geben. Zur Beobachtungstechnik und zu Beobachtungserfolgen bei diesen Erscheinungen kann ich nichts sagen, weil mein 4"Refraktor das nicht hergibt.
MoFi-Extremsport am 24. Juni 2002
von Tobias Kampschulte
Abb. 1: Darstellung der partiellen Halbschattenfinsternis mit Cartes du Ciel, 23:26 MESZ,Ort: Witten. Der Krater Plato befindet sich mitten im verfinsterten Abschnitt.
Was machen Amateurastronomen in einer hellen Vollmondnacht kurz nach der Sommersonnenwende, wenn sie nicht gerade die untergehende Venus verfolgen? Klar, sie begeben sich auf einen Wittener Hügel, um ein in seiner Unauffälligkeit kaum zu überbietendes Himmelsereignis, eine gerade mal 23,5-prozentige partielle Halbschattenfinsternis des acht Grad ,,tief" stehenden Sommervollmondes nachzuweisen (Abb. 1). Im Ahnert steht dazu: ,,Allerdings ist es unwahrscheinlich, dass man mit bloßem Auge auch nur eine minimale Abschwächung des nördlichen Mondrandes erkennen kann." Aber gerade das reizte Georg Dittie, Friedhelm Dorst und den Autor so sehr, dass sie mit ihren digitalen Camcordern und Kameras dem Ereignis zu
Leibe rückten. Schließlich findet eine ähnlich unauffällige Finsternis erst wieder im Jahre 2009 statt, wenn 18,2 % des Monddurchmessers in den Halbschatten der Erde eintauchen. Unser Ziel war es also, die nur etwa 15-prozentige Verdunkelung zumindest mit den Mitteln der Digitaltechnik ,,herauszukitzeln". Ich verwendete für die Finsternis einen kleinen, aber optisch hervorragenden Fraunhofer-Refraktor mit 50 mm Öffnung und 800 mm Brennweite, den SIRIUS 50L von VIXEN. Als Okular diente ein FotoNormalobjektiv, dessen Filtergewinde auf eine 1 1/4"-Steckhülse adaptiert wurde, und dessen Bajonett über einen selbstgemachten Zwischenring mit dem Filtergewinde meiner OlympusDigitalkamera (C-3040 ZOOM) verbunden
Abb. 2: Aufnahmen der partiellen Mondfinsternis um 23:26 MESZ (links), Belichtungszeit 1/60 Sekunde auf ISO 200 Film, und des Vergleichsmondes am 25.6. um 1:38 MESZ (rechts), Belichtungszeit 1/20 Sekunde auf ISO 200 Film, Aufnahmetechnik siehe Text.
VdS-Journal Nr. 11
S C H W E R P U N K T T H E M A > Finsternisse und Bedeckungen 29
wurde. Auf diese Weise konnte der Mond vollständig und ohne Vignettierung abgebildet werden. Der Himmel war weitestgehend klar, nur am Horizont wurde der Mond ab und zu durch eine Wolkenbank verdeckt. Zum Glück befand sich der Mond kurz vor dem Finsternismaximum um 23:28 MESZ in einer Wolkenlücke, so dass einige Aufnahmen gelingen konnten (Abb. 2, links). Diese zeigen einen durch die Horizontnähe deutlich geröteten Mond, dessen nördlicher Rand im Vergleich zum Südrand etwas dunkler erscheint. Aber dies konnten ja auch nur Albedoschwankungen der Mondoberfläche sein, und so benötigte ich eine Vergleichsaufnahme des unverfinsterten Vollmondes, möglichst mit derselben Libration. Daran war aber aufgrund des zunehmenden Zirrus (es zeigten sich später sogar farbige Nebenmonde)
kaum noch zu denken (Abb. 4). Also fuhr ich nach Hause und wollte schon schlafen gehen, bis mir ein Blick durchs Fenster gegen halb zwei den zirrusbefreiten Vollmond offenbahrte. Schnell wurde mit meinem 4"-Refraktor eine Aufnahme gemacht und die Auswertung war möglich geworden (Abb. 2, rechts). Zunächst wurden beide Bilder in Graustufen umgewandelt, auf die gleiche Größe skaliert und solange gedreht, bis die Positionswinkel übereinstimmten. Die Helligkeit wurde solange verändert, bis die Südränder gleich hell waren. Schon jetzt war der Unterschied deutlich zu erkennen: Die Region um Plato war dunkler als auf der Vergleichsaufnahme. Mit dem Programm PhotoImpact 5 von Ulead wurde die Differenz der beiden Aufnahmen gebildet: Der jetzt helle Nordrand bedeutet also einen Helligkeitsunterschied (Abb. 3, oben). Eine etwas andere Darstellung zeigt das mittlere Bild in Abbildung 3. Dort wurden zunächst die Nordränder gleich hell gemacht, bevor die Differenz gebildet wurde. Mit GIMP berechnete ich schließlich den Quotienten der beiden Aufnahmen: So in etwa sähe die MoFi aus, wäre der Mond eine weiße Scheibe (Abb. 3, unten). Auch wenn die Finsternis visuell nicht eindeutig zu erkennen war, so zeigt doch der fotografische Vergleich im Nachhinein, dass es einen durchaus wahrnehmbaren Helligkeitsunterschied gegeben haben muss. Unsere Finsternisexpedition hat sich gelohnt!
Abb. 3: Differenzbild aus den normierten Aufnahmen in Abbildung 2 (oben), alternatives Differenzbild wie im Text beschrieben (mitte), Quotient aus den normierten Aufnahmen in Abbildung 2 (unten)
RGB-Filter ,,MOS... Ich habe keine RGB-Filter auf deinem Küchentisch gefunden... Da habe ich im Supermarkt schnell Melitta-Filter geholt... Das RGB-Fabrikat
kannten die gar nicht!!!"
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30 S C H W E R P U N K T T H E M A > Finsternisse und Bedeckungen
Abb. 4: Nebenmonde am 25.6. um 0:11 MESZ, 4 Sekunden belichtet bei Blende 1,8 auf ISO 200 Film bei 7,1 mm Brennweite (Olympus Digitalkamera)
Fotografie von Sonnenringen - mit oder ohne Filter?
von Friedhelm Dorst
Nimmt man die Formulierung des Themas wortwörtlich und beschränkt sich ausschließlich auf geschlossene Sonnenringe, so ist tatsächlich am Ernst der Fragestellung zu zweifeln, es sei denn, man begnügt sich mit Bildergebnissen, die (je nach Sichtweise!) doch eher für Omas Album zu empfehlen sind. Es ist indessen im Laufe der vergangenen Jahre Bildmaterial verfügbar geworden, das in den Minuten vor bzw. nach der Ringphase ganz ohne Filterschutz erhalten wurde, wie unlängst auf der Sonne-Tagung in Bollmannsruh von Daniel Fischer dargelegt [1]. Dabei handelt es sich um fotografische Aspekte, die gemeinhin der Beobachtung totaler Sonnenfinsternisse zugeordnet werden und auch vorbehalten schienen, nämlich die Sichtung und Dokumentierung von Chromosphäre, Protuberanzen und gar der Sonnenkorona! Für Grenzfälle zwischen ringförmigen und totalen Sonnenfinsternissen hat spätestens der ehemalige Leiter der Eidgenössischen Sternwarte Zürich, Prof. Max Waldmeier, anlässlich der Finsternis vom 20. Mai 1966 in Ayvalik Bilddokumente für diesen Sachverhalt geliefert; man darf jedoch vermuten, dass es noch wesentlich ältere mündlich überlieferte bzw. doch schon fotografische Hinweise bei knapp totalen
Sonnenfinsternissen gibt, die nicht den Weg in die breitere Öffentlichkeit gefunden haben. Sonnenfotografie ohne Filter widerspricht allen Sicherheitswarnungen sowohl von Fernrohrherstellern wie auch Gebrauchsanleitungen für Fotoobjektive großer Öffnung und Brennweite. Selbst eine im Horizontdunst kaum noch als blendend empfundene Sonnenscheibe bleibt ohne entsprechenden Filterschutz eine potenziell gefährliche Angelegenheit. Es versteht sich daher von selbst, dass eine hoch stehende Sonne auch als dünne Sichel den Blick durch den Kamerasucher verbietet; zur Pointierung solcher Aufnahmen muss mithin die gewohnte Filterung angewendet werden. Da nach der Entfernung des Filters der Erfolg der Aufnahme nicht mehr vom riskierten oder doch unterlassenen Suchergebrauch abhängt, dürfte der ,,blinde Schnappschuss" dem sonst wohl erblindenden Auge vorzuziehen sein. Die zu wählenden Belichtungszeiten können sich vorab an den Erfahrungen bei totalen Sonnenfinsternissen orientieren, doch es ist zu bedenken, dass der Himmelshintergrund durch den nicht verdeckten Teil der Sonne derart aufgehellt wird, dass erheblich kürzere Belichtungen angesagt sind und der verbliebene Motivkontrast
VdS-Journal Nr. 11
Abb. 1: 1/16.000 s mit Filter, ca. 8,2 % der Sonnenscheibe sind unverdeckt, die Korona war bereits in Erscheinung getreten.
neben den H-Alpha-Strukturen allenfalls die innerste Korona abzulichten erlaubt. Meistens macht sich die Korona als strukturloser Hintergrund für die Mondrandsilhouette schon frühzeitig bemerkbar noch ehe die Chromosphäre geometrisch bedingt der Lichtfülle der Sichelhörner entwachsen kann. Die Leuchtdichte der Chromosphäre ist jedoch so groß, dass der Himmelshintergrund auf dem Bild ähnlich dunkel ausfallen darf wie bei totalen Finsternissen. Lang belichtete Versuchsaufnahmen mit Filtern und anschließende Extrapolation der Ergebnisse auf die zu erwartende Resthelligkeit der Sonnensichel (die die verbleibende Himmelshelligkeit gut zu prognostizieren gestattet) liefern nach meiner Erfahrung sehr brauchbare Richtwerte für die Verhältnisse nahe der Ringphase.
S C H W E R P U N K T T H E M A > Finsternisse und Bedeckungen 31
Abb. 2 (links): Dieses 1/1.000 s ohne Filter belichtete Bild zeigt 2 koronale Kondensationen, die auch am unteren Rand der genau im Finsternismaximum erhaltenen SOHO-Aufnahme zu erkennen sind. Ästhetisch störend ist hier der Blooming-Effekt, ein Argument für die chemische Fotografie!
Abb. 3 (rechts): Vergleichsaufnahme der Raumsonde SOHO um 22:12 Uhr UT
Die ungefilterte Fotografie der Sonnensichel birgt je nach Größe der Optik und der eingestellten Blende das Risiko, dass auch die Kamera selbst Schaden nimmt, namentlich der Belichtungsmesser, wenn bei längeren Aufnahmepausen die Optik nicht abgedeckt oder gefiltert wird. Zumindest bin ich geneigt, das Versagen meines Belichtungsmessers (unsinnige Werte) nach ansonsten zum Glück erfolgreicher Aufnahmeserie dieser zu hohen Lichteinwirkung (während des peruanischen Sonnenrings von 1995) zu zu schreiben. Der Wortlaut der Überschrift scheint also klar zu sortieren, wie es zu gehen hat: ,,Konventionelle" Aufnahmen, die Sonnenflecken und solare Randverdunklung zeigen sollen, werden normal mit bewährtem Sonnenfilter gemacht, das andere ohne Filter. Dieses Resultat ist nicht neu, es beantwortet aber noch nicht die Frage des Schutzes vor (auch sehr kurzfristiger und) zu großer Licht- wie Hitzeeinwirkung. Hinzu kommt die außerordentliche Gefahr einer versehentlichen Filterabnahme beim Blick durch den Kamerasucher, wenn vorbei ziehendes Gewölk heterogener Durchsicht zu Leichtsinn verleitet. Der Gedanke, angesichts eines Helligkeits-
verhältnisses von 1:1.000.000 für Korona und Sonnenscheibe den Filter auch für Koronaaufnahmen montiert zu lassen, kam mir gar nicht erst angesichts der zu erwartenden utopisch langen Belichtungszeiten. Was Lehrbuchdaten auf den ersten Blick an Relevanz suggerieren, erfährt in der Realität häufig die Einbettung in einen weiten Beurteilungsspielraum, um es diplomatisch zu formulieren. Erste Hoffnung, es womöglich doch mit permanent aufgesetztem Filter zu probieren, ergaben Erfahrungen in Sambia, deren häusliche Vorausplanung schon hätte reichen können, für die Anwendung auf Sonnenringe Belichtungszeiten zu erhalten, die eine Nachführung entbehrlich machen: Mit etwa ND 4 gefilterte Aufnahmen der Sonnensichel zeigten bei Blende 8, ISO 200 und 1/4.000 Sekunde Belichtung eine gediegene Sonnenoberfläche und ohne Filter ab der Totalität die innerste Korona und satte Protuberanzen. Der effektive Belichtungsfaktor ohne Filter hätte also etwa 10.000 betragen müssen und de facto sogar kleiner sein können, denn die Sonnenscheibe hätte durchaus heller und die Protuberanzen auch schwächer ausfallen dürfen angesichts digitaler Aufhellungsmöglichkeiten.
Bedenkt man, dass bei Präsenz einer Sonnensichel, wie ja oben vermerkt, die Protuberanzenaufnahmen dann noch deutlich kürzer hätten belichtet werden können, so schrumpfte der Faktor in Bereiche, die die Klaviatur der Belichtungseinstellungen handelsüblicher Kameras eigentlich bewältigen müsste. Sofort wurden mit einem ND-4-Filter und einem ND-3-Filter (letzteres faktisch ein ND-2,7-Filter entsprechend einem Absorptionsfaktor von 500) die Sonne digital fotografiert und ungefilterte Aufnahmen zurückliegender übergreifender Sonnensicheln zur Eichung der langen Belichtungszeiten herangezogen (unter Einbeziehung erkennbarer Spielräume). Das Ergebnis lautete: Mit einem Filterfaktor von 500 (also obigem ND-2,7-Filter) war es möglich, bei Blende 32 und 1/16.000 Sekunde sowie ISO 200 bei klarstem Himmel die Sonne mit Flecken und Randverdunklung wieder zu geben. Andererseits sollte eine 2.000-fache Belichtungszeit von 1/8 Sekunde die Korona und erst recht die Chromosphäre erkennen lassen. Damit wären Aufnahmen mit ca. 1 m Brennweite noch gerade nachführungsfrei möglich! Kurz vor dem geplanten Test in Costa Rica
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Abb. 4: 1/4.000 s ohne Filter, auch hier stört der Blooming-Effekt.
Abb. 5: 1/8 s mit Filter, die effektive Belichtung gleicht der von Abb. 4.
im Dezember 2001 erfuhr ich von Daniel Fischer, dass bereits in den 80er Jahren kein geringerer als IOTA/ES-Präsident H.J. Bode eine Chromosphärenaufnahme mit Neutralfilter erhalten hatte, genauere Daten waren nicht mehr zu beschaffen. Damit blieb das Vorhaben interessant und sollte nunmehr gezielt so durchgeführt werden, dass einzig die Belichtungszeit als Parameter verändert zu werden brauchte, und zwar nach beiden Seiten um obige 1/8 s herum. Costa Rica brachte mir leider kein Wetterglück, also musste ich ein wenig warten. Der Juni 2002 bereits ergab erneut eine Chance, und zwar mit einem Sonnenring praktisch gleicher Geometrie wie dem von Daniel Fischer 1999 in WestAustralien beobachteten! Dem Vernehmen nach war diese Finsternis damals bei außerordentlich klarem Himmel sichtbar. Die westpazifische Insel Tinian (nördliche Marianen) bot (mit viel Wetterglück) eine Wiederholung der australischen Musterfinsternis, und bestätigte im wesentlichen die für die Belichtungsreihe geplanten Parameter. Die ,,Dünne" des Sonnenrings ermutigte mich auch, dem CCD-Chip der Kamera ungefilterte Belichtungen zuzumuten, um so die Option beider Vorgehensweisen (mit bzw. ohne Filter) im direkten Vergleich zu nutzen, was ich wegen des deutlich breiteren Sonnenrings von Costa Rica nicht gewagt hätte. Wie lässt sich das Ergebnis der Aufnahme-
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serie, das auch auf die chemische Fotografie ungeschmälert übertragen werden kann, kompakt formulieren? Zunächst die fotografischen Parameter: Als Objektiv benutzte ich ein 1:5,6/400mm ED-Objektiv mit einem 2x- und einem 1,4x-Konverter von Nikon, mit einer auf 36 mm Durchmesser begrenzten Pappblende vor der Frontlinse und damit auf deren halben Durchmesser abgeblendet. Die Empfindlichkeit der Kamera war auf den Minimalwert von ISO 200 fixiert worden und als Filter diente ein B&W-Filter ND 3 (nominell), das jedoch nur halb so schwach absorbierte, also noch 0,2% des einfallenden Sonnenlichts durchließ. Diese Abweichung war mir durchaus willkommen, da sie mit 1/16.000 s gerade die kürzestmögliche Belichtungseinstellung erzwang, um noch die Randverdunklung der Sonne einfangen zu können, ohne die Irisblende aktivieren zu müssen, was bei Einstellungen über Blendenzahl 11 die optische Auflösung noch weiter eingeschränkt hätte. Für Chromosphäre und Korona benutzte ich Belichtungszeiten zwischen 1/30 s und 1/2 s. Alle diese letztgenannten Belichtungszeiten erbrachten vorzeigbare Ergebnisse, wobei sogar die 0,5-Sekunden-Belichtung erstaunlich scharf wirkt, obwohl die Erddrehung bei 1.120 mm Brennweite den unteren Mondrand etwas ,,schmuddeliger" aussehen lässt als die in Bewegungsrichtung weisenden und damit scharf gebliebe-
nen vertikalen Mondrandabschnitte. Ein Belichtungsfaktor von 500 oder gar geringer ermöglicht es also bereits, die Leuchtdichtenspannweite zwischen Photosphäre und Korona zu überbrücken. Für die Chromosphäre reicht wohl schon ein Faktor nahe 100 (geschätzt). Ohne Filter hätte sich mit handelsüblichen Kameras diese experimentelle Betrachtung gar nicht anstellen lassen, denn für die Abbildung der Randverdunklung der Sonne wäre hier 1/8.000.000 Sekunde zu belichten gewesen! Die Qualität der Bilder stand bei der Untersuchung nicht primär zur Debatte; es ging hier erst einmal um die Eingrenzung praktischer Erfahrungswerte. Allein die sehr bilddominanten Reflexe waren mir seit 15 Jahren vertraut, da ich 1987 auf Okinawa mit genau der gleichen ObjektivKonverter-Kombination einen mehr als 4 mal so breiten Sonnenring auf Film aufnahm. Die Optik besteht aus 17 Linsen in 16 Gruppen und die effektive Blendenzahl 31 erzeugt bereits beugungsbedingte Kontrasteinbußen. Es bleibt jedem überlassen, sich von diesen mir selbst bewusst angelegten ,,Daumenschrauben" zu befreien und etwa ein ganz einfaches achromatisches Linsenfernrohr zu verwenden, eine Nachführung zu benutzen und damit längere Belichtungszeiten im Verein mit höheren Filterdichten und kleineren Blendenzahlen anzustreben. Die verwendeten Graufilter sind homogen
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Abb. 6 (links): 1/2 s mit Filter, diese Aufnahme entspricht Abbildung 2, aber mit inzwischen ca. 50 % hellerer Sonnensichel, der ein Teil der Kontrastabnahme anzulasten ist.
Abb. 7 (rechts): Diese Aufnahme zeigt keine Spur von Korona mehr (fast 11 Minuten nach Finsternismaximum), da hier der Mondrand den Sonnenrand bereits um mehr als 1/4 Sonnenradius überragt. Fast 19 % der Sonnenscheibe sind hier unverdeckt, gerade der Betrag, gegen den man im Januar ca. 1 Minute vor bzw. nach der Ringphase ankämpfen muss. Die Belichtung betrug 1/8 s mit Filter. Zu empfehlen gewesen wären hier eher 1/15 s bis 1/30 s!
und nicht etwa durch aufgedampfte Metallschichten passender Transmission wirksam. In diesem Falle reichen nämlich kleinste Schichtverletzungen, um bei den erforderlichen längeren Belichtungen den Bildkontrast zu ruinieren, während die kurzen Belichtungen für Aufnahmen der Sonnenoberfläche keine kontrastmäßige Beeinträchtigung hinzunehmen haben und daher für solche Aufnahmen hinreichend und gut sind. Die Mattscheibe der verwendeten Kamera war eine Voll-Mattscheibe, also insbesondere ohne zentralen Klarfleck. Damit wird im Verein mit der hohen Blendenzahl trotz geringer Filterdichte von ja nur ND 2,7 das zu fokussierende und nahe der Mitte zu haltende Sonnenbild immer noch sehr hell, aber gut fokussierbar. Dennoch sollte man die mitgelieferte IR-Strahlung nicht unterschätzen und die Fokussierung mit zusätzlichen Graufiltern geringer Dichte vornehmen. Vor Dauerbeobachtung am Kamerasucher sei daher gewarnt, denn auch an hohe Lichtintensitäten kann man sich gefährlich schnell gewöhnen. Die bisherigen Ausführungen zeigen, dass mit erstaunlich einfachen Mitteln auch
während ringförmiger Sonnenfinsternisse die ganze Palette der wichtigsten Erscheinungen von Photosphäre bis zur inneren Korona zugänglich bleibt. Neu dürfte für die meisten Finsternisbeobachter hingegen sein, dass man all dies mit passend gewähltem Filter fast ohne Kontrasteinbuße fotografisch und elektronisch festhalten kann, ohne den Filter absetzen zu müssen, was die Hektik der interessantesten Minuten doch deutlich entspannen dürfte. Die Photometrie der koronalen Mondrandsilhouette dieser Finsternis wie auch zurückliegender Sonnenringe förderte noch eine andere Erkenntnis zu Tage: Auch bei den breitest möglichen Sonnenringen (wie annähernd etwa am 15. Januar 2010) müsste die innerste Korona noch genügend Kontrast ermöglichen, eine schwach erkennbare Mondrandsilhouette zu produzieren. Die dann zu erwartende Sonnenaktivität begünstigt diese Option. Auch die von der Jahreszeit her gegebene Wettererwartung sieht für die Randgebiete des Zentralzonenverlaufs (Zentralafrika und östliches China) nicht abweisend aus. Der experimentelle Beweis für meine optimisti-
sche Vermutung ist also noch zu erbringen, falls es nicht schon gelungene Zufallsaufnahmen von früheren Saros-Vorgängern gibt. Der in 2003 zu erwartende Sonnenring steht zwar überall im Sichtbarkeitsgebiet zwischen Grönland und Schottland recht nahe am Horizont - die Höhe beträgt auf Island nur bis zu 5 Grad -, doch dieser vorab ungünstig erscheinende Umstand sollte nicht entmutigen: Jörg Gerdes aus Norden zeigte mir seinerzeit eine Aufnahme des nur 2 Grad hoch stehenden marokkanischen Sonnenrings von 1994 kurz nach dem 3. Kontakt mit Chromosphärenbogen zwischen den Sichelhörnern. Der damalige Ring war dort etwa 6 mal so breit wie der diesjährige auf Tinian. Ein in dieser Hinsicht eindrücklicheres Bild habe ich seither nicht mehr gesehen und beweist, was es noch alles auszuprobieren gibt!
Literaturhinweise
[1] Daniel Fischer, 1999: Chromosphäre und Korona bei ringförmiger Finsternis gesichtet, Skyweek 6-9/1999
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Totale Sonnenfinsternisse 1999 und 2001
Abb. 1 (links oben):
2 Sekunden nach dem 3. Kontakt der totalen Sonnenfinsternis am 21.6.2001 in Zimbabwe (25 km südlich der Zentrallinie) belichtete Stephan Lau die Protuberanzen und das Perlschnurphänomen 1/2.000 Sekunde mit einem Refraktor 105 / 610 mm und Telekonverter auf Fujichrome ISO 100 Farbdiafilm.
Abb. 2 (links unten): So sah die Anordnung der Protuberanzen aus, als Stephan Lau am 11. August 1999 die totale Sonnenfinsternis in Wiesenhausen bei Rosenheim (50 km südlich der Zentrallinie) fotografierte: Mit einem 200 / 1800 mm Cassegrain-Teleskop belichtete er 5 Sekunden nach dem 3. Kontakt 1/1.000 Sekunde auf Fujichrome ISO 100 Farbdiafilm.
Abb. 3 (rechts oben): Karlheinz Seeger fotografiert die totale Sonnenfinsternis am 21.6.2001 auf dem Flughafen von Lusaka / Zambia mit einem 400-mm-Teleobjektiv 4 Sekunden lang bei Blende 5,6 auf Agfa Vista ISO 100 Film. Dies ist ein unbearbeitetes Foto.
Abb. 4 (rechts unten): Stephan Lau fertigte eine Aufnahmeserie der totalen Sonnenfinsternis am 21.6.2001 um 14:15 UT in Mavuradonna / Zimbabwe 25 km südlich der Zentrallinie an. Er verwendete einen 105 / 610 mm Refraktor und belichtete während der Totalität 12 Aufnahmen von 1/4.000 bis 1/2 Sekunde auf Fujichrome ISO 100 Farbdiafilm. Werner E. Celnik setzte die 12 Einzelaufnahmen digital zu diesem Komposit zusammen.
Sonnenfinsternis im Outback Australiens
von Silvia Otto
Aufnahme der am Horizont des australischen Outbacks untergehenden Sonne nach Ende der totalen Verfinsterung am 4.12.2002
Australien war schon lange eines meiner Traumurlaubsziele. So ergab es sich im letzten Jahr einen Australienurlaub mit einer Sonnenfinsternis zu kombinieren. Die Reise startete im Westen Australiens. Von Perth fuhren wir ca. 800 km Richtung Norden um dort im Shark Bay National Park, ein Weltnaturerbe, in Moneky Mia die Delphine zu sehen, die fast täglich die Touristen am Strand besuchen. Im Hamelin Pool findet man Stromatoliten, eine Art Algen, die älteste Form von Leben auf unserer Erde. Wieder Richtung Süden im Namburg National Park erlebten wir im Pinnacles Dessert den Sonnenuntergang, der die Kalksteinsäulen in ein wunderschönes Lichte tauchte. Weitere Höhepunkte der Reise waren im Zentrum der Ayers Rock, Sydney, die Great Ocean Road und die Grampians. Zum Abschluss der Reise ging es zur Sonnenfinsternis. Die Sonnenfinsternis in Australien konnte nur von wenigen Stellen aus beobachtet werden. In Ceduna an der Südküste kam der Schatten des Mondes vom Meer auf den Kontinent. Dort hatte die Astronomical Society of South Australia (http://www. assa.org.au/observing/eclipse2002/) ihre Beobachtungscamps aufgeschlagen. Aufgrund des Wetters und der attraktiveren Umgebung hatten wir uns entschlossen die Sonnenfinsternis nördlich von Adelaide in den Flinders Ranges in Lyndhost zu erleben. Vom Barossa Valley fuhren wir nach Rawnsley Park im Flinders Ranges National Park, eine 400 km lange Bergkette. Von Wilpena Pound wanderten wir zu einem Aussichtspunkt in mitten eines Tals, das wie ein Krater aussieht, aber durch Gebirgsauffaltung entstand. Am frühen Nachmittag machten wir uns Richtung Lyndhurst auf. Der Verkehr Richtung Norden hatte deutlich spürbar zugenommen. Eine Kolonne Autos bewegte sich zügig vorwärts. Normalerweise sieht man auf diesen Straßen kaum Autos. Der kleine Ort Lyndhurst hat sicher schon
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lange nicht mehr so viele Autos und Menschen gesehen. Dort fand parallel noch ein Musikfestival statt. Wir fuhren noch einige Kilometer nördlich in Richtung Zentrallinie. Rechts und links der noch befestigten Straße parkten Autos. Einige bauten kleine Zelte auf, die Hotels waren schon lange ausgebucht. Wir suchten eine Stelle, an der wir ohne Allrad wieder herausfahren konnten. Die Wettervorhersage hatte schon Montags 100 % Wahrscheinlichkeit für einen wolkenfreien Himmel über dem Outback vorhergesagt. Zum Glück stimmte auch die Vorhersage der Temperatur von ca. 20 Grad , denn im Dezember ist eigentlich keine Saison mehr in der Gegend, da es bis zu 40 Grad haben kann. Allerdings wehte ein sehr starker Wind. In den Medien wurde erst einige Tage vorher von der Finsternis verstärkt berichtet. Einen Tag vor der Finsternis erschien ein Bericht zu allen größeren Orten entlang der
Zentrallinie. Recht amüsant war eine Anfrage, die das Else-where Hotel in Lyndhurst erhielt. Jemand hatte angefragt, warum die Sonnenfinsternis an einem Wochentag stattfinden würde, das Wochenende wäre doch viel günstiger gewesen. Die Sonnenfinsternis war perfekt: Blauer Himmel, der Mond verdeckte langsam immer mehr von der Sonne. Dann erschien plötzlich die Korona, es gab einen Diamantringeffekt und nach ca. 28 Sekunden erschien zunächst die Chromosphäre und dann war die Sonne wieder sichtbar. Der Mondschatten zog weiter Richtung Osten. Das war einfach zu kurz. Die ersten Autos brachen wieder Richtung Süden auf. Doch wir wollten noch den Sonnenuntergang erleben, denn das Ende der Finsternis konnte nicht mehr beobachtet werden. Die Sonne ging verfinstert unter. Ein perfekter Abschluss eines erlebnisreichen Urlaubes.
Abb. 1: 4.12.2002 - Sonnenfinsternis im Outback: Verlauf der Totalitätslinie im Südwesten Australiens
Gravitative Wechselwirkung
in Galaxiengruppen
von Peter Riepe, Peter Bresseler, Bernd Flach-Wilken, Klaus Rüpplein und Norbert Stapper
Zum Projekt ,,Wechselwirkende Galaxien" der Fachgruppe Astrofotografie gibt es noch schöne Ergebnisse nachzutragen. Gerade in kompakten Galaxiengruppen ist die Anzahl der Teilnehmer am ,,kosmischen Tauziehen" größer als bei einfachen Paaren [1]. Außerdem stehen sich die Mitglieder kompakter Haufen sehr nahe. Von daher können sich die Wechselwirkungen vielfältiger und stärker auswirken. Wir wollen jetzt aber nicht alle möglichen Galaxiengruppen behandeln, sondern uns auf zwei der bekannteren, auffälligen und naheliegenden Beispiele beschränken.
Abb. 1: Übersicht zur Identifikation der Einzelgalaxien in Stephans Quintett
Stephans Quintett Etwa 30' südwestlich der hellen Galaxie NGC 7331 im Pegasus liegt das Musterbeispiel einer kompakten Galaxiengruppe: Stephans Quintett [2]. Diese bekannte Gruppe umfasst auf einem sehr engem Raum von etwa 3' x 4' die fünf Galaxien NGC 7317, 7318 A, 7318 B, 7319 und 7320 (Abb. 1). Wegen der Kleinheit dieser Gruppe ist die Fotografie nicht leicht. Lange Brennweiten sind angesagt! Nach spektroskopischen und photometrischen Untersuchungen mit dem 1,5m-Teleskop auf dem Calar Alto zeigt die Balkenspirale NGC 7319 die stärksten Anzeichen dynamischer Störungen [3]. Ihr östlicher Spiralarm ist in zwei Teilarme aufgespalten. Der westliche Arm, nach Süden abbiegend, setzt sich als langer, geknickter Gezeitenschweif nach Osten fort. Für seine Ausprägung
war höchstwahrscheinlich NGC 7320C verantwortlich. Diese kleinere Galaxie ( = 22h 36m 20s, = 33 Grad 59') liegt knapp 4' nordöstlich von Stephans Quintett (Abb. 1). Sie hat vermutlich vor einigen hundert Millionen Jahren die Galaxiengruppe durchquert und dabei die interstellare Materie aus NGC 7319 mitgezogen [4, 5]. Dies wird in der Abbildung 2 (aufgenommen im dicht besiedelten Rheinland) schon erkennbar, und in Abbildung 3 sehr deutlich. Die elliptische Galaxie NGC 7317 zeigt keinerlei Wechselwirkung mit den anderen Gruppenmitgliedern. Drei der Galaxien, nämlich NGC 7217, 7318A und 7319 haben ähnliche Fluchtgeschwindigkeiten um 6.600 km/s. Sie bilden die eigentliche Gruppe, sozusagen ,,Stephans Trio". NGC 7318B bewegt sich mit einer Differenzgeschwindigkeit von 950 km/s relativ zu ihrer Partnergalaxie NGC 7318A, demnach muss sie von außen kommend zur Zeit rasch durch die Gruppe fliegen. Offensichtlich befinden sich NGC 7318A/B in der Frühphase einer Kollision, was ebenfalls durch sehr starke Störungen belegt wird. Die beiden Galaxien sind verzerrte Spiralen, die noch Reste ihrer Spiralarme zeigen. Diese Feinheiten kommen auf Abbildung 4 sehr detailliert heraus. Hier wurde nicht nur eine längere Brennweite benutzt, sondern zusätzlich Auflösung gewonnen, indem das Seeing über einen ,,Tip-Tilt-Sekundärspiegel" (AO-7) verbessert wurde. Beim Anblick dieser Aufnahme könnte man sogar vermuten, NGC 7318A sei auch ein elliptisches System, das von dem lang ausgezogenen Arm des Kollisionspartners NGC 7318B verdeckt wird. Da bei der Kollision von NGC 7318A/B in der aufeinanderprallenden Materie eine Stoßfront aufgebaut wird, sollte sich auch Sternentstehung abspielen. Mit Amateurmitteln ist dieser Nachweis nicht möglich, selbst mit Großteleskopen ist das schwierig. Nach Untersuchungen des Hubble Space Telescope sind einige bläuliche Girlanden erkennbar, die die Kollisionspartner umgeben
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Galaxie NGC7317 NGC7318A NGC7318B NGC7319 NGC7320
RA(2000) 22 35 51,96 22 35 56,747 22 35 58,408 22 36 03,545 22 36 03,45
Decl(2000) +33 56 40,5 +33 57 55,66 +33 57 57,25 +33 58 32,59 +33 56 54,2
Größe (´) 1,1 x 1,1 0,9 x 0,9 1,9 x 1,2 1,7 x 1,3 2,2 x 1,1
mag 14,57 14,33 13,92 14,11 13,23
Klasse E4 E2 pec SB(s)bc pe SB(s)bc pec Sy2 SA(s)d HII
vr(km/s) 6.599 6.630 5.774 6.747 786
vr(km/s) -60 -29 -885 +88 -5.873
Tab. 1: Daten zu Stephans Quintett [10]. Die Radialgeschwindigkeiten vr der Einzelgalaxien variieren sehr stark. Auf den Mittelwert der drei echten Gruppenmitglieder NGC 7317, 7318A und 7319 bezogen (6659 km/s), ergeben sich die Radialgeschwindigkeitsabweichungen vr (Spalte 8).
Abb. 2: Stephans Quintett in Negativdarstellung, aufgenommen am 16.10.1999 mit einer ST-7-CCD-Kamera (Anti-Blooming) bei 2x2-Binning, 4 x 300 s belichtet mit Celestron 11 f/5,6 und LPR-Filter. Schon mit etwa 1,5 m Brennweite zeigen sich zahlreiche Wechselwirkungsdetails. Autor: Norbert Stapper.
Abb. 3: Stephans Quintett, aufgenommen von Klaus Rüpplein
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[5]. Offenbar haben sich hier bereits neue Sterngruppen gebildet. Das Kollisionspaar selbst zeigt (noch) kein Mischungsverhalten, es ist jedoch bereits in einen leuchtenden Halo gebettet, der auf die bestehende Wechselwirkung hinweist.
Die Galaxie NGC 7320, das hellste Gruppenmitglied im Süden, weist eine um fast 6.000 km/s geringere Fluchtgeschwindigkeit auf. Den gängigen kosmologischen Vorstellungen nach muss man folgern, dass uns diese Galaxie mit einer Entfernung von 36 Millionen Lichtjahren viel näher steht als die eigentliche Gruppe, die etwa 300 Millionen Lichtjahre entfernt ist. In diesem Falle wäre NGC 7320 eindeutig eine Vordergrundgalaxie, die offenbar nur zufällig in der Sichtlinie zu Stephans Quintett steht [4] und über eine solche Distanz keinerlei Wechselwirkung mit der Gruppe aufweisen kann. Im Gegensatz dazu ist in Burnham's Celestial Handbook zu lesen [6], aus Fotografien scheine hervorzugehen, dass NGC 7320 durch schwache Gezeitenschweife mit den anderen Gruppenmitgliedern verbunden sei. Wie vorsichtig man mit derartigen Vermutungen umgehen muss, zeigen die bereits erwähnten Untersuchungen mit dem Hubble Space Telescope. Demnach gehört NGC 7320 physikalisch definitiv nicht Stephans Quintett an, denn in dieser etwa Sd-Spirale von 45.000 Lichtjahren Durchmesser ließen sich mit dem Weltraumauge einzelne Sterne auflösen, was bei den echten Gruppenmitgliedern aufgrund der großen Entfernung nicht möglich war [5].
Seyferts Sextett Diese enge Galaxiengruppe, auch als NGC 6027 bekannt, steht im Sternbild Serpens und sollte von ihrer Bezeichnung her sechs Mitgliedsgalaxien aufweisen (Abb. 5). Aber Seyferts Sextett hat in Wirklichkeit nur vier echte Mitglieder, ist also ein
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Galaxie PGC 56584 PGC 56576 PGC 56578 PGC 56575 PGC 56580 PGC 56579
RA(2000) 15 59 10,8 15 59 11,2 15 59 11,8 15 59 12,5 15 59 13,0 15 59 14,5
Decl(2000) +20 45 43 +20 45 16 +20 44 49 +20 45 48 +20 45 35 +20 45 57
Größe (´) 0,4 x 0,2 0,5 x 0,4 0,9 x 0,2 0,4 x 0,2 0,2 x 0,2 0,8 x 0,4
mag 15,31 14,98 16,75 14,70 16,47 16,70
Klasse S0 pec Sa pec SBc pec S0 pec SB(s)bc pec SB
vr(km/s) 4.053 4.237 4.620 4.447 19.809 4.095
vr(km/s) -237 -53 +330 +157 +15.519 -195
Tab. 2:
Daten zu Seyferts Sextett [10]. Auch hier variieren die Radialgeschwindigkeiten vr der Einzelgalaxien sehr stark. Auf den Mittelwert der wirklichen Gruppenmitglieder bezogen (4.290 km/s) ergeben sich die Radialgeschwindigkeitsabweichungen vr (Spalte 8).
Gruppe ist. Demnach steht diese Galaxie in Wirklichkeit weit hinter den anderen. Wie im Falle von Stephans Quintett gehört auch hier eines der scheinbaren Mitglieder real nicht der Galaxiengruppe an.
Schauen wir uns Seyferts Sextett einmal genauer an (Abb. 6). Auffällig ist der Halo um die Gruppe, er kommt besonders schön auf der kontrastverstärkten Pseudofarbaufnahme zur Geltung (Abb. 7). Die Ausbildung eines leuchtenden Halos ist ein Merkmal wechselwirkender Galaxiengruppen [8]. Hierher kommt auch ein Großteil der Infrarotstrahlung - ein Indiz für neu entstandene, heiße Sterne und Sternhaufen in wechselwirkenden Systemen.
Abb. 4: Stephans Quintett, aufgenommen an einem C 14 (fokal) + AO-7 mit CCD-Kamera ST-9E. Die Belichtung betrug 5 x 600 s. Autor: Peter Bresseler
Quartett. Untersuchungen mit dem Hubble Space Telescope zeigten [7], dass das hellste Mitglied PGC 56575 einen Gezeitenschweif entwickelt hat. Dieser Schweif ist
Abb. 5: Übersicht zur Identifikation der Einzelgalaxien in Seyferts Sextett
eine Sternenwolke, die als PGC 56579 weit nach Nordosten aus der Gruppe herausragt und irrtümlich lange Zeit als eigenständige Galaxie angesehen wurde. Vier Gruppenmitglieder stehen wirklich in gravitativer Bindung, nicht nur, weil sich Materiebrücken zwischen ihnen ausgebildet haben, sondern weil sie auch alle eine ähnliche Fluchtgeschwindigkeit aufweisen, was einer Distanz von 190 Millionen Lichtjahren entspricht. Die fünfte Galaxie PGC 56580 jedoch, die kleinste der Gruppe, ist eine Spiralgalaxie in Aufsicht und gehört physikalisch offenbar nicht zur Gruppe. Sie bewegt sich mit 19.809 km/s um mehr als das 4,6-Fache schneller. Im Sinne der Kosmologie bedeutet dies eine Entfernung, die mit etwa 900 Millionen Lichtjahren 4,6-mal größer als die der eigentlichen
Relativ spät wurde über die Entdeckung der Supernova 1998fe in PGC 56580 berichtet [9]. Am 0,8 m Katzman Automatic Imaging Telescope (KAIT) waren an vier Tagen im Juli 1998 ungefilterte Aufnahmen entstanden, alle zeigten die Supernova mit einer scheinbaren Helligkeit um 18 mag bei = 15h 59m 12,84s / = +20 Grad 45' 39,0". Das ist 0,7'' westlich und 2,4'' nördlich des Kerns von PGC 56580. Unter der puren Annahme, die Supernova hätte ihr Maximum in dieser Zeit gehabt, wäre im Falle eines Supernovatyps Ia eine Absoluthelligkeit von MV = -19 mag einzukalkulieren. Bei einer scheinbaren Helligkeit mV = 18 mag würde das eine Entfernung von etwas mehr als 820 Millionen Lichtjahren bedeuten. Dies ist nahezu der gleiche Wert, wie oben bei der Radialgeschwindigkeit bereits angedeutet. Damit gibt es ein zweites Indiz dafür, dass PGC 56580 offenbar weit hinter den anderen Mitgliedern von NGC 6027 steht und physikalisch nicht zur Gruppe gehören kann. Nebenbei bemerkt war die SN 1998fe ab dem Jahre 1999 auf AmateurAufnahmen (Grenzgröße ca. 19 mag) schon nicht mehr auszumachen.
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Literaturhinweise
[1] D. Lutz, 1989: Simulation der Entwicklung enger Galaxiengruppen, SuW 28, 636
[2] K. Wenzel, 1997: Deep-Sky-Objekt des Monats - visuell beobachtet: Stephans Quintett, SuW 36, 877
[3] M. Moles, I. Marquez, J.W. Sulentic, 1998: The observational status of Stephan's Quintet, Astron. Astrophys. 334, 473
[4] M. Moles, J.W. Sulentic, I. Marquez, 1997: The Dynamical Status of Stephan's Quintet, Astrophys. J. Letters 485, L69
[5] D. Fischer, 2001: Stephans Quintett ist nur ein Trio, in: Brennpunkt, SuW 40, 111
[6] R. Burnham jr., 1978: Burnham's Celestial Handbook, Bd. 3, S. 1389, Dover Publications, New York
[7] http://hubblesite.org/newscenter/ archive/ 2002/22/
[8] J.W. Sulentic, J.J. Lorre, 1983: Analysis of optical imagery for Seyfert's Sextet and VV 172, Astron. Astrophys. 120, No. 1, 36
[9] IAU-Circular No. 7438 (Juni 2000) [10] http://nedwww.ipac.caltech.edu/
Abb. 6 (oben): NGC 6027, Seyferts Sextett, als kompakte Galaxiengruppe im Sternfeld. Aufnahme vom 28.05.2000 mit 400-mm-Hypergraph, 3.200 mm Brennweite, CCD-Kamera Apogee AM 13, Belichtung 4 x 600 s. Autor: Bernd Flach-Wilken Abb. 7 (unten):
Ausschnitte von Seyferts Sextett: (a) Meade 10"-SCT, f/10 fokal, IR-Sperrfilter, CCDKamera ST-7 ABG, 6 x 300 s. Autor: Peter Bresseler. (b) vergrößerter Ausschnitt aus Abbildung 6 (Bernd Flach-Wilken). (c) Die hieraus erzeugte Pseudofarbaufnahme betont sehr schön den Halo, in den die Gruppe eingebettet ist.
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USA - Trip ,,Well... Not auspacken die 10 Zoll SC-
Telescope... You can use... ehm... benutzen... my telescope... it's an
one-meter RC... okay?"
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Astrofotografie und Einsteiger
von Peter Riepe und Rainer Sparenberg
Schon kurz nach Einreichen des Aufrufs ,,Bitte Einsteigen!" im letzten Journal wurden innerhalb der Fachgruppe Astrofotografie Konsequenzen gezogen. Bevor jedoch über die konkreten Änderungen berichtet wird, sollten noch einmal kurz die Beweggründe skizziert werden.
Beim VdS-Brainstorming am 21. Juni 2002 wurde klar, dass zum einen die Betreuung der Einsteiger mehr Gewicht bekommen muss, zum zweiten sollte die Ausrichtung auf die Jugend überdacht werden. Es ist schön und auch richtig, wenn in den VdSFachgruppen Ergebnisse angestrebt und erzielt werden, die professionellen Charakter haben. Doch sollte nicht vergessen werden, dass in jedem Jahr auch Neulinge unserer Vereinigung beitreten. Diese ,,Einsteiger" wollen ebenfalls den Vorteil der Mitgliedschaft in Anspruch nehmen, müssen aber zunächst an die astronomische Hobby-Arbeit in ihrer Systematik und Vielfalt herangeführt werden. Es ist schlichtweg dumm, wenn Einsteiger den Eindruck erhalten, dass ,,elitäre Kreise" (unsere Fachgruppe mit eingeschlossen!) an ihren elementaren Fragen und Schwierigkeiten kein Interesse haben. Viele Anfänger vermissen in der bestehenden Szene angemessene Zugangsmöglichkeiten und langfristige Unterstützung. Andererseits ist es doch genau dieser Wunsch, weshalb viele Neulinge in die VdS eintreten! Wenn das Erhoffte dann nicht vorgefunden oder genügend angeboten wird, tritt man enttäuscht wieder aus. Das kann niemand ernsthaft wollen! Die Fachgruppen sind die Aktivitätszentren der VdS. Sie müssen sich diesen Fragen öffnen. Aber die bestehende Struktur einer Fachgruppe ist nicht so einfach umzukrempeln. Wir sehen es inzwischen als normal an, dass nur ganz wenige Mitglieder ihre kostbare Zeit dem Gruppengedanken opfern und beratend tätig werden, indem sie Anfragen beantworten oder Artikel mit Tipps für Einsteiger schreiben. Die große Mehrheit der Fachgruppenmitglieder bleibt in Sachen Betreuung passiv, und das dürfte nicht nur bei uns so sein. Eine solche Struktur muss unbedingt neu organisiert werden. In der VdS-Fachgruppe Astrofotografie wurden Konsequenzen gezogen. Am 25. November 2002 trafen sich die Autoren mit engagierten Amateuren aus dem Kreis der ,,Freunde der Volksstern-
Abb. 1: Die neu formierte Runde der Arbeitsgruppe ,,Einsteiger- und Jugendarbeit" in der VdS-Fachgruppe Astrofotografie in der Kuppel der Volkssternwarte Recklinghausen
warte Recklinghausen e.V." zum erstmaligen Gedankenaustausch. Die Gruppe besteht im Grunde aus astrofotografischen Neulingen. Sie treffen sich aber regelmäßig mit sehr viel Spaß und Enthusiasmus, um in die Astrofotografie hineinzuwachsen. Schnell kam man anhand eigener Erfahrungen auf den Punkt: Einsteiger werden sich immer dann angesprochen fühlen, wenn sie bei passenden, interessanten Projekten mitmachen können. Dies ist ein geeigneter Rahmen, um die Anfängerfragen einzubringen, nach und nach Erfahrungen zu sammeln und so mit der Astrofotografie vertrauter zu werden. Ein Projekt muss also her, und die erzielten Ergebnisse entstehen auf gemeinsamer Basis. Sie werden diskutiert, bewertet und später im VdS-Journal veröffentlicht. Dabei ist es wichtig zu betonen: Mitmachen können alle Interessenten, nicht
nur die, die im Recklinghäuser Umkreis des nördlichen Ruhrgebiets wohnen. Wozu gibt es Kommunikation mittels Telefon oder noch besser E-Mail?
Als Projekte wurden ausgesucht: - Fotografie von Sternhaufen - Einsatz von Web-Cams in der
Astrofotografie
Im ersten Projekt soll untersucht werden, was man mit beliebigen Optiken (egal ob Fotoobjektive oder Anfängerteleskope) erreichen kann. Sternhaufen wie die Hyaden oder Praesaepe können sogar mit hochempfindlichem Aufnahmematerial per Fotostativ abgelichtet werden. Wie kann man von da aus dann weiterkommen? Was muss ich lernen über Montierungen, Teleskope und Kameras, Nachführtechniken und Filter-Einsatz, um
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anspruchsvollere Resultate erreichen zu können? Das zweite Projekt zielt auf den Einsatz preiswerter digitaler Systeme ab, die der Einsteiger leicht durchschaut, die er sich leisten kann und die gleichzeitig sehr viele Entwicklungsmöglichkeiten enthalten. Aufnahme von Monddetails sind ebenso zu nennen wie die Planetenfotografie, nebst anschließender Bildbearbeitung. Eine Woche später trafen wir uns wieder, um eine über die Vorstellungen aller neuen Mitglieder zu folgenden Fragen zu diskutieren: a) Was sehe ich als Zielsetzung der
Gruppe? b) Mit welchem Arbeitsschwerpunkt will
ich mich einbringen? Dabei ergab sich eine Fülle von Aspekten: Das Mitmachen soll Spaß machen. Wichtig ist es, auch negative Erfahrungen einzubinden, um sie zu diskutieren und daraus zu lernen. Typische Anfängerfehler könnten sogar in einer Datenbank zusammengefasst werden. Einsteigerarbeit bringt eine intensive Betreuung mit sich, denn Einsteiger sind vom Erscheinungsbild her vielfältig.
Die Gruppe betont, dass sich sowohl Jugendliche als auch ältere Einsteiger angesprochen fühlen sollen. Die Einsteigerhilfe kann sich am besten an Sachthemen orientieren, die mit einfachem Aufwand zu bewerkstelligen sind, z. B. mit Einsteigermaterial. Motivation zu ersten eigenen Schritten scheint allen wichtig. Ziel sollte sein, zu gut aussehenden, vorzeigbaren Astrofotos zu kommen. Als persönliche Ziele wurden geäußert: Vertraut werden mit allgemeiner Astrofotografie und digitaler Fotografie (Web-Cam, CCDKamera). Die Arbeitstechniken reichen von konventioneller Praxis (Filme, Filter) bis hin zur Beschäftigung mit Bildverarbeitung und digitaler Technik.
Die neue Arbeitsgruppe innerhalb der Fachgruppe Astrofotografie heißt ,,Einsteiger- und Jugendarbeit". Sie wird in erster Linie die Bildgewinnung in den Vordergrund stellen. Visuelle Beobachtungen und Fotografie schließen sich dabei nicht im geringsten aus, denn man will wissen, wie die Fotomotive aussehen. Vielen Neulingen ist gar nicht klar, dass die
Objekte in der Natur gar nicht so wirken wie auf einer Langzeitbelichtung! Die neue Arbeitsgruppe wird selbständig sein, dabei jedoch mit der Fachgruppenleitung in ständiger Verbindung stehen. Aktive Mitglieder sind: Rolf Geßner, Recklinghausen; Stephan Lau, Hemer-Deilinghofen; Christian Levermann, Herten; Roland Plaschke, Gelsenkirchen; Antonius Recker, NottulnAppelhülsen; Frank Slotosch, Marl; Andre Walczak, Herten; Christian Weis, Werdorf; Sven Wienstein, Oer-Erkenschwick.
Andre Walczak (22 Jahre alt) wird die Arbeit der neuen Arbeitsgruppe koordinieren. Auf einer eigenen zu entwickelnden Webseite innerhalb der Webseite der Fachgruppe Astrofotografie wird über den Gang der Projekte und Ergebnisse berichtet. Treffen sind anlässlich astronomischer Veranstaltungen wie ITV, ATT, BoHeTa, HATT, ATH und anderen möglich. Interessenten können jederzeit Kontakt aufnehmen: Andre Walczak, Karl-Hermann-Str. 4 B, 45701 Herten, Tel. 02366 / 42731, E-Mail: andre_walczak@gmx.net
Balkenspiralen: Ein ganz persönliches Projekt
von Ulrich Tiburg
Standort eine Dachterrasse mitten in Reinbek ist, einer kleinen Stadt noch unter der Dunstglocke von Hamburg, habe ich die konventionelle Fotografie auf Filmen sehr schnell aufgegeben. Leider ist das LX 200 zu schwer, um es ins Auto zu laden und in die Natur zu fahren. Es ist aber der Vorteil einer Dachterrasse, jede Wolkenlücke ausnutzen zu können.
Abb. 1: M 95 im Sternbild Löwe, Typ SBb, 10,8 mag, 24.4.2001, 4 x 600 s
Als ich ins Rentenalter kam, hatte ich mehr Zeit und konnte mich wieder mit der Astronomie beschäftigen. Also musste ein
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Teleskop angeschafft werden. Es wurde das LX 200 10 Zoll von Meade. Beobachtet wurde alles, was vors Rohr kam. Da mein
Dann wurde der Wunsch wach, etwas von dem Gesehenen elektronisch festzuhalten. Eine CCD-Kamera ST-7 wurde angeschafft. Nach vielen Übungen an Mond, Planeten und hellen Messier-Objekten wurden Nebel, Sternhaufen und Galaxien als Bits und Bytes abgespeichert. Als ich dann einmal eine Balkengalaxie aufgenommen hatte, fand ich diese Art von Galaxien so faszinierend, dass ich beschloss, ein kleines persönliches Projekt daraus zu machen. Mit Hilfe von Guide 7 und Karkoschka wurde eine Liste der in Frage kommenden Galaxien zusammengestellt, die nach und nach mit Hilfe von VdSJournal, interstellarum und SuW erweitert
wurde. Ich ließ mich von der Faszination dieser Objekte motivieren.
Inzwischen ist ein gutes Jahr vergangen und 15 Balkengalaxien sind vom Chip eingefangen worden. Einige sind mir entwischt, was man allerdings erst am nächsten Tag bei der Bildbearbeitung merkt. Dass die eine oder andere Aufnahme nicht so toll ist, bitte ich zu entschuldigen, denn wenn ein Bus oder ein Lastwagen auf der Straße am Haus vorbeifährt, wird auch schon einmal eine Aufnahme verwackelt. Alle Aufnahmen entstanden mit einer CCD-Kamera ST-7 am LX 200, dessen Öffnungsverhältnis auf f/6,3 erhöht worden war. Die Kamera habe ich mit Maxim-DLCCD gesteuert, auch die Bildbearbeitung erfolgt damit. Die Bildbearbeitung bestand lediglich in der Bildaddition und Tiefpassfilterung. Die Objektdaten in den Bildtexten stammen aus Guide 8.0.
Fazit: Helle Balkengalaxien sind leider rar. Einige hellere Exemplare haben eine sehr geringe Flächenhelligkeit, die es dem Chip sehr schwer macht, genügend Photonen einzufangen. Trotzdem bin ich immer wieder fasziniert, was eine CCD-Kamera leistet, visuell sehe ich bei f/6,3 meistens nur hellen Milchkaffee. Ich hätte nie gedacht, als Einsteiger in die CCD-Astrofotografie so schwache Galaxien aufnehmen zu können. Meine Kenntnisse in Aufnahmetechnik und Bildbearbeitung müssen sicher noch verbessert werden, aber ein Anfang ist gemacht.
Abb. 2: NGC 3507 im Löwen, Typ SBb,
12,5 mag, 21.8.2001, 5 x 600 s
Abb. 3: NGC 3686 im Löwen, Typ SBb-c,
12,0 mag, 5.4.2002, 5 x 600 s
Abb. 4: NGC 4535 in der Jungfrau, Typ SBc/Sc,
10,5 mag, 20.3.2001, 4 x 300 s
Abb. 5: NGC 4725 im Haar der Berenice, Typ SBb/Sb, 10,1 mag, 26.2.2002,
3 x 600 s
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Ein Dobson für zwei Augen
von Ulli Vedder
Beim ITV 2000 habe ich bei einem der Teilnehmer erstmals an einem mittelgroßen Dobson-Teleskop durch einen Binoansatz beobachten können, und dieses ,,SehErlebnis" hat mich tief beeindruckt. Kein verkrampftes Zukneifen eines Auges mehr, sondern Konzentration auf das Wesentliche und entspanntes Beobachten mit beiden Augen. So ein Fernrohr wollte ich auch haben! Derart geläutert vom ITV nach Hause zurückgekehrt habe ich mir einen Binokularansatz (den von BW-Optik) angeschafft und an den vorhandenen 4"-f/10-Refraktor angeschlossen. Das Ergebnis war eher ernüchternd, nichts mit Deep-Sky mangels Öffnung und die Körperhaltung beim Einblick in Blickrichtung war alles andere als bequem. Aber: Helle Objekte waren
eindeutig detaillierter wahrzunehmen! Der Umstieg auf einen 10"-GSO-Newton brachte dann ein deutlich helleres Bild und eine viel bequemere Körperhaltung beim Einblick. Das GSO wurde dazu mit einem Okularschlitten ausgerüstet. Zwischenzeitlich hatte ich mich mit ,,Glasfieber" infiziert und einen 6"-Spiegel geschliffen. Nach Fertigstellung des zugehörigen Teleskops musste etwas Neues zum Schleifen her. Am liebsten hätte ich einen 16''-f/5 angefangen, hab dann aber auf den Rat Erfahrener gehört und ,,erst mal noch was Kleineres" in Angriff genommen; nämlich einen 10"-f/5-Spiegel. Mit diesem und dem Spiegel aus dem GSO-Dobson könnte ich dann ein ,,echtes" Bino bauen. Das Schleifen und Polieren hat ca. vier Monate gedauert und war in seinem
Verlauf wenig spektakulär. Neben dem Ehrgeiz einen guten Spiegel zu schleifen kam es außerdem darauf an, die Brennweite des vorhandenen 10"-Spiegels auch bei dem neuen Spiegel so genau wie möglich zu treffen, was mir auch gelungen ist: Beide Spiegel haben 1.256 mm Brennweite, und der selbstgeschliffene ist eindeutig besser als der fertig gekaufte!
Das Konzept Jeder, der schon einmal durch einen (schlechten) Feldstecher geschaut hat, kennt das Problem, die beiden Bilder zur Deckung zu bringen. Dazu ist es erforderlich: - den Abstand der Okulare auf den indivi-
duellen Augenabstand einstellen zu können und - die optischen Achsen der beiden Fernrohre zueinander justieren zu können. Mein Bino besteht aus zwei NewtonSpiegelteleskopen. Eine Eigenart des Newton-Teleskops ist, dass es nur dann eine wirklich gute Abbildung liefert, wenn die Justierung stimmt. Darum habe ich das Bino so aufgebaut, dass es aus zwei kompletten Newton-Teleskopen besteht. Jeder dieser Teleskop-Tuben wird erst einmal wie ein gewöhnliches Newtonteleskop justiert und behält diese Einstellung während der Justierung der Teleskope zueinander. Außerdem sollte folgendes möglich sein: - den Abstand der Okulare dem individuellen Augenabstand entsprechend einzustellen ohne dabei die Justage der optischen Achsen sowie die Kollimation der Einzelteleskope zu verändern, - die optischen Achsen der Teleskope so zueinander zu justieren, dass man die Einzelbilder zur Deckung bringt ohne dabei den eingestellten Augenabstand zu verändern und - all diese Einstellungen vornehmen zu können, während man durch das Teleskop schaut.
Abb. 1: Konzept und Konstruktion
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Der Aufbau Jeder Teleskoptubus ist eine Gitterrohrkonstruktion, bei der unterer und oberer Tubus fest über die Rohre miteinander verbunden sind. Diese beiden Teleskop-Tuben sind jeweils in einer Bogenführung gelagert, die aus zwei Führungsschienen besteht. Diese Führungsschienen haben die Form von Kreisabschnitten, deren Radien
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und die Lage ihrer Mittelpunkte so gewählt sind, dass der Okulareinblick auf der Geraden liegt, die durch die Mittelpunkte der Kreisabschnitte geht. Dadurch ist gewährleistet, dass der Okulareinblick beim Neigen der optischen Achse stets am selben Ort bleibt. Die Bogenführungen der beiden Teleskop-Tuben sind so angeordnet, das die Achsen, um die geneigt wird, rechtwinklig zueinander stehen. Dadurch werden die optischen Achsen der beiden Einzelsysteme in zwei rechtwinklig aufeinander stehenden Ebenen geneigt, bis Achsparallelität erreicht wird. Eine der beiden Bogenführungen ist in einem Gestell befestigt, das ein seitliches Verschieben einer Einheit ,,Tubus + Bogenführung" gegen die andere, feststehende Einheit ermöglicht. Darüber wird der Augenabstand eingestellt.
Konstruktion und Bau Konstruiert habe ich das Bino auf CAD. Der zusätzlich anfallende Arbeitsaufwand fürs Konstruieren am Rechner wird durch die Möglichkeiten des CADs mehr als ausgeglichen. Man erhält genaue Maße für die Einzelteile und kann z. B. den Schwerpunkt ganz genau berechnen. Außerdem bekommt man durch die 3-D-Darstellungen eine recht konkrete Vorstellung von dem, was man da bauen will bevor auch nur ein Brett ausgesägt ist. An Werkzeugen standen mir für die Holzarbeiten Stichsäge, Handkreissäge, Ständerbohrmaschine und eine Oberfräse zur Verfügung. Außerdem hat mir meine kleine Drehbank bei der Anfertigung der Teile für die Justiermechanik und vieler anderer Teile unschätzbare Dienste erwiesen. Nach nahezu einem Jahr Spiegel-
Abb. 2 (rechts oben): Die Konsole unterhalb der Okulare hat drei Drehknöpfe, an denen Augenabstand und Achsenjustierung eingestellt werden.
Abb. 3 (rechts unten): In dieser Position ist die Neigung gegenüber der Horizontalen ca. 30 Grad , die Höhe des Einblicks über dem Boden ist dabei immer noch ca. 80 cm; dabei kann man bequem auf einem Schemel sitzen. Minimal möglich sind 5 Grad Neigung gegenüber der Horizontalen, dabei muss man dann allerdings auf dem Boden Platz nehmen, kann aber noch aufrecht sitzen.
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Abb. 4: Fokussiert wird jede Seite für sich. Der Okularschlitten wird über eine Gewindespindel verstellt. Die Drehknöpfe (insgesamt brauchte ich 5 Stück) wollte ich eigentlich fertig kaufen - bis ich die Preise dafür gesehen habe. Auf der Drehbank habe ich dann aus Restholzstücken selbst welche gemacht; die sind erheblich preiswerter, sehr griffig und sehen außerdem noch stilecht aus.
Abb. 5: Die Verstellmechanik für das Schwenken und die Zahnstange zum Verschieben des linken Tubus. Zahnrad und Zahnstange für die Verschiebung des kompletten linken Tubus sind genauso noch einmal auf der Rückseite, die Welle ist durchgehend und sorgt für Gleichlauf beim Verstellen. In den Bohrungen des Gestells, das verschoben wird, sitzen Gleitlagerbuchsen aus Kunststoff (Iglidur von IGUS). Die Buchsen sitzen in allen acht Bohrungen und gleiten auf den Alu-Rohren von 30 mm Durchmesser.
Abb. 6 (links): Die Verstellmechanik für das Schwenken des rechten Tubus. Die Kegelräder sind von Conrad Elektronik. Der selbstgedrehte Messingeinsatz im großen Kegelrad hat ein M6Gewinde. Der Gewindebolzen ist verdrehgesichert und verschiebt den Tubus bei Drehung des Zahnrades.
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Abb. 7 (unten links): Die gebogene Führungsschiene in der Seitenwand des Gestells (Tubus ausgebaut). Die Nuten sind mit der Oberfräse in die Seitenteile eingefräst worden, bevor das Gestell zusammengebaut wurde. Die Oberfräse wurde dabei an einer Dachlatte befestigt und als Zirkel benutzt. Das Profil ist ein Rechteckrohr, in die Nut eingeklebt mit Stabilit-Express.
schleifen, Konstruieren und Bauen war das Bino dann kurz vor Weihnachten 2002 im Rohbau fertig. Anfang Dezember 2002 kam dann die Stunde der Wahrheit. Justiert wurde an einem hellen Stern. Zur Einstellung der Achsparallelität defokussiert man eine Seite soweit, dass man die konzentrischen Ringe sieht. Den scharfgestellten Stern der anderen Seite kann man dann mittels der Verstellelemente ins Zentrum der konzentrischen Ringe bringen. Versucht man dies, wenn beide Seiten fokussiert sind, spielt
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Abb. 8: Eine Führungsnut am unteren Tubus. An den Auflagestellen ist Ebony-Star aufgeklebt, auf den Gegenstücken Teflonfolie von Gerd Neumann. Das untere Teil wird erst dann von der Innenseite des Tubus her befestigt, wenn es mittels der Andrückschrauben spielfrei eingestellt ist.
Abb. 9: Transporthilfen wie bei Kriege/Berry beschrieben. Sie funktionieren hervorragend und sind auch unbedingt erforderlich, da das Ganze doch deutlich unhandlicher ist als erwartet.
einem das Gehirn einen Streich: Es vereinigt die beiden Einzelbilder zu einem einzigen, bevor die Achsen wirklich parallel stehen. Erstes ,,richtiges Objekt" war dann M 42. Der Anblick war einfach toll! Jede Menge Strukturen in den Gaswolken bei 100facher
Vergrößerung - und das Ganze wirkte räumlich! Danach Schwenk zu Saturn, der majestätisch innerhalb seiner Ringe schwebte. Die ersten Ausläufer eines atlantischen Tiefausläufers haben meiner Begeisterung an diesem Abend dann erst mal ein Ende gesetzt, aber ich hatte die
Gewissheit, dass die Konzeption stimmte und das Bino funktioniert. Bis zur endgültigen Fertigstellung bleibt noch einiges zu tun, aber nach der ersten, erfolgreichen Erprobung weiß ich, dass der Aufwand sich gelohnt hat.
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Das Messen der Steifigkeit und das Beurteilen des Schwingungsverhaltens
an Teleskopmontierungen
von Herbert Zellhuber
Abb. 1: Messung der Durchbiegung einer Welle
Abb. 2: Verkürzt man nun den Achsenabstand "a", lässt aber den Abstand der Gewichte zum Achsenlager "b" gleich, so ist an der Messuhr ein geringerer Ausschlag erkennbar als in Abbildung 1.
Wird ein Amateurastronom gefragt, wie eine gute Montierung beschaffen sein sollte, so könnte man folgendes hören: ,,Sie sollte auf alle Fälle stabil genug sein. Je schwerer und massiver, um so mehr kann sie tragen. Sie sollte wenig schwingungsanfällig sein". Lassen wir uns die Aussagen stabil, massiv und schwer mal aus der Sicht eines Statikers sehen.
Zuerst der Begriff ,,stabil": Wie kann man diesen Ausdruck definieren? Umgangssprachlich wird ein Tisch als stabil bezeichnet, wenn er auch bei hoher Belastung nicht oder nur wenig wackelt. Fragt man aber den Statiker, so wird dieser sagen, dass er mit Stabilität bei seinen Berechnungen eigentlich gar nichts anfangen kann. Statt dessen ist ihm das Wort Steifigkeit sehr wohl ein Begriff!
Die Steifigkeit eines Körpers kann man eben messen. Wird ein Körper mit einer gewissen Kraft belastet, so hat dies eine Verbiegung zur Folge. Auf Abbildung 1 wird die Durchbiegung einer Welle gemessen. Die Welle wird mit den beiden Gewichten ,,G" belastet, wobei die Verbiegung an der Messuhr abgelesen werden kann. Verkürzt man nun den Achsenabstand ,,a", lässt aber den Abstand der
Abb. 3: Prüfen des Verhaltens der Steifigkeit zwischen der Polblockverschraubung, des Polblocks, der Verschraubung des Polblocks zum Polgelenk und dem Polgehäuse
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Abb. 4: Das selbe wie in Abbildung 3 an anderer Stelle durchgeführt, zeigt ein ähnliches Messergebnis.
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Abb. 5: Prüfen der Steifigkeit zwischen Polgehäuse, Polachse und Deklinationsachse mit einer Messbrücke, die mit Klebeband an der Polachse befestigt war.
Abb. 6: Befestigen der Messuhr am Deklinationsgehäuse, Fernrohr zuerst fast waagrecht wie bei Horizontbeobachtung gestellt.
Abb. 7: Gleiche Messung wie in Abbildung 6, die Polachse um 180 Grad gedreht, wobei das Fernrohr nun im Zenit steht.
Abb. 8: Prüfen der Steifigkeit der Rohrschellen
Gewichte zum Achsenlager ,,b" gleich, so ist an der Messuhr ein geringerer Ausschlag erkennbar (Abb. 2). Mit dem Verkürzen des Achsenabstands wurde nun eine höhere Biegesteifigkeit der Welle erreicht. Dieses Beispiel ist direkt auf die Achse einer Montierung übertragbar: Je ,,gedrungener" also eine solche Achse ist, um so biegesteifer wird sie. Allein vom großen Achsdurchmesser auf eine hohe Biegesteifigkeit zu schließen ist so also nicht richtig, es ist immer der Achsenabstand mit zu berücksichtigen. Somit ist auch verständlich, dass eine entsprechend kurz gehaltene 35-mm-Achse die selbe Biegesteifigkeit haben kann wie eine überlange 50er Achse!
Wie steht es mit den Begriffen massiv und schwer? Muss ein Werkstück eigentlich unbedingt massiv und schwer beschaffen sein, um eine hohe Steifigkeit zu haben? Nein, man denke nur einmal daran, wie leicht und trotzdem unerhört steif die modernen Wabenkonstruktionen in Sandwichbauweise sind. Grundsätzlich kann man sagen, dass es auf das Geschick des Konstrukteurs ankommt, mit möglichst wenig Masse eine hohe Steifigkeit zu erreichen.
Bei einer gut durchkonstruierten Montierung hat jedes Teil eine ähnlich hohe Steifigkeit. Eine Montierung ist deshalb als Verband zu sehen, wobei die Teile und deren Verbindungen zusammen eine Art
Steifigkeitskette darstellen. Ist in dieser Kette ein wesentlich unterdimensioniertes Teil eingebaut, muss dieses gegen ein steiferes Teil ausgetauscht werden, um die Gesamtsteifigkeit erhöhen zu können. Es verhält sich also ähnlich wie bei einer Kette, welche nur so stark sein kann wie ihr schwächstes Glied.
Nun möchte ich am Beispiel meiner Selbstbaumontierung zeigen, wie man daran Steifigkeitsmessungen durchführen kann. Es werden mit dieser Methode die einzelnen Teile und dessen Verbindungen wie Verschraubungen usw. auf ihre Steifigkeit gemessen, um Schwachstellen lokalisieren zu können.
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Abb. 9: Messen der Steifigkeit des Gesamtverbundes Dreibein Montierung - Rohrschellen - Tubus. Fernrohr in einer Wiese aufgestellt, Messuhr an einem Fotostativ am Ende des Tubus.
Abb. 10: Eine kleine Vorrichtung aus Winkeleisen am Deklinationsgehäuse ersetzt einen massiven Betonsockel, an den die Montierung hätte befestigt werden können. Am Tubusende die Messuhr.
Abb. 11: Die Federwaage drückt mit einer Kraft von 5 N gegen das Tubusende.
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Zunächst prüfte ich das Verhalten der Steifigkeit zwischen der Polblockverschraubung, des Polblocks, die Verschraubung des Polblocks zum Polgelenk und dem Polgehäuse. Ich befestigte hierzu das selbstgebaute Messstativ aus verschraubten Aluminiumleisten mit einer Schraubzwinge unterhalb des Polblocks (Abb. 3). Hierbei war es günstig, dass dieses Teil ebene Flächen hat und das Messstativ leicht zu befestigen war. Bei anderen Formen (z. B. runden) muss
man die Befestigung des Messstativs etwas anders bauen. Wird nun die Montierung mit dem Teleskop, Gegengewichte usw. belastet, kann man prüfen, ob ein Messuhrausschlag feststellbar ist. Bei dieser Messung war kaum ein Ausschlag der Messuhr feststellbar. Daraufhin drückte ich mit den Händen an verschiedenen Stellen der Montierung, um zu prüfen, ob sich der Messzeiger nun bewegt. Der Ausschlag bewegte sich nur unbedeutend, jedenfalls weniger als 0,01 mm. Das selbe führte ich dann wie in Abbildung 4 gezeigt durch, das Messergebnis war wieder ähnlich. Als nächstes prüfte ich mit einer Messbrücke, die mit Klebeband an die Polachse befestigt war (Abb. 5), die Steifigkeit zwischen Polgehäuse, Polachse und Deklinationsachse. Wieder wurde der Messuhrausschlag ohne Belastung der Montierung und dann mit Belastung gemessen. Hierzu war allerdings ein Helfer nötig, der dabei solange die Gegengewichtstange festhielt, während ich das Teleskop und die Gegengewichten
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anbrachte. Auch bei dieser Messung war die Verbiegung nur minimal, also unter 0,01 mm. Auch kräftiges Zerren brachte die Messuhr nicht zu einem größeren Ausschlag. Nun befestigte ich die Messuhr am Deklinationsgehäuse, wobei auch hier wieder die gerade Fläche am Gehäuse von Vorteil war. Zu den Messungen stellte ich das Fernrohr zuerst fast waagrecht wie bei Horizontbeobachtung (Abb. 6). Die Polachse drehte ich dann um 180 Grad , wobei das Fernrohr nun im Zenit stand (Abb. 7). Zugleich beobachtete ich die Messuhr, wobei diese wieder nur um knapp 0,01 mm ausschlug. Somit konnte ich feststellen, dass alle Teile der Montierung sowie dessen Verbindungen eine ähnlich hohe Steifigkeit besitzen. Es wäre noch zu erwähnen, dass ich bei der Konstruktion der Montierung keine statischen Berechnungen durchführte - das kann ich auch gar nicht. Ich baute nur aus den gewonnenen Erfahrungen der ersten Montierung.
Als nächstes prüfte ich die Steifigkeit der Rohrschellen. Dazu befestigte ich an der Grundplatte wieder das Messstativ, wobei die Messuhr an den Tubus platziert wurde (Abb. 8). Nun drehte ich den Tubus von der waagrechten Lage in die senkrechte und beobachtete die Messuhr. Ich stellte einen Ausschlag von 0,07 mm fest. Im Gegensatz zu den Messungen an der Montierung ist dies ein verhältnismäßig hoher Wert. Das Fernrohr selbst wiegt 11 kg, das Gegengewicht 8 kg, wobei das manuelle Fokussieren auch bei hoher Vergrößerung ohne Wackelei möglich ist. Bei einer höheren Gesamtbelastung - z. B. einem Tubusgewicht von 30 kg, dieses Gewicht kann die Montierung durchaus tragen - müsste ich allerdings auf genügend steife Rohrschellen achten.
Als nächstes wollte ich die Steifigkeit des Gesamtverbundes Dreibein - Montierung Rohrschellen - Tubus messen. Dazu stellte ich das komplette Fernrohr in einer Wiese auf. Die Messuhr klemmte hierbei an einem Fotostativ am Ende des Tubus. Mit einer Federwaage drückte ich mit 5 N gegen das Tubusende (Abb. 9) und stellte dabei einen Messuhrausschlag von 0,25 0,30 mm fest. Eine Wiese ist natürlich ein denkbar ungünstiger Platz zum Aufstellen eines Fernrohrs. Danach baute ich das Teleskop auf einem festem Betonboden auf und machte die selbe Messung noch einmal. Bei der Belastung von 5 N betrug der Messuhrausschlag nur noch 0,09 mm, also
schon beträchtlich
weniger als auf der
Wiese. Leider stand
mir kein massiver
Betonsockel zur
Verfügung, an den
ich die Montierung
hätte befestigen
können. Ich baute
mir deshalb aus
Winkeleisen eine Abb. 12:
kleine Vorrichtung, Diese Zeichnung veranschaulicht das Schwingungsverhalten:
welche am Deklina- Der Abstand der beiden Gewichte "b" aus Abbildung 2 wird
tionsgehäuse befe- weiter verkürzt. Daraufhin verringert sich der
stigt wurde und am Messuhrausschlag nochmals. Zusätzlich verbessert sich das
Tubusende
die Schwingungsverhalten, da der Biegearm "b" kürzer gewor-
Messuhr befestigt den ist.
war (Abb. 10). Mit
der Federwaage
drückte ich wieder mit 5 N gegen das beiden Gewichte ,,b" verkürzt. Daraufhin
Tubusende (Abb. 11); hier war dann nur kann man feststellen, dass der Messuhraus-
noch ein Ausschlag von 0,05 mm feststell- schlag sich nochmals verringerte. Zusätz-
bar. Somit konnte ich erkennen, dass sich lich verbesserte sich auch das Schwing-
das Säulensystem um 0,04 mm verbog.
ungsverhalten, da der Biegearm ,,b" kürzer
An diesem Messergebnis kann man sehen, geworden ist. Überträgt man diese gewon-
dass eine Montierung auf einer transporta- nen Erkenntnisse nun auf den Mon-
blen Säule oder einem Dreibein nie so stark tierungsbau, kann man folgende Punkte als
belastet werden kann, wie wenn sie sta- Ergebnis zusammenfassen:
tionär - z. B. auf einem ,,unverrückbaren"
Betonblock - aufgebaut ist. Man kann bei 1. Für das Gesamtsystem ist eine mög-
diesen Messungen gleichzeitig auf das
lichst hohe Steifigkeit anzustreben.
Schwingungsverhalten schließen: Ist die 2. Bei einer größtmöglichen Steifigkeit ist
Auslenkung des Fernrohres bei gleicher
jenes System vom Schwingungsver-
Krafteinwirkung größer, so ist auch das
halten günstiger, welches die geringere
Schwingungsverhalten ungünstiger. Dies
Masse hat.
war in der Praxis, also beim Beobachten 3. Man achte auf möglichst kurze
auf festem Untergrund zum Unterschied
Biegearme, um ein günstigeres
auf einer Wiese leicht erkennbar. Wie
Schwingungsverhalten zu erreichen.
schon erwähnt, war es leider nicht möglich,
die Montierung auf einen ,,unverrückba-
ren" Betonklotz zu stellen, um auch dort
das Schwingungsverhalten prüfen zu kön-
nen.
Welches Schwingungsverhalten wäre eigentlich zu erwarten, wenn der Tubus die gleiche Länge, aber ein höheres Gewicht hat? Es wird so sein, dass das Ausschwingen hier wegen der größeren Masse länger dauert. Und wie verhält sich das Schwingungsverhalten bei einem längeren Tubus? Nicht nur dass dieser jetzt schwerer ist als der kürzere, auch am Tubusende wird man feststellen, dass ein höherer Messuhrausschlag feststellbar ist. Demzufolge wird auch hier das Ausschwingen entsprechend länger dauern.
Ich möchte das Schwingungsverhalten noch mit einer Zeichnung veranschaulichen: Auf Abb. 12 wurde der Abstand der
Lichtschwacher Refraktor ,,... Nicht besonders lichtstark,
euer Refraktor..."
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52 A T M O S P H Ä R I S C H E E R S C H E I N U N G E N
Name:
Parrybogen
Typ:
Brechungshalo (60 Grad )
Untertypen:
A/B ob./unt. konkaver Parrybogen C/D ob./unt. konvexer Parrybogen
Kristallart: Säulenkristalle
Orientierung: horizontale Hauptachse, dabei müssen 2 Prismenflächen waagerecht orientiert sein.
Häufigkeit: ca. 1 - 4 Mal pro Jahr (Beobachter mit ca. 100 Halotagen/Jahr)
an ca. 20 Tagen im Jahr
bekannt seit: 1820, von W.E. Parry während der Nordwestpassage beobachtet, jedoch schon im alten China bekannt.
Beschreibung:
A ,,Der klassische Fall"! Der obere konkave Bogen ist bei Sonnenhöhen von 5 Grad bis 35 Grad und über 60 Grad zu sehen. Außerhalb dieser
Sonnenhöhen ist dieser Bogen zu lichtschwach. Form und Farbigkeit des Bogens ist sehr stark von der möglichst perfekten Ausrichtung
der Prismenseitenflächen abhängig. Ist diese nicht gegeben, verschmiert der Bogen in Richtung oberer Berührungsbogen. Der untere kon-
kave Parrybogen B ist bei Sonnenhöhen von ca. 30 Grad bis 55 Grad zu sehen. Steht die Sonne tiefer als 30 Grad , ist der Bogen B zu dicht am Horizont
und bei Sonnenhöhen über 55 Grad schmiegt sich der Bogen zu stark an den 22 Grad -Ring an. Gelegentlich kann man diesen Bogen auch bei rela-
tiv niedrigen Sonnenhöhen von Berggipfeln oder vom Flugzeug aus beobachten. Bei dieser Sonnenhöhe ist dieser Bogen noch konvex
zum 22 Grad -Ring, ähnlich wie der normale untere Berührungsbogen. Der eigentliche untere konvexe Parrybogen D hat nur ein schmales
Sichtbarkeitsfenster bei Sonnenhöhen zwischen 45 Grad und 55 Grad . Dann zeigt sich der Bogen etwa 35 Grad unterhalb der Sonne oder rund 7 Grad unter-
halb von Bogen B. Sein oberes Gegenstück, der obere konvexe Parrybogen C wurde früher als 24,5 Grad -Berührungsbogen angesehen und ist
bei Sonnenhöhen von 0 Grad bis 15 Grad zu sehen. Bei Sonnenhöhen zwischen 5 Grad und 15 Grad können die Bögen A und C gleichzeitig zu sehen sein.
Über 15 Grad Sonnenhöhe zerfällt Bogen C. Da der Bogen A das größte Sichtbarkeitsfenster zur Verfügung hat, ist dieser auch am häufigsten
zu beobachten.
Gerald Berthold
Aufnahme des Parrybogens von Michael Dachsel
Name:
Nebelbogen
Typ:
Spiegelung und Brechung
Medium:
feine Wassertröpfchen (50 bis 5 Mikrometer Durchmesser)
Häufigkeit:
weniger häufig, weil schwächer
bekannt seit: Altertum
Beschreibung:
Dieser Bogen, welchen man als andere
Variante des Regenbogens verstehen kann,
ist von weißer Farbe, breiter als ein Regenbogen und sein Radius ist in der Regel kleiner als 42 Grad (dies ist abhängig von der Tropfengröße).
Je kleiner die Nebeltröpfchen, desto breiter wird der Bogen, und der Ringradius nimmt ab. Sind die Nebeltröpfchen kleiner als 5
Mikrometer, wird der Nebelbogen zu schwach und kann daher nicht mehr beobachtet werden. Die weiße Farbe ergibt sich aus
Farbüberlagerung der Regenbogenwinkel der einzelnen Spektralfarben. Je kleiner die Tröpfchen, desto farbärmer wird der Bogen.
Umgekehrt ist auch ein Regenbogen umso farbintensiver, je größer die Regentropfen sind. Am besten kann man den Nebelbogen im
Gebirge beobachten, wenn man die Sonne im Rücken hat und vor sich auf eine Nebel- oder Wolkenwand schaut (ähnlich auch wie beim
Brockengespenst oder bei der Glorie).
Gerald Berthold
Aufnahme des Nebelbogens von Claudia Hinz im März 2002 in Karhujärvi/Finnland
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C C D - T E C H N I K 53
Aus dem Pixelkästchen - digital = optimal?
Die Welt der Digitalkameras birgt ein weites Angebot an Produkten. Es wird mit immer größeren Chips und immer niedrigeren Preisen geworben. Undurchschaubar ist auch die Vielfalt der Ausstattungsmerkmale, bei denen die interessantesten auch gleichzeitig die teuersten sind. Für denjenigen, der mit solchen Kameras astrofotografisch aktiv werden möchte, eröffnet sich im Vergleich zu astronomischen CCD-Kameras eine andere Welt. Denn man muss keine komplexe Ausrüstung mehr direkt vor Ort mitführen, wie Computer, Autobatterie für die Peltierkühlung und diverse Kabel. Die Kamera samt Optik und genügend Speicher reichen. Aber bilden Digitalkameras eine wirkliche Alternative? Kann mit Ihnen wirklich Astrofotografie betrieben werden?
Nun, als eingefleischter CCDler würde man am liebsten die Spezifikationen des verwendeten Sensors bis ins Letzte auseinandernehmen wollen, um diese Frage zu beantworten. Dass man nur bis zu einem bestimmten Grade auf eine Kühlung des Chips verzichten kann, sollte auch klar sein, die Physik steckt schließlich die Grenzen. Und dann machte ich bei der Anfertigung von Sternfeldaufnahmen mit zwei Digicams aus einem Preissegment um die 600 eine vollkommen unverhoffte Erfahrung: Eine der beiden Kameras skalierte die Aufnahmen dynamisch mit einem unbekannten Gamma und schnitt danach die auf diese Weise angehobenen schwächsten Intensitäten einfach ab, um das Rauschen zu ,,beseitigen"!
Tja, Digitalkameras sind eben nur in recht begrenztem Maße für den Astromarkt konzipiert. Mond, Planeten und hellere Nebel können sie zwar aufnehmen, bei schwächeren Objekten wird es aber schnell eng. Und welche bildmanipulierenden Algorithmen zudem in die Software dieser kleinen bildermachenden Computer implementiert wurden, weiß nur der Hersteller allein. Wer sich eine Digitalkamera für astronomische Anwendungen kauft, sollte nicht nur auf Spezifikationen schauen, sondern vor allem testen, testen und nochmals testen, um sicher zu gehen, was er da eigentlich kauft.
Ihr Dennis Möller
CCD-Astrofotografie mit minimalem Aufwand
von Dirk Langenbach
Abb. 1: Der Kugelsternhaufen M 13 im Sternbild Herkules, 10 x 15 s belichtet mit einer CCD-Kamera Cookbook CB-245 durch ein 500-mm-Spiegeltele bei Blende 5,6
Gerade im Bereich der CCD-Astrofotografie hat sich in den letzten Jahren der ausrüstungstechnische - und damit einhergehend - finanzielle Aufwand vervielfacht. Viele Amateure besitzen heute eine instrumentelle Ausrüstung wie sie vor Jahren nur den Profis zugänglich war, entsprechend gut sind die Ergebnisse. Um aber den Anfänger durch diese ,,Materialschlacht" nicht abzuschrecken, soll gezeigt werden, dass auch mit minimalem Auf-
wand einigermaßen brauchbare Resultate erzielt werden können.
Während eines einwöchigen Astrourlaubs in Tschechien, nahe der slowakischen Grenze, kam uns, Waldemar Skorupa, Raimund Ibsch, Björn van Lent und mir die Idee, etwas ,,Minimal-Astrofotografie" zu betreiben. Die gute alte Low-BudgetKamera CB-245 wurde hinter ein Spiegeltele (500 mm, f/5,6) geschraubt und das
Ganze mit einer provisorischen Halterung auf einen 100-mm-Bresser-Refraktor gesetzt, der eigentlich nur für die visuelle Beobachtung mit auf die Reise genommen wurde. Dieser wiederum war auf einer EQ3-Montierung mit Motorantrieb montiert. Wie man sieht, alles in allem ein Instrumentarium zu Einsteigerkosten. Mit diesem Setup entstand die Aufnahme von M 13 (Abb. 1), wobei wir auf eine manuelle Nachführkorrektur mittels Fadenkreuzokular verzichtet haben, schließlich hatten wir Urlaub. M 13 ist allemal hell genug, so dass 10 Einzelaufnahmen zu je 15 Sekunden Integrationszeit addiert werden konnten, ohne dass sich die Aufstellungsfehler und die Schwächen der Montierung all zu sehr bemerkbar machten. Nach der Bearbeitung der Rohbildausbeute am nächsten Tag und deren Begutachtung bekamen wir Hunger auf mehr. Eine kleinere Optik musste her! Kurzerhand wurde aus Pappe und Isolierband ein Deckel für unser mitgebrachtes 200-mm-Teleobjektiv gebastelt und mitten rein ein Infrarot-Sperrfilter gesetzt. Letzteres sollte verhindern, dass sich zu der ohnehin schlechten Qualität des Teleobjektivs die Empfindlichkeit des CCD-Chips im Infraroten addiert, was zu einer weiteren Verschlechterung des Bildes führen würde. Damit waren wir im Besitz einer ,,Hochleistungsoptik" mit
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Bonbon im Gesichtsfeld.
Auch hier ließen wir der Fernrohrnach-
führung ihren eigenen Willen, was bei 200
mm Brennweite auch kein Problem dar-
stellt. Allerdings verdoppelten wir die
Integrationszeit auf 30 Sekunden und
addierten wiederum 10 Einzelaufnahmen.
Das Ergebnis zeigt Abbildung 3. Die
Originalaufnahme zeigt Sterne bis zur 15.
Größe, auch sind die Augen der Eule zu
erkennen, wobei das Gesichtsfeld knapp
110 x 80 Bogenminuten beträgt.
Beeindruckt hat uns nicht der fehlende
Detailreichtum, sondern dass es mit einer
relativ einfachen Ausrüstung weit unter-
halb des durchschnittlichen ,,Astro-
fotografenstandards" möglich ist, doch
Abb. 2:
recht ansprechende Aufnahmen zu erhal-
Das Galaxientriplett M 65, M 66 und NGC 3628 im Sternbild Löwe. 10 x 30 s
ten. Manchem, der seine CCD-Kamera
belichtet mit einer CCD-Kamera Cookbook CB-245 und 200-mm-Teleobjektiv bei
niemals an einer Optik verwenden würde,
Blende 9
die nicht wenigstens
das ,,Zweipixelpro-
200-mm Brennweite und einem freien
bogensekundekrite-
Objektivdurchmesser von ca. 22 mm, die
rium" erfüllt, mag
allein durch ihr bestechendes Design die
diese Spielerei als
ganze Arbeit wert gewesen war!
Frevel erscheinen,
Die folgende Nacht stellte uns vor das
vielleicht versucht
Problem der Objektauswahl. Diesmal soll-
sich aber auch der
ten die Objekte etwas lichtschwächer aus-
ein oder andere mal
fallen, an M 13 oder M 31 hätte man die
mit einer Minimal-
Grenzen dieser Gerätekombination nicht
ausrüstung an sol-
erreicht. Also entschieden wir uns, nach-
chen Objekten,
dem wir erst einmal im Löwen einige
immer nach dem
Probeaufnahmen gemacht hatten (Abb. 2),
Motto: ,,back to the
für M 97, ein Objekt mit relativ geringer Abb. 3:
roots".
Flächenhelligkeit, einem Durchmesser von Der Eulennebel M 97, 10 x 30 s belichtet mit einer CCD-
ca. 180 Bogensekunden und M 108 als Kamera CB-245 und 200-mm-Teleobjektiv bei Blende 9
Die Webcam am 200-mm-Tele
von Jan Wilhelm
Seit eineinhalb Jahren setze ich die Logitech Quickcam Pro 3000 zur Astrofotografie an zwei verschiedenen Teleskopen ein. Jetzt habe ich den Versuch unternommen, diese Webcam an einem 3,5/200-mm-Teleobjektiv zu testen. Dieser Beitrag soll anhand von Bildbeispielen die Möglichkeiten und Grenzen dieser Kombination aufzeigen. Soweit nicht anders angegeben erfolgte die Bildverarbeitung (Mitteln, Schärfen, Kontrast) mit dem Programm GIOTTO (von G. Dittie). Außerdem handelt es sich in allen Fällen um Ausschnittsvergrößerungen. Das Teleobjektiv hat ein M42-Anschlussgewinde, während die Webcam über einen 1,25-zölligen Steckadapter (Fotodose) verfügt. Es hat sich gezeigt, dass sich der
Okularring eines alten Vixen-Kameraadapters zur Okularprojektion mit etwas Fingerspitzengefühl an das Objektiv schrauben lässt. Die nicht ganz genau passenden Gewinde erlauben zwar nur eine Umdrehung, die Verbindung hält aber. Die
Abb. 1: Jupitersystem, 23.11.2002, ca. 2:10 MEZ, Blende 7, Mittelung von 25 % von 2.936 Bildern unter Berücksichtigung des Dunkelstrombildes
VdS-Journal Nr. 11
Fotodose des Steckadapters musste soweit gekürzt werden, dass auf ,,unendlich" fokussiert werden kann. Das Teleobjektiv wird auf einer parallaktischen Montierung befestigt, die zur Nachführung dient. Die experimentell bestimmte Bildfeld-
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Abb. 2: Saturn mit Titan und einigen Feldsternen am 20.10.2002, ca. 1:45 MEZ, Blende 3,5. Mittelung von 90 % von 4.355 Bildern unter Berücksichtigung des Dunkelstrombildes
Abb. 3: M 45 am 20.10.2002, ca. 1:40-2:30 MESZ, Blende 3,5. Mosaik aus 6 Aufnahmen mit Micrografx Picture Publisher 8 erstellt.
größe beträgt etwa 60 x 45 Bogenminuten. Dies reicht aus, um den ganzen Vollmond mit einem einzigen Bild zu erfassen. Die beschriebene Gerätekombination ist dabei in der Lage, Details größerer Krater - wie das Zentralgebirge von Theophilus - ohne weiteres aufzulösen und sichtbar zu machen. Mit Blick auf die totale Mondfinsternis am 16. Mai diesen Jahres ergeben sich somit interessante Möglichkeiten, einen Zeitrafferfilm dieses Ereignisses zu erstellen. Die erreichbare Grenzgröße liegt bei maximaler Belichtungszeit von 0,2 Sekunden, voll geöffneter Blende, der Mittelung von einigen tausend Rohbildern und Berücksichtigung eines entsprechend angefertigten Dunkelstrombildes bei ca. +10 mag. Somit sind die vier galileischen Monde ohne Probleme zugänglich. Die Abbildung 1 zeigt von links nach rechts Callisto, Jupiter, Io sowie Ganymed und Europa. Die beiden letzteren waren zum Aufnahmezeitpunkt nur 8 Bogensekunden voneinander entfernt und sind nicht aufgelöst worden. Hier wäre ein stärkeres optisches System klar im Vorteil. Trotzdem ist noch ein weiterer Mond zugänglich und zwar der Saturnmond Titan (Abb. 2). Die lichtschwächeren Monde Rhea oder gar Tethys und Dione wären von der erreichbaren Grenzgröße her eventuell auch machbar, stehen aber zu dicht bei Saturn und werden von diesem überstrahlt.
Bis zu einem gewissen Grad sind auch Deep-Sky-Aufnahmen möglich. Versuche zeigten, dass der Kernbereich des Orionnebels mit einer extrem harten Bildbearbeitung sichtbar gemacht werden konnte. Ein leichteres Objekt sind die Plejaden (Abb. 3). Allerdings musste auf grund der Objektgröße ein Mosaik aus sechs Aufnahmen zusammengesetzt werden. Jede einzelne davon wurde wiederum aus 2.150 bis 3.200 Rohbildern gemittelt. Um in diesem Bereich weiter vorzudringen, wäre eine Modifikation zur Langzeitbelichtung nötig [2, 3].
Literaturhinweise [1] Planetariumssoftware ,,Guide 8" [2] http://www.unm.edu/~keithw/quickcam
Pro3000mod.html [3] http://mypage.bluewin.ch/bm98/13k/
modification.htm
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56 C C D - T E C H N I K
Erfassung und Vermessung lichtschwacher Punktquellen
von Herbert Raab
- Teil 2 -
Im ersten Teil (VdS-Journal Nr. 10) stellte der Autor die Eigenschaften von Punktund Rauschquellen vor und diskutierte das Signal-zu-Rausch-Verhältnis (SNR). Hier nun der zweite Teil seiner Ausführungen.
Integrationszeit und Bildaddition Um ein höheres Signal-Rausch-Verhältnis zu erzielen, liegt es natürlich nahe, die Integrationszeit zu steigern. Wenn die Belichtung beispielsweise von 100 Sekunden auf 200 Sekunden verdoppelt wird (Beispiel 2), steigt erwartungsgemäß das Nutzsignal um den Faktor Zwei an. Ebenso nimmt aber auch das Signal vom Himmelshintergrund und der Dunkelstrom um diesen Faktor zu, und das Rauschen steigt entsprechend um den Faktor 2. Das Signal-Rausch-Verhältnis erhöht sich daher um den Faktor 2/2 = 2, was einem Zugewinn von nur 0,38 mag bei der erreichten Grenzgröße entspricht.
Entsprechend dem Intensitätsunterschied einer Größenklasse bringt erst eine Steigerung des SNR um den Faktor 2,5 einen Zugewinn von einer vollen Magnitude bei der Grenzgröße. Dieser Zugewinn würde erst bei einer knapp mehr als sechsmal längeren Belichtungszeit erreicht werden. Das Rechenbeispiel 3, mit einer angenommenen Integrationszeit von 600 Sekunden, zeigt im Vergleich zu Beispiel 1 eine Steigerung des SNR um den Faktor 6/6 = 2,45, also knapp 1 mag. Analog dazu lässt sich ermitteln, dass für eine Steigerung der Grenzgröße um 2,0 mag bereits die vierzigfache Belichtungszeit aufgewendet werden muss. Für eine Steigerung um 2,5 mag würde es gar der hundertfachen Integrationszeit bedürfen! Digitale Bilder und entsprechende Softwarewerkzeuge ermöglichen es auch, auf einfache Art eine Anzahl von Aufnahmen auf zu addieren. Diese Technik wird in der Amateurastronomie unter anderem dazu verwendet, eventuelle Nachführfehler zu korrigieren, indem kurz belichtete Aufnahmen ausgerichtet und danach addiert werden. Wir wollen nun annehmen, dass die Integrationszeit von 600 Sekunden nicht (wie in Beispiel 3) durchgehend belichtet wurde, sondern die Aufnahme
VdS-Journal Nr. 11
Abb. 2: Der Zugewinn an Grenzgröße ist in dieser Grafik gegen die dazu notwendige Verlängerung der Integrationszeit aufgetragen. Während bei einer sechsfach längeren Belichtungszeit die erreichte Grenzgröße um 1 mag ansteigt, muss für einen Zugewinn von 2 mag bereits die vierzigfache Belichtung verwendet werden. Eine Steigerung auf 2,5 mag bedarf bereits der hundertfachen Integrationszeit.
Abb. 3: Das Signal-Rausch-Verhältnis in Abhängigkeit der Pixelgröße. Das Maximum wird erreicht, wenn die Pixelgröße etwas mehr als 1,5 FWHM der Sternabbildung entspricht.
aus kurz belichteten Einzelbildern zusammengesetzt wurde. Das Ausleserauschen, das bei einer Einzelaufnahme bei 10 Elektronen liegt, steigt nun auf n · 10, wobei n die Anzahl der Einzelbilder angibt. Wenn wir n = 100 annehmen
(Beispiel 4), ergibt sich somit das Ausleserauschen zu 100 · 10 = 100 Elektronen. Nachdem die anderen Rauschanteile im Vergleich zur Einzelaufnahme unverändert bleiben, ergibt sich das Gesamtrauschen zu 330 Elektronen - eine
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Spalte
1
2
3
4
5
6
Peak-SNR
3,0
6,0
12
25
50
100
ges. SNR
1,05
2,1
4,2
8,4
17
34
astrom. Fehler / '' 0,8
0,4
0,2
0,1
0,05
0,02
phot. Fehler / mag 0,73
0,43
0,23
0,12 0,06
0,03
Tabelle: Die Zahlen unterhalb der Bilder in Abbildung 5 geben das Peak SNR, das gesamte SNR, sowie den erwarteten Fehler bei der astrometrischen bzw. photometrischen Auswertung an.
nur unwesentliche Steigerung gegenüber der langbelichteten Einzelaufnahme! Da die Gesamtintegrationszeit mit 600 Sekunden unverändert bleibt, erreicht das Nutzsignal die gleiche Stärke wie bei der Einzelaufnahme. Das Signal-RauschVerhältnis geht daher nur unwesentlich zurück: Durch das zusätzliche Ausleserauschen wurden nicht einmal 0,1 mag an Grenzgröße verloren.
Öffnung ist nicht Alles... Wir wollen nun untersuchen, welches Signal-Rausch-Verhältnis sich ergibt, wenn wir unter den gleichen Bedingungen wie in Beispiel 1 ein wesentlich größeres Teleskop zum Einsatz bringen: Wir wollen ein Teleskop mit einem Hauptspiegeldurchmesser von 1 m und einem Öff-
nungsverhältnis von f/12 betrachten (Beispiel 5). Dank der großen Öffnung sammelt dieses Teleskop mehr als elfmal soviel Licht wie das 30-cm-Teleskop aus Beispiel 1. Die Brennweite von 12 m bedingt, dass der Abbildungsmaßstab hier 0,41'' pro Pixel beträgt, während die Pixelgröße im Beispiel 1 bei 1,65'' gelegen ist. Trotz des wesentlich höheren Lichtsammelvermögens sammelt ein Pixel in diesem Beispiel daher nur 66 % der Photonen von Stern und Himmelshintergrund, als im Beispiel 1 pro Bildelement gesammelt werden konnten. Da der Himmelshintergrund weiter die dominierende Rauschquelle bleibt, können wir Abschätzen, dass das Signal-Rausch-Verhältnis etwa um den Faktor 0,66 / 0,66 = 0,66 ~ 0,81 zurück-
Abb. 4: Sternabbildungen bei unterschiedlichem Sampling (oben), und die aus den Pixelwerte rekonstruierte Point Spread Function (unten). Der Stern links wird schlecht abgetastet (,,Undersampling"), und eine sichere Rekonstruktion der Point Spread Function ist nicht möglich. Der Stern rechts erstreckt sich über eine große Anzahl von Bildelementen, was zwar eine sichere Rekonstruktion Point Spread Function ermöglicht, aber eine Einbusse beim erzielten Signal-Rausch-Verhältnis mit sich bringt (,,Oversampling"). In der Mitte ist der Idealfall (,,critical sampling") dargestellt. Die Sternabbildung erstreckt sich in horizontaler und vertikaler Richtung über jeweils knapp zwei Pixel, was eine gute Rekonstruktion der Point Spread Function bei größtmöglichem Signal-Rausch-Verhältnis ermöglicht.
gehen wird. Wir stellen somit fest, dass die Verwendung eines wesentlich größeren Teleskops nicht, wie erwartet, eine Erhöhung des Signal-Rausch-Verhältnisses und somit einer Steigerung der Grenzgröße, sondern eine Einbusse von rund 0,15 mag mit sich gebracht hat!
Daraus abzuleiten, dass der Einsatz großer Teleskope keinen Sinn hat, wäre natürlich falsch. Wird das Teleskop aus Beispiel 5 unter gleichen Bedingungen (4'' FWHM), aber bei kürzerer Brennweite (f/3,5), oder aber bei gleicher Brennweite (12 m) unter günstigeren Bedingungen (2'' FWHM) betrieben, (Beispiele 6 und 7) zeigt sich eine deutliche Steigerung des erreichten Signal-Rausch-Verhältnisses und der Grenzgröße um 1,2 mag bzw. 1,5 mag im Vergleich zu Beispiel 5.
Entscheidend ist also auch bei punktförmigen Objekten nicht allein der Durchmesser des verwendeten Teleskops: Auch die Größe der Pixel ist von Bedeutung. Somit stellt sich die Frage, wie die optimale Pixelgröße ermittelt werden könnte.
Pixelgröße und Sampling Welche Pixelgröße sollte nun aber zur Erreichung eines möglichst hohen SignalRausch-Verhältnisses bzw. einer möglichst tiefen Grenzgröße zum Einsatz kommen? Nimmt man (wie in den vorangegangenen Beispielen) an, dass das Zentrum einer Sternabbildung genau in der Mitte eines Pixels zu liegen kommt, und vergleicht man das Signal-Rausch-Verhältnis in diesem zentralen Pixel bei verschiedenen Abbildungsmaßstäben, so zeigt sich, dass das größte Signal-Rausch-Verhältnis mit einer Pixelgröße erreicht wird, die zwischen dem eineinhalb- und zweifachen der FWHM der Sternabbildung liegt: Bei einer FWHM von 4'' (wie in den Beispielen 1 bis 6) wären die Pixel somit 6'' bis 8'' groß! Das ist auch leicht zu verstehen, denn in diesem Fall wird der gesamte, zentrale Teil der Point Spread Function im zentralen Pixel konzentriert, während die Ausläufer der PSF (mit geringerem SNR) in die umgebenden Pixel fallen. Werden kleinere Pixel gewählt, wird das Licht aber auf eine größere Anzahl von Bildelementen verteilt. Werden hingegen noch größere Pixel gewählt, leisten auch die schwachen Ausläufer der PSF bzw. der Himmelshintergrund einen größeren Anteil im zentralen Pixel: In beiden Fällen geht das erreichte Signal-Rausch-Verhältnis zurück.
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Derartig große Pixel zu wählen wäre aber dennoch falsch: Wird das ganze Licht eines Sternes in nur einem Pixel konzentriert, sind Sterne nicht mehr von Artefakten (Cosmic Ray Strikes, Hot Pixels, etc.) zu unterscheiden. Auch an eine astrometrische oder photometrische Auswertung wäre dann ohnehin nicht zu denken, denn um die exakte Position und Helligkeit eines Sternes bestimmen zu können, muss es möglich sein, aus den Pixelwerten die ursprüngliche Point Spread Function zu rekonstruieren. Dazu muss der Abbildungsmaßstab so gewählt werden, dass die Sternabbildung sowohl in horizontaler, als auch vertikaler Richtung zumindest mit zwei Pixel pro FWHM abgetastet wird. Werden kleinere Pixel gewählt, verringert sich das erreichte Signal-Rausch-Verhältnis. Werden deutlich größere Pixel gewählt, ist eine exakte Auswertung der Aufnahme nicht mehr möglich.
Bei einem Maßstab knapp unterhalb des genannten Wertes, also zwischen etwa 1,5 Pixel und 2,0 Pixel pro FWHM, spricht man von ,,critical Sampling" (kritischer Abtastung) der Sternabbildung [3]. Hier werden die Pixel so groß wie möglich gewählt, um ein größtmögliches SignalRausch-Verhältnis zu erzielen, ohne dass eine zufriedenstellende Auswertung der Aufnahmen mit geeigneten Werkzeugen gefährdet wird.
Wer allerdings nach astrometrischen oder photometrischen Ergebnissen von allerhöchster Präzision strebt, wird etwas kleinere Pixel wählen, um eine exakte Rekonstruktion der Point Spread Function durch ausreichende Abtastung sicherzustellen. Gleiches gilt, wenn die Ästhetik der Aufnahme im Vordergrund steht, denn Sternabbildungen mit kritischer Abtastung erwecken einen recht kantigen Eindruck.
Messgenauigkeit Die photometrische Messgenauigkeit kann unmittelbar aus dem Signal-RauschVerhältnis abgeleitet werden: Der in Größenklassen konvertierte Intensitätsunterschied zwischen dem Nutzsignal und dem um das um das Rauschen erhöhten Signal ergibt die erwartete Standardabweichung für die Helligkeitsmessung:
sphot = log (1 + 1 / SNR ) / log 2,5
Bei einem Signal-Rausch-Verhältnis von 1,12, wie wir es in Beispiel 1 ermittelt
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Abb. 5: Einige exemplarisch ausgewählte Punktquellen aus einer CCD-Aufnahme. Die FWHM der Sternabbildungen liegt bei 4'', die Pixelgröße liegt bei 2,4'' (critical Sampling). Unterhalb der Sternabbildung ist die rekonstruierte Point Spread Function gezeigt.
haben, kann die Helligkeit eines Stern demnach nur zu etwa zu +- 0,7 mag ermittelt werden. Um die Helligkeit auf +- 0,1 mag bestimmen zu können, wäre ein bereits SNR von 10 notwendig, und für präzise Photometrie auf +- 0,01 mag muss bereits ein SNR von 100 angestrebt werden.
Der erwartete Messfehler in der Position eines stellaren Objektes kann (bei ausreichend guter Abtastung) nach [4] mit folgender Formel abgeschätzt werden:
sast = (FWHM / 1,665) / PeakSNR
In Beispiel 1 würde sich mit einem Peak SNR von 3,29 bei 4'' FWHM daher die Position des lichtschwachen Sternes auf immerhin +- 0,7" ermitteln lassen. Bei gleichem Seeing (4'' FWHM) wäre bereits bei einem Peak SNR von 8 eine Positionsbestimmun auf +- 0,3'' möglich, was in etwa der Genauigkeit der heute gebräuchlichen Referenzsternkataloge entspricht. Diesbezüglich ist zu beachten, dass die eben durchgeführten Fehlerbschätzungen alleine den Messfehler beim Ausmessen der Punktquelle selbst berücksichtigen. Zusätzliche Fehlerquellen, wie instrumentell bedingte systematische Abweichungen, unterschiedliche spektrale Empfindlichkeiten (Photometrie) oder systematische bzw. zufällige Fehler in den Referenzsternkatalogen (Astrometrie) bleiben in diesem Abschätzungen unberücksichtigt.
Literaturhinweise
[1] Scientific Imaging Technologes, Inc: SITe 512 x 512 Scientific-Grade CCD
[2] Richard Berry, James Burnell, 2000: ,,The Handbook of Astronomical Image Processing", Willmann-Bell, Inc.
[3] Steve B. Howell, Bruce Koehn, Edward
Bowell, Mark Hoffman, 1996: ,,Detection and Measurement of poorly sampled Point Sources images with 2-D Arrays", in ,,The Astronomical Journal", Volume 112, Number 3, pp. 1302 [4] Lyman W. Neuschaefer, Rogier A. Windhorst, 1995: ,,Observation and Reduction Methods of deep Palomar 200 inch 4-Shooter Mosaics", in ,,The Astrophysical Journal Supplement Series", Volume 96, pp. 371
INSERENTENVERZEICHNIS
APM Telescopes, Saarbrücken
5
Astro Optik Philipp Keller,
Pentling
11
Astrocom, Gräfelfing
99
Astro-Shop, Hamburg
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135
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113
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Neu-Ulm
37
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65
Franckh Kosmos Verlags GmbH,
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101
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107
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Borken
25
Gerd Neumann jr., Hamburg 47 + 74
O.S.D.V. Göttker/Pietsch GmbH,
Münster
U4
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Verlagsgeselschaft mbH,
Heidelberg
59
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Putzbrunn
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Mai/Juni 2003 E 5,50 / 13,20 sFr
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60 M E T E O R E
Erste Analyse des Leoniden-Schauers 2002
von Rainer Arlt und Ulrich Sperberg
Abb. 1: Populationsindex-Profil der Leoniden 2002. Niedrige Werte bedeuten einen großen Anteil an hellen Meteoren, hohe Werte dagegen einen hohen Anteil an schwächeren Meteoren.
Abb. 2: ZHR-Profil der Leoniden 2002, basierend auf Daten der Visual Meteor Database der International Meteor Organisation. Es wurden nur Beobachtungen mit Grenzhelligkeiten besser als 5 mag berücksichtigt.
Das fünfte Jahr mit beeindruckender Aktivität der Leoniden in Folge hat wieder eine große Zahl von Beobachtungen ermöglicht, die in die globale Datenbank der Internationalen Meteororganisation (IMO) eingegeben wurden sind.
Vorhersagen Zwei große Peaks wurden von verschiedenen Forschern vorhergesagt. Die vorhergesagten Zeiten variierten zwischen November 19, 3:48 UT bis 4:04 UT für den ersten Peak und 10:23 UT bis 10:47 UT für den zweiten. Das erste Maximum stammt von Staubteilchen, die bei der Perihelpassage des Kometen 55P/Tempel-Tuttle 1767 freigesetzt wurden, während das zweite Maximum von Teilchen aus der Perihelpassage von 1866 stammt. Die vorhergesagten Zeiten sind Ergebnisse von numerischen Integrationen. Die vorhergesagte Höhe der einzelnen Ausbrüche ist jedoch mehr phänomenologischer Natur.
Analyse Die vorliegende Analyse basiert auf visuellen Beobachtungsdaten von 207 Beobachtern auf der ganzen Welt. Nur so kann ein hinreichend genaues Aktivitätsprofil erstellt werden. Da noch nicht alle Daten in der IMO-Datenbank verfügbar sind, sind die nachfolgenden Ergebnisse als vorläufig zu betrachten.
Populationsindex Als erste Auswertung erfolgte eine Bestimmung des Verlaufs des Populations-
VdS-Journal Nr. 11
index (r-Wert). Dieser sagt etwas über die Größenverteilung der Meteoroide aus. Genauer gesagt gibt er an, wie viele Meteore bis zu einer Helligkeit m+1 mag auftreten, im Verhältnis zur Zahl der Meteore bis zur Helligkeit m. Die Ergebnisse sind in Abbildung 1 dargestellt. Niedrige Populationsindices, also eine größere Anzahl heller Meteore, wurden aus Asien vor dem ersten vorhergesagten Peak berichtet. Ein starker Anstieg des rWertes bis zu r = 2,53 erfolgte dann für den ersten Peak. Danach scheint er wieder abzufallen, um dann den sehr hohen Wert von r = 3,0 nahe dem zweiten (in Amerika zu beobachtenden) Peak zu erreichen. Es muss bemerkt werden, dass der Einfluss des Mondlichtes auf die Helligkeitsschätzungen der Beobachter und damit auch auf den Populationsindex zu einer größeren Ungenauigkeit führen kann.
ZHR Die Aktivität eines Meteorstroms wird durch die Stündliche Zenitrate ZHR ausgedrückt. Sie gibt die Zahl der Meteore an, die unter Standardbedingungen (Grenzhelligkeit 6,5 mag, keine Bedeckung, Radiant im Zenit) von einem Beobachter gesehen werden könnten. Für die Leoniden 2002 ist die Extrapolation auf eine Grenzgröße von 6,5 mag besonders groß, da durch den Mond die Grenzhelligkeiten bei allen Beobachtern deutlich darunter lagen. In Folge dessen ist das in Abbildung 2 angegebene ZHR-Profil mit größeren Fehlern behaftet als in den letzten Jahren. Die maximalen Zenitraten wurden für das europäische Peak mit 2.510 +- 60 und für das amerikanische mit 2.940 +- 210 bestimmt.
Maximumszeitpunkte Das erste Maximum trat bei Grad = 236,6157 Grad
Quelle
numerische Integrationen Lyytinen, van Flandern 2000 Lyytinen et al. 2002 McNaught, Asher 2002 Vaubaillon 2002 phänomenologische Modelle Jenniskens 2002 Langbroek 2002 Beobachtungen
Staubschweif von 1767
Zeitpunkt
ZHR
04:02 04:03 03:56 04.04
4500 3500 1000 3600
03:48 04:10
5600 2000 2510
Staubschweif von 1866
Zeitpunkt
ZHR
10:44 10:40 10:34 10:47
7400 2600 6000 3200
10:23
5400
2400
10:47
2940
Tab. 1: Übersicht über die vorhergesagten und beobachteten Maxima der Leoniden 2002
M E T E O R E 61
Abb. 3: Leonid mit der Helligkeit -1 mag, aufgenommen am 19.11.2002 ab 2:48 UT, 9 Minuten lang belichtet auf Fujichrome ISO 400 Film, mit einem 35-mm-Objektiv, Sven Näther beobachtete auf Teneriffa.
+- 0,000.4 Grad auf, was dem 19. November um 4:10 UT +- 1 Min. entspricht, das zweite Maximum wurde bei Grad =236,8933 +- 0,000.4 Grad oder am 19. November um 10:47 UT +- 1 Min. erreicht. In Tabelle 1 sind die ermittelten Daten für Maximumszeitpunkte und maximale Zenitraten denen der verschiedenen Vorhersagen gegenüber gestellt.
the Journal of the IMO 30:6, 205 [2] Jenniskens, P., 2002: Predictions of the
Leonid aktivity, peak time, and viewing conditions, http://aio.arc.nasa.gov/ ~leonid/1998.html, November 2002 [3] Langbroek, M., 2002: Observational evidence for punctuated equilibria in the evolution of Leonid dust trail widths and implications for meteor rate predictions, Month. Not. Royal Astr. Soc. 334, L16 [4] Lüthen, H., 2002: Leonidenstürme 2002: Nutzen Sie ihre letzte Chance!, VdS-Journal 9 (II/2002), 63 [5] Lyytinen, E., van Flandern, T., 2000: Predicting the strength of Leonid outbursts, Earth, Moon and Planets 82-83, 149 [6] Lyytinen, E., van Flandern, T.,Nissinen, M., 2002: Leonid predictions for the year 2002, http://www.ursa.fi/ursa/jaostot/meteorit/loe eng02.html, November 2002 [7] McNaught, R. H., Asher, D. J., 2002: Leonid dust trail structures and predictions for 2002, WGN, the Journal of the IMO 30:5, 132 [8] Vaubaillon, J., 2002: Activity level prediction for the 2002 Leonids, WGN, the Journal of the IMO 30:5, 144
Kritik Eine persönliche Bemerkung sei zum Schluss erlaubt: Im November waren in Mitteleuropa die Wetterbedingungen alles andere als ideal für eine Meteorbeobachtung. Dennoch sind einigen VdSMitgliedern Beobachtungen gelungen. Leider konnten viele davon nicht für die Analysen herangezogen werden, da nicht nach den internationalen Standards beobachtet wurde. Somit wurde eine Chance vertan, genauere Daten zu erhalten. Gerade wenn wenig Material vorliegt, sind wir auf alle Beobachtungen angewiesen. Wer bei zukünftigen Beobachtungen mit dazu beitragen möchte, ein umfassendes Bild der Meteoraktivität zu erhalten, der sei ganz herzlich eingeladen. Vom Autor (U.S.) kann eine ausführliche Beobachtungsanleitung bezogen werden.
Literaturhinweise
[1] Arlt, R., Krumov, V., Buchmann, A., Kac, J., Verbert, J., 2002: Bulletin 18 of the International Leonid Watch: Preliminary Analysis of the 2002 Leonid Shower, WGN,
Abb. 4: Leonid mit der Helligkeit 0 mag, aufgenommen am 19.11.2002 ab 2:44 UT, 4 Minuten lang belichtet auf Fujichrome ISO 400 Film, mit einem 35-mm-Objektiv, Sven Näther beobachtete auf Teneriffa.
VdS-Journal Nr. 11
62 P L A N E T E N
Mars XXL
- Aufruf zur Beobachtung der Mars-Opposition 2003
von Wolfgang Meyer und Axel Thomas
Abb. 1: Ein Schiefspiegler zählt zu den für die Planetenbeobachtung als ideal angesehenen Instrumenten.
Abb. 2: Die VdS-Zeichenschablone für die Marsbeobachtung ist hier um den Faktor 2 verkleinert wiedergegeben. Für die praktische Anwendung bei der Zeichnung am Teleskop bitte vorher auf 200 % mit einem Kopierer vergrößern, oder direkt bei der VdS-Materialzentrale zu bestellen.
Im Sommer dieses Jahres erhält die Erde wieder Besuch von einem nicht alltäglichen Gast: ihrem äußeren Nachbarn Mars. Zur Zeit der Opposition beherrscht er den Nachthimmel, mit -2,9 mag ist er dann abgesehen vom Mond - das hellste Objekt am Himmel. Mars kommt uns in diesem Jahr so nahe wie seit über 2.000 Jahren nicht mehr. Schon im Jahr 2001 stand uns der Mars sehr nahe (67,3 Mio. km), aber wegen seiner ungünstigen Höhe von nur wenig mehr als 10 Grad über dem Horizont (auf 53 Grad N) war er kaum zu beobachten. In Deutschland gelang es nur wenigen Beobachtern das Marsscheibchen zu dokumentieren, obwohl es doch zur Oppositionszeit den stattlichen Durchmesser von 20,8'' besaß! Bei der diesjährigen Opposition wird der Durchmesser aber auf 25,1'' anwachsen.
VdS-Journal Nr. 11
Dieser für den kleinen Mars gewaltige scheinbare Durchmesser erklärt sich durch die Annäherung des Planeten bis auf 55,8 Mio. km an die Erde. Erst im Jahre 2287 wird er der Erde noch näher stehen. Diese Opposition ist aber auch in anderer Hinsicht von besonderem Interesse: Während seiner besten Sichtbarkeit wird der Mars den sonnennächsten Punkt seiner Bahn, das Perihel, durchlaufen, was bei vergangenen Periheloppositionen zu riesigen Staubstürmen auf dem Mars geführt hat. Da das Marsscheibchen bereits jetzt größer als 6'' erscheint, lohnt sich selbst mit kleineren Instrumenten die Beobachtung des Abschmelzens der Polkappe, die mit dem Beginn des Marsfrühlings einsetzt. Dieser Abschmelz- oder besser Sublimationsprozess beginnt zunächst relativ langsam, nimmt dann rasch an
Geschwindigkeit zu, um kurz vor Marssommerbeginn fast zum Stillstand zu kommen. Im Marsherbst beginnt dann der Aufbau der Polhaube, einer den Pol bedeckenden Dunstschicht. Die topographischen Oberflächenmerkmale des Mars, wie sie in Marskarten dokumentiert werden, unterliegen ständiger Veränderung. Auch wenn die großen Oberflächenmerkmale immer zu erkennen sind, verändern viele Gebiete des Mars ständig ihre Form, Helligkeit und Farbe. Auch die Beobachtung dieser Objekte ist von Wichtigkeit, kann sie doch Aufschluss über die Oberflächenwinde auf dem Mars geben, die ständig andere Gebiete des Mars mit Sand überdecken und so die von der Erde aus sichtbaren Oberflächendetails verändern. Auch wenn der Mars während dieser
P L A N E T E N 63
Opposition für seine Verhältnisse Rekorddurchmesser erreicht, bleibt er doch ein vergleichbar kleines Objekt - Jupiter erreicht zur Opposition fast den doppelten Durchmesser. Für eine erfolgreiche Marsbeobachtung zählt neben der reinen Öffnung des Teleskops besonders der Kontrast. Die weitverbreiteten SchmidtCassegrain-Teleskope weisen wegen ihres großen Fangspiegels ungünstige Kontrastverhältnisse auf, sind zum Ausgleich aber mit größerer Öffnung für geringeren Preis zu haben. Von den in den letzten Jahren vermehrt auf den Markt gekommenen Maksutov-Cassegrains haben einzelne Produkte aber hervorragende Kritiken für die Planetenbeobachtung erhalten. Traditionell sind Refraktoren für die Planetenbeobachtung bevorzugt worden, stellen jedoch auch die teuerste Lösung dar. Langbrennweitige Newtonteleskope sind mit Sicherheit eine gute Alternative, die meisten käuflichen Newtons sind aber als kurzbrennweitige Geräte für die DeepSky-Beobachtung ausgelegt. Bastlerisch veranlagte Newton-Besitzer sollten versuchsweise einen Fangspiegel einbauen, der kleiner als 20 % der Öffnung ist, da dann Diffraktionseffekte vernachlässigbar werden. Mit seinem 250-mm-Newton und einer Kombination von kleinem Fangspiegel und 3-facher Barlowlinse hat H. Hückel in den 60iger Jahren hervorragende Ergebnisse in der Mond- und Planetenbeobachtung erzielt. Der Geheimtipp unter den Planetenbeobachtern stellt wohl immer noch der Schiefspiegler dar (Abb. 1). Als farb- und abschattungsfreies Spiegelsystem verbindet er die Vorteile von Refraktoren und Reflektoren, ist aber auch wegen der meist gewählten traditionell offenen Bauweise relativ anfällig gegen Luftunruhe. Leider gibt es kaum noch kommerziell hergestellte Schiefspiegler, erst in letztere Zeit sind wieder modifizierte SchiefspieglerVersionen auf den deutschen Markt gekommen, über deren Qualität aber noch keine Aussagen aus der Praxis vorliegen. Als besonders geeignetes, wenn auch teures Zubehörteil wäre der Binokularansatz zu nennen, der das Erkennen von feinsten Details erheblich erleichtert. Für die Planetenbeobachtung sind auch Modelle mit kleineren Prismen geeignet, die preislich günstiger sind. Vor einem Kauf ist unbedingt zu klären, ob der Okularauszug des verwendeten Fernrohrs überhaupt in der Lage ist, soweit nach ,innen` zu fahren, dass der Binokularansatz den Fokus erreichen kann. Mit eingerechnet werden muss
Abb. 3: Zur Vermessung der Koordinaten der auf einer Zeichnung eingetragenen Oberflächenstrukturen kann diese Gradnetzschablone verwendet werden. Sie ist für verschiedene Achsenneigungen angefertigt und hier um den Faktor 2 verkleinert wiedergegeben. Für die praktische Anwendung an einer mit Hilfe der Zeichenschablone (Abb. 2) gewonnenen Zeichnung bitte vorher auf 200 % mit einem Kopierer vergrößern, dabei idealerweise bitte auf Transparentpapier kopieren.
dabei der Strahlengang im Zenitprisma, ohne dessen Verwendung eine sinnvolle Beobachtung kaum möglich ist. Refraktoren sind in dieser Hinsicht meist geeigneter als Newton- oder Schmidt-Cassegrain-Teleskope. Billiger und besonders für die Marsbeobachtung zu empfehlen sind Farbfilter. Rotfilter, z. B. das Schott RG 615, erlauben einen kontrastreichen Blick auf die Marsoberfläche. Mit Hilfe eines Blaufilters, z. B. Schott BG 12, lässt sich ein seltenes atmosphärisches Phänomen, das ,,violet clearing", beobachten, bei dem die Marsatmosphäre in dem sonst undurchlässigen blauen Spektralbereich plötzlich für eine kurze Periode durchsichtig wird. Zusammen mit einer Beobachtung ohne Filter kann der Marsbeobachter so den Zustand der Atmosphäre und der Oberfläche des Mars dokumentieren, wozu die entsprechende Marsschablonen der VdS im Format A4 dienen (Abb. 2). Ein weiteres notwendiges ,,Zubehör" sind Mars-Ephemeriden. Mit ihrer Hilfe kann der Beobachter den Zentralmeridian und
damit die jeweils gerade sichtbare Oberfläche des Mars bestimmen, um seine Beobachtung mit einer Marskarte zu vergleichen. Neben der hier beigefügten Ephemeride (Tab. 1) sind besonders im Internet eine Vielzahl interessanter Webseiten zu finden, die dem Marsbeobachter weiterhelfen. Als Ausgangspunkt kann z. B. www.arksky.org dienen, die nicht nur Beobachtungshinweise (in Englisch), sondern auch unter www.arksky.org/cgi-bin/mars_eph.pl einen Ephemeridenrechner mit Darstellung der gerade sichtbaren Marsseite bietet. Ein letzter Hinweis: Früh mit dem Beobachten beginnen! Auch wenn Mars zuerst noch sehr klein erscheint, hilft frühzeitiges Beobachten des kleinen Marsscheibchens, sich an die Ansicht der Oberflächendetails zu gewöhnen. Wenn Mars dann zur Oppositionszeit seinen maximalen Durchmesser erreicht hat, können Sie seinen Anblick in allem Details genießen!
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Ephemeriden für Mars-Beobachtungen
(für 0:00 UT 2003)
zusammengestellt von: Jeffrey D. Beish, ALPO
Datum R.A
Dekl Dist Ls
De
Ds
Phase Defekt Achse Durchmesser Mag ZM
hm Grad
AU
Grad
Grad
Grad
k
Grad
Grad
''
(v)
Grad
Mai-01 Mai-03 Mai-05 Mai-07 Mai-09 Mai-11 Mai-13 Mai-15 Mai-17 Mai-19 Mai-21 Mai-23 Mai-25 Mai-27 Mai-29 Mai-31
20 32 20 37 20 42 20 47 20 51 20 56 21 01 21 06 21 10 21 15 21 19 21 24 21 28 21 32 21 36 21 41
-20,4 -20,1 -19,9 -19,7 -19,4 -19,2 -18,9 -18,7 -18,4 -18,2 -17,9 -17,7 -17,4 -17,2 -16,9 -16,7
0,991 0,975 0,959 0,943 0,927 0,911 0,896 0,880 0,865 0,850 0,835 0,820 0,805 0,790 0,776 0,762
177,3 178,4 179,5 180,7 181,8 182,9 184,1 185,2 186,4 187,5 188,7 189,8 191,0 192,2 193,3 194,5
-16,0 -16,4 -16,7 -17,0 -17,3 -17,6 -17,8 -18,1 -18,4 -18,6 -18,8 -19,0 -19,2 -19,4 -19,6 -19,8
01,1 00,7 00,2 -00,3 -00,8 -01,2 -01,7 -02,2 -02,7 -03,1 -03,6 -04,1 -04,6 -05,1 -05,5 -06,0
0,866 0,865 0,865 0,865 0,865 0,865 0,865 0,865 0,865 0,865 0,866 0,866 0,867 0,868 0,868 0,869
255,9 255,5 255,2 254,8 254,5 254,2 253,9 253,6 253,3 253,0 252,8 252,5 252,3 252,1 251,9 251,7
005,6 004,9 004,1 003,4 002,6 001,9 001,2 000,4 359,7 359,0 358,3 357,6 356,9 356,2 355,5 354,9
09,44 09,60 09,76 09,93 10,10 10,27 10,45 10,63 10,82 11,02 11,21 11,42 11,63 11,84 12,06 12,29
-0,1 003,1 -0,1 343,7 -0,1 324,4 -0,2 305,0 -0,2 285,7 -0,3 266,3 -0,3 247,0 -0,3 227,6 -0,4 208,3 -0,4 189,0 -0,5 169,7 -0,5 150,4 -0,6 131,1 -0,6 111,8 -0,6 092,5 -0,7 073,2
Jun-02 Jun-04 Jun-06 Jun-08 Jun-10 Jun-12 Jun-14 Jun-16 Jun-18 Jun-20 Jun-22 Jun-24
21 45 21 49 21 53 21 57 22 00 22 04 22 08 22 11 22 15 22 18 22 21 22 24
-16,5 -16,2 -16,0 -15,7 -15,5 -15,3 -15,1 -14,9 -14,7 -14,5 -14,3 -14,1
0,747 0,733 0,720 0,706 0,692 0,679 0,666 0,653 0,640 0,628 0,615 0,603
195,7 196,9 198,0 199,2 200,4 201,6 202,8 204,0 205,2 206,4 207,6 208,8
-19,9 -20,0 -20,2 -20,3 -20,4 -20,5 -20,5 -20,6 -20,7 -20,7 -20,7 -20,7
-06,5 -07,0 -07,5 -07,9 -08,4 -08,9 -09,4 -09,8 -10,3 -10,7 -11,2 -11,7
0,870 0,871 0,872 0,874 0,875 0,877 0,878 0,880 0,882 0,884 0,887 0,889
251,5 251,4 251,3 251,1 251,0 250,9 250,9 250,8 250,8 250,8 250,8 250,8
354,2 353,6 352,9 352,3 351,7 351,1 350,6 350,0 349,5 348,9 348,4 347,9
12,52 12,76 13,01 13,26 13,52 13,78 14,05 14,33 14,62 14,91 15,21 15,52
-0,7 054,0 -0,8 034,7 -0,8 015,5 -0,9 356,3 -0,9 337,1 -1,0 318,0 -1,0 298,8 -1,1 279,7 -1,1 260,6 -1,2 241,5 -1,2 222,4 -1,3 203,4
Jun-26 Jun-28 Jun-30
22 27 22 30 22 33
-13,9 -13,8 -13,6
0,591 0,579 0,568
210,1 211,3 212,5
-20,7 -20,7 -20,7
-12,1 -12,6 -13,0
0,892 0,894 0,897
250,8 250,9 251,0
347,5 347,0 346,6
15,84 16,16 16,49
-1,3 184,4 -1,4 165,5 -1,5 146,5
Jul-02 Jul-04 Jul-06 Jul-08 Jul-10 Jul-12 Jul-14 Jul-16 Jul-18 Jul-20
22 36 22 38 22 41 22 43 22 45 22 47 22 49 22 50 22 52 22 53
-13,5 -13,4 -13,3 -13,2 -13,1 -13,1 -13,0 -13,0 -13,0 -13,0
0,556 0,545 0,534 0,524 0,513 0,503 0,493 0,484 0,475 0,466
213,7 215,0 216,2 217,4 218,7 219,9 221,1 222,4 223,6 224,9
-20,7 -20,7 -20,6 -20,6 -20,5 -20,4 -20,4 -20,3 -20,2 -20,1
-13,5 -13,9 -14,3 -14,8 -15,2 -15,6 -16,0 -16,4 -16,8 -17,2
0,900 0,903 0,907 0,910 0,914 0,918 0,921 0,925 0,930 0,934
251,1 251,2 251,4 251,6 251,8 252,0 252,3 252,6 253,0 253,4
346,2 345,8 345,5 345,1 344,8 344,6 344,3 344,1 343,9 343,7
16,82 17,17 17,52 17,87 18,23 18,60 18,97 19,34 19,72 20,10
-1,5 127,6 -1,6 108,8 -1,6 090,0 -1,7 071,2 -1,7 052,5 -1,8 033,8 -1,8 015,1 -1,9 356,5 -2,0 338,0 -2,0 319,5
Jul-22 Jul-24 Jul-26 Jul-28 Jul-30
22 54 22 55 22 55 22 56 22 56
-13,0 -13,1 -13,1 -13,2 -13,3
0,457 0,449 0,441 0,433 0,426
226,1 227,4 228,6 229,9 231,1
-20,0 -19,9 -19,8 -19,7 -19,6
-17,6 -18,0 -18,3 -18,7 -19,1
0,938 0,942 0,947 0,951 0,956
253,8 254,3 254,9 255,6 256,3
343,6 343,4 343,4 343,3 343,3
20,48 20,86 21,24 21,61 21,97
-2,1 301,0 -2,1 282,6 -2,2 264,3 -2,2 246,0 -2,3 227,8
Aug-01 22 56 Aug-03 22 56 Aug-05 22 55 Aug-07 22 55 Aug-09 22 54 Aug-11 22 53 Aug-13 22 52 Aug-15 22 50 Aug-17 22 49 Aug-19 22 47 Aug-21 22 45 Aug-23 22 43 Aug-25 22 41 Aug-27 22 39 Aug-29 22 37 Aug-31 22 35
-13,4 -13,5 -13,7 -13,8 -14,0 -14,2 -14,3 -14,5 -14,7 -14,9 -15,1 -15,3 -15,4 -15,6 -15,8 -15,9
0,419 0,413 0,407 0,401 0,396 0,391 0,387 0,384 0,381 0,378 0,376 0,374 0,373 0,373 0,373 0,374
232,4 233,7 234,9 236,2 237,5 238,7 240,0 241,3 242,5 243,8 245,1 246,3 247,6 248,9 250,1 251,4
-19,5 -19,4 -19,3 -19,2 -19,1 -19,0 -18,9 -18,8 -18,7 -18,7 -18,6 -18,5 -18,5 -18,4 -18,4 -18,4
-19,4 -19,7 -20,1 -20,4 -20,7 -21,0 -21,3 -21,6 -21,8 -22,1 -22,3 -22,6 -22,8 -23,0 -23,2 -23,4
0,960 0,964 0,969 0,973 0,977 0,980 0,984 0,987 0,990 0,992 0,994 0,996 0,997 0,998 0,998 0,998
Teil 2 der Ephemeriden erscheint Ende August 2003 in der Ausgabe 12 des VdS-Journals
257,1 258,1 259,2 260,5 261,9 263,7 265,9 268,5 271,9 276,3 282,2 290,5 302,3 318,8 339,4 000,4
343,3 343,3 343,4 343,5 343,6 343,8 344,0 344,2 344,4 344,7 344,9 345,2 345,5 345,9 346,2 346,5
22,33 22,68 23,01 23,33 23,63 23,91 24,17 24,40 24,60 24,77 24,91 25,01 25,08 25,11 25,10 25,05
-2,4 209,6 -2,4 191,5 -2,5 173,4 -2,5 155,4 -2,6 137,5 -2,6 119,6 -2,7 101,7 -2,7 083,9 -2,7 066,1 -2,8 048,3 -2,8 030,6 -2,8 012,9 -2,9 355,3 -2,9 337,6 -2,9 319,9 -2,9 302,3
VdS-Journal Nr. 11
www.fer nrohr land.de
Coronado
Sonnenfilter für die Ha-Beobachtung ohne Heizung
SM 40/BF 5 / Tmax. . . . . 1.780,-- e SM 60/BF 10/Tmax. . . . . 4.560,-- e SM 90/BF 10/Tmax. . . . . 8.695,-- e Maxscope 40 kpl. . . . . . . 3.150,-- e Maxscope 60 kpl. . . . . . . 5.995,-- e Nearstar 0,8Ä . . . . . . . . . 5.895,-- e
Skywatcher Teleskope
mit dem interessanten Preis/Leistungsverhältnis
130 / 650 150 / 750 200 / 1000 200 / 1000 200 / 1200 250 / 1200 120 / 600 150 / 750 150 / 1200
Newton-EQ-2. . . . . . . . 398,-- e Newton EQ-3. . . . . . . . 455,-- e Newton EQ-6 . . . . . . 1.396,-- e Dobson . . . . . . . . . . . . 398,-- e Dobson Pyrex . . . . . . . 478,-- e Dobson Pyrex . . . . . . . 698,-- e Refraktor EQ-3 . . . . . . 698,-- e Refraktor EQ-6 . . . . . 1.798,-- e Refraktor EQ-6 . . . . . 1.798,-- e
TMB Apo Refraktoren
mit 3-linsigen Objektiven der Referenzklasse Optik / Tubus / Rohrschellen
80 / 100 / 105 / 115 / 130 / 152 / 175 / 203 /
600 . . . . . . . 2.390,-- e 800 . . . . . . . 2.890,-- e 650 . . . . . . . 2.890,-- e 805 . . . . . . . 4.390,-- e 780 . . . . . . . 6.113,-- e 1200 . . . . . . . 8.690,-- e 1400 . . . . . . 14.490,-- e 1800 . . . . . . 24.990,-- e
Celestron
Computergesteuerte Teleskope mit GPS Nachrüstung
NexStar 5i Tischgerät. . . . . . . . . . . . 1.690,--e NexStar 8i Tischgerät. . . . . . . . . . . . 2.190,--e Stabiles Dreibeinstativ . . . . . . . . . . . . 328,--e Computer Handsteuerung. . . . . . . . . . 215,--e CN 16 GPS Modul . . . . . . . . . . . . . . . 275,--e
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Mars 1965 im 60-mm-Quelle-Fernrohr
von Peter Völker
Allenthalben gehen Leserbriefe beim VdSJournal ein, die mehr Artikel für Einsteiger in unser schönes Hobby wünschen. Deshalb hat mich die Redaktion gebeten, diese Beobachtungen zu einem Bericht zusammenzufassen, obwohl sie sehr alt sind - sozusagen als ,,Mutmacher" für die kommende Marsopposition.
und? Die Schräubchen der Montierung wurden etwas fester angezogen, und schon hatte das Leichtgewicht seinen nötigen Halt. Das Wichtigste war, dass ich ein
zur Beobachtung." [1] Na also! Sollte man bei so einer aufmunternden Anpreisung weg schauen? Meinte er vielleicht nur größere Fernrohre - oder sollte ich es ver-
Die Werbung suggeriert heutzutage, unterhalb eines C8 oder dreilinsigen RefraktorObjektivs sei nicht viel an Planetendetail zu erkennen. Als ich anfing zu beobachten, war diese Denkweise unbekannt, denn derlei Instrumente gab es für Amateure nicht. Der Kosmos-Refraktor E 68 ließ das Herz eines Jeden höher schlagen. Er hatte stattliche 68 mm freie Öffnung und eine parallaktische Montierung auf einem Stahl-Tischstativ, freilich ohne elektrische Nachführung. Aber der Anschaffungspreis: 1.200,- DM musste man vor 40 Jahren auf den Tisch des Hauses Kosmos legen - den Monatslohn eines gut Verdienenden! Völlig aussichtslos also für einen Gymnasiasten, der in den Sommerferien für DM 1,50 pro Stunde in einem Warenhaus arbeitete. Was tun? Zu der Zeit bot das Versandhaus Quelle die ersten preiswerten Fernrohre an. Am 1. August 1964 kaufte ich mir den azimutal montierten achromatischen Refraktor japanischer Herkunft mit 60 mm Öffnung, 700 mm Brennweite und zwei Okularen für DM 169.- (Abb. 1). Es hatte sich schon herumgesprochen: Die Optik sei gut, die Stabilität ließe zu wünschen übrig. Na
Abb. 1: Aus dem Quelle-Katalog, der vom 1.9.1963 bis zum 1.3.1964 galt
eigenes Instrument hatte und in jeder wolkenfreien Sekunde beobachten konnte. Sonne, Mond, Jupiter, Saturn, Doppelsterne und einige Nebel - so gut man sie eben aus der Großstadt sehen konnte - alles wurde auf´s Korn genommen. Die Abbildungsqualität war hervorragend. Am 9. März 1965 war eine Marsopposition. Da man früher kleine Instrumente gewohnt war, kündigte Max Gerstenberger im Himmelsjahr dieses Jahres an: ,,Der Durchmesser des Planeten beträgt zur Opposition 14''. Das ist rund 10'' knapper als bei günstigen Oppositionen. Trotzdem bietet Mars jetzt reichhaltig Gelegenheit
suchen? Eine Überlegung ergab, dass Mars in meinem Fernrohr bei ca. 120facher Vergrößerung nahezu die Größe des Vollmondes mit bloßem Auge haben würde. Bei der Beobachtung stellte ich fest, dass doch Einiges zu sehen war. 20 Jahre später drückte das Manfred Schrötter so aus: ,,Zart, mit geringem Kontrast und relativ unbestimmten Umrissen waren auf der orangefarbenen Scheibe dunkle Flecke zu erkennen." [2] Zwischen dem 26.11.1964 und dem 3.6.1965 beobachtete ich den Mars 33 mal und zeichnete ihn in einen Kreis ein.
Abb. 2 a-d: Marszeichnungen mit dem Refraktor 60 / 700 mm, 6-mm-Okular, V=120, a: 1965 03.3121:40 UT; ZM: 181º, b: 1965 04.03. 20:15 UT; ZM: 28º, c: 1965 04.12.21:00 UT; ZM: 319º, d: selbst gezeichnete Deckgradnetzschablone
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Abb. 3: Marskarte von Schiaparelli (aus [4])
Abb. 4: Marskarte der IAU (aus [5])
Jeweils ,,nach bestem Wissen und Gewissen" und natürlich ohne vorher den Zentralmeridian auszurechnen oder gar auf eine Marskarte zu schauen, um unvoreingenommen ans Werk zu gehen. So weit, so gut, die Beobachtungen waren spannend und hatten Spaß gemacht. Ich hatte mit eigenen Augen eine andere Welt erlebt, die noch keines Menschen Fuß betreten hatte. Einige Beobachtungsbeispiele zeigt die Abbildung 2. Zu jeder Zeichnung wurde im Beobachtungsprotokoll der Zentralmeridian berechnet und hinzugefügt. Die Werte waren dem Ahnert entnommen worden [3]. Parallel zum Ereignis der Marsopposition
erschien in SuW ein ausführlicher Artikel über den neuesten Stand der Forschung mit der Marskarte von Schiaparelli (18771884, Abb. 3) [4]. Ebenfalls bekannt war, dass die IAU auf ihrer Tagung in Moskau 1958 eine Marskarte aus 800 fotografischen Beobachtungen des Pic du Midi Observatoriums von 1941-1952, erarbeitet von de Mottoni und Camichel, als verbindlich eingeführt hatte (Abb. 4) [5]. Einige Beobachter schickten sich an, selbst Karten des Mars aus ihren eigenen Beobachtungen zusammenzustellen. Gut - sie hatten mit 6- bis 12-zölligen Refraktoren gearbeitet. Warum sollte nicht das eine oder andere Detail dabei sein, das die
,,Großen" der Marsbeobachter gesehen hatten? Mit meinen bescheidenen 60 Millimetern war das natürlich nicht zu vergleichen. Oder doch? Ich zögerte bis zum August 1965, dann überlegte ich: Es war eine Aphel-Opposition. In der AphelOpposition ist uns die nördliche Hemisphäre des Planeten zugewendet [6]. Im Ahnert standen die genauen Werte, die man zum Erstellen eines Gradnetzes braucht [3]. Ich zeichnete mir ein Deckgradnetz auf durchsichtige Folie (Abb. 2d). Nun legte ich dieses Netz auf jede Zeichnung und pauste sie auf Transparentpapier durch. Die Transparentzeichnungen mit ähnlichen Zentralmeri-
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dianen legte ich auf einem Leuchttisch übereinander und mittelte Abweichungen und Ungenauigkeiten zeichnerisch. Aus diesen entstand eine weitere Transparentzeichnung. Aus den zum Schluss ,,zeichnerisch geglätteten" Transparenten setzte ich Längengrad für Längengrad die Karte in Mercator-Projektion zusammen (Abb. 5). Erst jetzt nahm ich mehrere Marskarten zur Hand. Der unmittelbare Vergleich mit den professionellen Karten verblüffte mich nun doch. Gewiss - ich hatte natürlich bereits vorher große Strukturen wie Syrtis Maior oder Mare Acidalium in meinen Zeichnungen vermutet, aber dass sich die Einzelheiten bei sorgfältiger zeichnerischer Bearbeitung - was ja einer Auswertung gleichkommt - derart vielfältig zeigen würden, hatte ich nicht erwartet.
Die diesjährige Perihel-Opposition sollte sich also niemand entgehen lassen. Dabei ist uns die südliche Hemisphäre des Planeten zugewendet (im astronomischen Fernrohr wird das Bild umgekehrt: Süden ist oben, Norden unten) [6].
Einige Anmerkungen seien mir noch gestattet.
In den Literaturhinweisen stehen zum Teil Veröffentlichungszeiten, die nach meiner Beobachtungen erschienen sind. Das dort Publizierte war mir 1965 bereits bekannt. Eine gute zeitgemäße Einführung in das heutige Wissen um den Planeten Mars ist das SuW-Special 3 [7]. Hier liegt ein DIN A2-Poster mit der Marskarte von Antoniadi, und einer, die aus VikingAufnahmen zusammengesetzt ist, bei.
Zum Vergleich mit den eigenen Beobachtungen mit kleinem Instrumentarium sind die ,,großen" Marskarten oft gar keine so große Hilfe. Hier bieten sich jene geringeren Maßstabes an [8 und 9]. In [10] ist in 28 Phasen eine komplette Rotation abgebildet - mit Mars als Kugel, nicht in Mercator-Projektion.
Literaturhinweise [1] Gerstenberger, M., 1964: Das Himmelsjahr 1965, 35, Franckh-Kosmos, Stuttgart [2] Schrötter, M., 1985: Der Mars im Telementor, Astronomie und Raumfahrt 23, 109 [3] Ahnert, P., 1964: Kalender für Sternfreunde 1965, 90, J. A. Barth, Leipzig [4] Carnuth, W., 1965: Mars - unser roter Nachbar im Weltall, Sterne und Weltraum 4, 54 [5] Haug, H., Fröhlich, H., Heuseler, H., 1967: Marsbrevier, Veröff. WilhelmFoerster-Sternwarte o. J., 68 [6] Roth, G. D., 1966: Taschenbuch für Planetenbeobachter, 113, SuWTaschenbuch 4, Bibliographisches Institut [7] Borgeest, U. et al., 1998: Mars - Aufbruch zum Roten Planeten; SuWSpecial 3 [8] Zenit, Niederlande, April 1999, 180 [9] Celnik, W. E., Hahn, H.-M., 2002: Astronomie für Einsteiger, 106; Franckh-Kosmos
[10] Reyes, A. J., 2001: La Opposición de Marte 2001, Rigel # 179
Abb. 5: Marskarte aus eigenen Beobachtungen der Opposition 1965. Man beachte die starke Neigung des Planeten zum Nordpol hin (Aphel-Opposition, d. h., der Äquator ist nicht in der Mitte wie bei den "normierten" Marskarten - siehe Text); die weißen Streifen zwischen den Längengraden 335 - 355º und 70 - 95º zeigen, dass hier keine Beobachtungen vorlagen.
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Nur Mut - Mars mit der Hand!
von Otto Guthier
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Abb. 1 (links): Mars am 20. September 1988, 21:35 UT - eine Woche vor der Opposition. Der Durchmesser des Planetenscheibchens beträgt 23''. Deutlich sind bei 200facher Vergrößerung die Oberflächendetails des roten Planeten zu erkennen.
Abb. 2 (mitte): Gleiche Vergrößerung wie in Abbildung 1, aber mit Einsatz des BG12-Blaufilters, das die Atmosphäre des Planeten zeigt. Es sind kaum Details außer der Polkappe zu erkennen. Auffällig ist eine Aufhellung am Morgenhimmel. An diesem Tag war kein sogenanntes "blue clearing" zu erkennen: Die Marsatmosphäre hatte sich eingetrübt!
Abb. 3 (rechts): Anblick bei 200facher Vergrößerung unter Einsatz eines RG610-Rotfilters. Mittels Rotfilter sind die Details auf der Oberfläche sehr kontrastreich und gut erkennbar.
Das Glück war perfekt! Rechtzeitig zur Wiederkehr des Kometen 1P/Halley im Jahr 1985 wurde meine kleine Schiebedachsternwarte, selbst gebaut nach den Plänen von Anton Stauss, fertiggestellt. Ein Jahr später hielt das Hauptinstrument, ein 10-Zoll-Newton mit f/6 Einzug in mein kleines Astro-Domizil auf dem Westerberg bei Ingelheim. Ausgestattet mit einer Flatfield-Kamera aus den Händen des begnadeten Optikers Dieter Lichtenknecker war ich stolz auf Instrument und Sternwarte. Komet Halley verabschiedete sich und für das Jahr 1988 stand die Perihel-Opposition des roten Nachbarplaneten an. Erste Erfahrungen in der Welt der visuellen Planetenbeobachtungen lagen schon etliche Jahre zurück. Die 71er Opposition hatte ich als junger Astronomiebegeisteter in guter Erinnerung. Damals, am 29. April 1971, erblickte ich erstmals den roten Planeten im 4-ZollRefraktor. Bis zum 14. Dezember 1971 entstanden 121 Zeichnungen, die mit großer Begeisterung auf Papier verewigt wurden. Die Lehrer in der Schule ahnten ja nicht, zu welchen Fertigkeiten die vielen Stunden des Kunstunterrichtes alles führten! Und die Eltern bekamen oft nicht mit, wie ihr Sprössling sich Nachts an das Fernrohr schlich...
Im Jahr 1973 war mir das Glück vergönnt, die Perihel-Opposition des roten Planeten erneut ,,hautnah" mit einem 4,5-Zoll Zeiss-Refraktor (genannt ,,Heidelberger") der damals neu gegründeten StarkenburgSternwarte intensiv zu beobachten. Neben den ersten enttäuschenden Ergebnissen der Planetenfotografie waren Bleistift, Radierwischer und die Marsschablonen der VdSFachgruppe Planeten die wichtigsten (und einfachsten) Hilfsmittel, um das ,,Angesicht" des roten Planeten festzuhalten! Am 23. Juli 1988 erfüllte sich mein Traum: Mars, sechzehn Bogensekunden groß im Okular des 10-Zoll-Newton bei 150facher Vergrößerung. Nach vielen Jahren der Abstinenz war diese ,,Marsnacht" an einem für damalige Verhältnisse eines Amateur-Astronomen ,,großen" Teleskops ein Hammer. Welch Momente der Glücksgefühle! Der Planet gelangte am 28. September in die Oppositionsstellung zur Sonne, bei einem stattlichen Durchmesser von 23,7'' und einer Helligkeit von -2,5 mag. Wann immer möglich stand Mars bis in den Spätherbst oben an auf meiner Beobachtungsliste. Insgesamt gelangen 33 Zeichnungen mit einem weichen Bleistift auf Schablonen der VdS-Fachgruppe Planeten. An Infos aus dem Internet oder an den Einsatz der CCD-Technik war
damals noch nicht zu denken! Es wurde gezeichnet und gepinselt, Spaß hat es gemacht! Mit nebenstehenden Zeichnungen möchte ich unseren Sternfreunden Mut machen für die bevorstehende große PerihelOpposition in diesem Jahr. Liebe Sternfreunde, lasst Euch dieses Ereignis nicht entgehen! Geht raus an die Fernrohre und richtet das Teleskop auf den Mars! Ob visuell, fotografisch, mittels CCD-Chip, Video oder Webcam - schaut Euch den roten Planeten an!
Digitale Bildverarbeitung ,,Von wegen Supernova!!! Bei der Bildüberlagerung sind da von Deinem letzten Urlaub die Nachtaufnahmen mit den Motorradscheinwerfern reingeraten...
MOS!!!"
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Marsopposition 1999 - eine kleine Rückschau
von Dietmar Bannuscher
Abb. 1: 10.4.1999, Zentralmeridian 282 Grad , 520x
Für mein (damals) neues Teleskop war 1999 das erste Marsjahr. 1997 konnte ich ihn nicht gucken, und in 1998 war der Planet zu klein. Meine ersten ausgewerteten Planetenzeichnungen hatte ich vor nicht all zu langer Zeit gemacht und mich ein wenig in die Geheimnisse der Planetenbeobachtung eingelesen. Neben dem Teleskop (254/1300-mm-Newton als Dobson) standen mir einige Okulare und drei Farbfilter zur Verfügung (hellgelb Meade #8, blau Meade #80A, orange Meade #21). Im Laufe der Marssaison gelang es mir, abhängig vom Seeing, den roten Planeten mehrmals erfolgreich (also mit Details) zu beobachten. Ebenso konnte ich einige Zeichnungen fertigen, die in verschiedenen Vergrößerungen und mit teilweise erfolgtem Filtereinsatz immer mehr Einzelheiten offenbarten. Damals konnte ich noch keine Mercatorzeichnungen erstellen, dennoch bieten die Zeichnungen aneinandergereiht (wenn man den richtigen Zentralmeridianablauf einhält) die gesamte Marsoberfläche. Mars dreht sich ähnlich wie die Erde in fast 24 Stunden um sich selbst. Will man in einem Zeitraum von einem Monat (vor und nach der Opposition ist es halt am besten und schönsten) den Mars von allen Seiten
Abb. 2: 18.4.1999, Zentralmeridian 145 Grad , 216x
sehen, muss man die Beobachtungszeiten unterschiedlich wählen, also einmal früher, später und evtl. ganz spät in der Nacht unseren Nachbarn schauen. Abbildung 1 zeigt Mars am 10.4.1999 bei bis zu 520facher Vergrößerung. Dies war nur durch das extrem gute Seeing am Abend möglich und brachte kleine Details blickweise zum Vorschein (ansonsten ist so eine Vergrößerung mit meinem Teleskop natürlich nicht machbar). Während der Beobachtung zeigte sich, dass der Orangefilter die dunklen Flecken besser abbildet, der Blaufilter bot den Pol deutlich besser als ohne oder mit Orangefilter. Besonders viele Details gelangen am 25.4.1999 (Abbildung 3) bei 260fach und Orangefilter. Aber auch die anderen Zeichnungen zeigen noch viel vom Mars, selbst bei kleineren Vergrößerungen.
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Abb. 6 (oben): 22.5.1999, Zentralmeridian 183 Grad , 230x
Abb. 7 (links): 24.5.1999, Zentralmeridian 227 Grad , 216x
Abb. 3 (oben): 25.4.1999, Zentralmeridian 101 Grad , 260x
Abb. 4 (mitte): 2.5.1999, Zentralmeridian 20 Grad , 216x
Abb. 5 (unten): 9.5.1999, Zentralmeridian 327 Grad , 325x
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Das reine Angucken macht schon viel Freude, ausgiebiges Beobachten bietet dem Auge immer mehr Einzelheiten. Das Probieren mit Filtern bringt immer Vorteile, wenn spezielle Erscheinungen hervorgehoben und andere dadurch verschluckt werden. Die Beobachtung kann durch die Identifizierung von den einzelnen Oberflächenmerkmalen (Polkappen, dunkle Buchten, Auswüchse etc.) noch mehr Freude bereiten. Dazu gibt es viele Karten und Bücher. Das Zeichnen (oder gar fotografieren) des Bildes im Fernrohr bildet einen bleibenden Schatz, der entweder zur Identifizierung der Merkmale dient, ausgewertet wird oder nur in der Truhe verschwindet, um zu passender Gelegenheit hervorgekramt zu
werden. Wie man an meinen einfachen Zeichnungen sieht, ist es nicht sehr aufwendig, man muss kein Künstler sein, um den Fernrohranblick festzuhalten. Mars lässt sich gut zeichnen, da der Beobachter viel Zeit hat, das Gesehene umzusetzen. Ist z. B. bei Jupiter nach einer halben Stunde schon wieder das eine Detail verschwunden, zeigt der Mars wegen seiner langsamen Rotationsbewegung nur gemächlich andere Bilder. Für 2003 bietet uns die Natur eine wunderschöne Marsopposition mit einem hellen und sehr großen Marsscheibchen. Außerdem steht er höher am Himmel, das Bild dürfte demnach nicht mehr so gestört werden wie vor zwei Jahren. Dies sollten wir unbedingt ausnutzen.
Hilfreiches zur Marsbeobachtung finden wir bei - G. D. Roth (Hrsg.), 1998: Planeten
beobachten, Verlag Sterne und Weltraum (genaue Beschreibung der Beobachtungsart, Filterbesprechung, etc.) - A. Rükl, 1977: Mond-Mars-Venus, Dausien (Detailkarten) - W. Lang, 1993: Planeten - Wanderer im All, Springer Verlag (Hintergründe) - E. und H. Freydank, 1984: Marsbrevier, Veröffentlichung der Wilhelm Förster Sternwarte Nr. 57 (Einführung in Marsbeobachtung mit Hinweisen und Anleitungen, Karte)
Mars für länger
- Tipps und Tricks den Okularanblick des roten Planeten zu konservieren und zu erweitern
von Bernd Flach-Wilken
Zugegeben, der direkte Anblick des Mars in einem guten Teleskop bei 300facher Vergrößerung und stabiler Luftruhe hat etwas enorm Beeindruckendes an sich. Keine Reproduktionstechnik hat bis heute dieses direkte Erleben am Fernrohr ersetzen können und wird es wahrscheinlich auch so schnell nicht können.
Ich erinnere mich noch, als wäre es gestern gewesen, an den Anblick unseres Nachbarplaneten zur wesentlich günstigeren Opposition im Jahr 1988. Die Deklination betrug runde +0 Grad und die Opposition selbst fand etwas später im Frühherbst statt als zur 2003er Jahrtausendopposition. Dies versprach eine in der Regel ruhige Atmosphäre, die sich auch an 4-5 Abenden einstellte. Im Okular bot sich in meinem 300-mm-Schiefspiegler ein Anblick wie aus einer bemannten Raumkapsel, die in 3 Tagen zur Landung ansetzten sollte: einfach atemberaubend. Dies zu dokumentieren ist letztendlich Thema dieses kleinen Artikels, der in aller Kürze zunächst einmal den damals ausschließlich benutzten Weg der Silberfotografie des Mars beschreiben soll, andererseits aber auch auf die heute weitverbreitete Still-CCD-Technik eingehen wird. Groß im kommen und für die Zukunft sehr vielversprechend ist eine erweiterte Spielart der CCDgrafie: die Videotechnik,
die aber an anderer Stelle in diesem VdSJournal beschrieben werden soll. Ich habe soeben erste Versuche damit (Webcam) unternommen und kann eine gewisse Faszination für diese Medium nicht leugnen. Dies ist zweifelsohne der Weg für die Zukunft, lassen sich doch hierbei mit geringstem Aufwand schnell ansehnliche Planetenportraits erstellen [1].
Marsfotografie klassisch Mars kommt uns auf diesem Gebiet besonders entgegen, denn die Erfassung der Albedostrukturen, welche ja weitestgehend dem Augeneindruck am Okular entsprechen, zeigt sich am erfolgreichsten im langwelligen Lichtbereich ab etwa 550 nm. Einerseits stört hier die Marsatmosphäre mit ihrem mehr oder weniger dichten Dunstschleier nicht mehr, andererseits haben durch die inzwischen bekannten grün-blauen Farben der Oberflächendetails diese im orange-roten Licht den maximalen Kontrast zu den gelb-roten Sandflächen. Je kontrastreicher das Bild, desto einfacher hat es der Photonendetektor, dieses zu erfassen und zu registrieren. Das von mir 1988 ausschließlich benutzte und auch heute noch aktuelle Filmmaterial ist ohne Konkurrenz der KODAK TP2415 Film, der gerade im langwelligen Bereich ein Empfindlichkeitsmaximum hat [2].
Wie schön für uns, hilft es doch enorm, die Belichtungszeiten in vertretbarem Rahmen zu halten. So hochgelobt und auch wirklich hervorragend dieses Filmmaterial ist, so ernüchternd ist ein Blick auf die vorhandene Quanteneffizienz (QE) dieses Silberfilms: Seriöse Angaben schwanken zwischen 1 und 2 %, was ein gekühlter CCD-Detektor moderner Bauart mit 40 bis 95 % je nach Wellenlänge und Bauart locker um das 20fache übertrifft. Kurze Belichtungszeiten sind der halbe Erfolg, denn ruhige Seeingmomente sind sehr selten und kostbar wie Juwelen. Besitzt der TP-Film auf dem Datenblatt noch ein beträchtliches Auflösungsvermögen, so hat schon unser Urvater der Planentenfotografie, Günther Nemec, 1967 [3] festgestellt: ,,Das Auflösungsvermögen der 40-ASA-Filme wird von den Herstellern im Laborexperiment mit etwa 150 Linien/mm angegeben. In Praxi habe ich in Übereinstimmung mit Berufsastronomen (...) hingegen nur eine Trennung von 40 Linien/mm festgestellt." Dem ist leider nichts weiter hinzu zu fügen. Laborvorlagen, auf einer festen Bank montiert und mit maximalem Objektkontrast gezeichnet, sind leider etwas anderes als schwache, kontrastarme Planetenscheibchen, die auch noch ausdauernd zittern wie Lämmerschwänze (Seeing).
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Denn leider sind Belichtungszeiten im Sekundenbereich erforderlich, soll bei entsprechend großer Abbildung maximales Planetendetail erfasst werden. Wie in den Abbildungen zu erkennen ist, setzen selbst meine 1988 noch allgemein bestaunten TP-Marsergebnisse heutzutage keinen mehr in Erstaunen. Zwar hat der Mars eine recht hohe Oberflächenhelligkeit [4], aber er ist eben klein. Dieses Jahr erreicht er allerdings ausnahmsweise einmal fast den halben Jupiterdurchmesser. Es muss mit hoher Brennweitenverlängerung gearbeitet werden, soll das Bild einen Durchmesser von einigen Millimetern auf dem Negativ erreichen. Ich hatte mich 1988 auf ein Öffnungsverhältnis von 1:170 eingestellt, welches dann eine Belichtungszeit mit einem RG610Rotfilter von etwa 2,5 bis 3,0 Sekunden erforderte. Eine kleinere Brennweiten-
auf Mars, wie Horizontdunst oder bestimmte Wolkenbildungen, ist ein strenger Blaufilter sehr gut geeignet. Zwar sieht das menschliche Auge bei dem oft favorisierten Blauglas BG25 kaum noch etwas, aber der TP ist hier wiederum recht empfindlich [2], wenigstens relativ. Abbildung 3 zeigt den Marsanblick im Blaufilter, die Belichtungszeit ist aber schon beträchtlich. Wie unschwer zu erkennen ist, wurde auch hier mit kürzerer Brennweite als bei den Rotaufnahmen (Abb.1 und 2 ) gearbeitet.
Das nasse Labor Hat man nun einige 100 Marsbildchen pro Nacht belichtet, kommt die nächste Hürde, die aber auch einen großen Reiz der Silberfotografie ausmacht: Was ist denn drauf auf meinen teuren Filmen? Dieser muss entwickelt werden - und zwar den TP immer selbst! Nimmt der Deep-Skyler des
dem latenten Bild der Emulsion ein stabiles macht, liegt um Größenklassen über der Präzision, mit der der Amateur nachts am Teleskop versucht Planeten zu belichten. Die Dunkelkammerarbeit letztendlich will auch gekonnt und beherrscht sein. Wiederum sei hierzu auf einen NemecArtikel verwiesen [6]. Aber auch in Parkers Buch [7] stehen viele wertvolle Hinweise (in Englisch) zur Dunkelkammerarbeit. Wer es gerne farbig haben möchte, dem kann ich die neuen ISO-100-Diafilme von AGFA, Fuji oder Kodak empfehlen. Diese ermöglichen ohne eigene Laborarbeit schnell ansehnliche Marsbilder zu erhalten. Der früher gefürchtete Schwarzschildeffekt, welcher schon im Sekundenbereich zu beträchtlichen Belichtungsverlängerungen führte, ist heute in dieser Empfindlichkeitsklasse kein bedeutendes Thema
Abb. 1: 1988 im SuW/VdS-Marsfotowettbewerb noch auf Platz 1 gelandet, würde eine solche Auflösung heute zur Zeit der CCD- und Videotechnik nur noch für einen Platz unter ferner liefen reichen. Die technischen Daten entsprechen denen der Abbildung 2, Aufnahmetag war der 10.9.1988, der ZM betrug 40 Grad bei einem Marsdurchmesser von 23,1''.
verlängerung bringt zwar deutlich kürzere Belichtungszeiten, aber auch spürbar nachlassende Auflösung. Diese Werte hier gelten für bestes Seeing, wobei maximale Abbildungsqualität erreicht werden kann. Ist das Seeing suboptimal (leider fast immer), kann man mit dem Öffnungsverhältnis auf 1:140 herunter gehen, mit der Rotbelichtungszeit dann auf 1,5 bis 2,0 Sekunden. Die Trefferquote wird hierbei sicherlich höher, aber eben nur bei geringfügig verminderter Auflösung. Zum Erfassen atmosphärischer Ereignisse
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Abb. 2: So sah 1988 Mars im RG610-Filter aus. Bei 51 m Brennweite wurde 3 Sekunden auf TP2415 belichtet. Das Seeing war recht ordentlich, was dem 300-mmSchiefspiegler erlaubte seine optische Qualität zu demonstrieren. Aufnahmetag war der 21.9.1988, der ZM betrug 265 Grad bei einem Marsdurchmesser von knapp 24''.
hohen Kontrastes wegen noch Strichentwickler (D19, Dokumol, etc.) so bevorzugt der Planetenfotograf weicher arbeitende Feinkornentwickler. Ich bin mit Rodinal immer gut gefahren. In Verdünnungen von 1:25 zeigt der TP2415 bei 20minütiger Entwicklung ausreichende Empfindlichkeit bei sehr feinem Korn und später in der Dunkelkammer noch zu beherrschenden Kontrasten. Auch hierzu hat Nemec vor Jahrzehnten schon Bedeutendes geäußert [5]. Die Präzision, mit der ein Entwickler aus
Abb.3: Nur wenige Minuten nach Abbildung 1 wurde diese Blaufilteraufnahme durch ein BG25 gewonnen. Die Effektivbrennweite betrug 35 m bei einer Belichtungszeit von 10 Sekunden. Nur noch wenige Albedostrukturen der Abbildung 1 sind zu erkennen. Dieser Blick auf die Marsatmosphäre zeigt sehr schön Wolken- oder Dunstbildung in der Nähe des Marsnordpols.
mehr. Während mein 88er Mars (Abb. 4 ) noch 5 Sekunden Belichtungszeit benötigte, dürften bei gleichem Instrumentensetup heutzutage 3 Sekunden ausreichen. Die Farbsättigung liegt bei heutigen Diafilmen wesentlich höher, wie andererseits das Filmkorn deutlich geringer ausfallen dürfte. Hier hat sich in 15 Jahren Filmentwicklung viel getan - im Gegensatz zum TP2415. Den lohnt es anscheinend nicht in einer ,,improved version" auf den Markt zu bringen, da der Anwenderkreis doch sehr eingeschränkt ist und der Silberfilm durch
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die sich weiter verbreitende Digitaltechnik immer mehr an Bedeutung verlieren wird.
Mars mit der Still-CCD-Kamera Wer eine CCD-Kamera besitzt, sollte auf klassische Fotografieversuche, wie in den vorherigen Abschnitten erwähnt, ganz verzichten. Die CCD-Technik hat seit etwa 15 Jahren die Planetenfotografie revolutioniert. Ihre unübersehbaren Vorteile sind inzwischen allgemein bekannt: 1) Der CCD-Sensor hat eine um den Faktor 20 höhere Quanteneffizienz, welches den Beobachter in die Lage versetzt, in jene Zeitbereiche vorzustoßen, in denen ein Einfrieren von Seeingunschärfen unter Umständen möglich ist. 2) Die nun mögliche digitale Bildverarbeitung mit den heute zur Verfügung stehenden Algorithmen holt wesentlich mehr und wesentlich bequemer versteckte
Abb. 4: Auf Diafilm Fujichrome 100 5 Sekunden bei 51 m Brennweite belichtet, sah Mars am 21.9.1988 zur Zeit der Erdnähe so aus. Die Planetenstrukturen zeigen sich hier wesentlich weicher als auf den TP2415 Aufnahmen (vgl. Abbildung 1). Moderne Diafilme dürften 2003 mit ihren Stärken wie höherer Farbsättigung und wesentlich feinerem Filmkorn locker auftrumpfen.
Details aus unseren Rohbildern heraus, als es jede noch so ausgefeilte Nasssilberlabortechnik je gekonnt hätte. 3) Durch die Möglichkeit, die Bildqualität sofort nach dem Download auf dem Monitor begutachten zu können (die feinen auf Platte, die schlechten in den Datenäther), hat der Beobachter wesentlich mehr Möglichkeiten sein Ergebnis noch am Teleskop zu optimieren. Die Ausbeute an guten Bildern steigt deutlich an. Die bei der CCD-Technik anzustrebenden Effektivbrennweiten richten sich
lediglich nach der Pixelgröße des CCDSensors. Maximales bei bester Seeinggüte wird bei einem Sampling von einer halben Airyscheibe pro Pixel zu erwarten sein. Dazu ein kurzes Rechenbeispiel: Steht ein 20-cm-Instrument mit einer Effektivbrennweite von 2 m zur Verfügung, so hat die zentrale Beugungsscheibe einen Durchmesser von etwa 0,5''. Besitzt der Beobachter eine der gängigen CCDKameras mit z. B. einer Pixelgröße von 9 x 9 Mikrometern, so bildet diese den optischen Gesetzen folgend 0,92'' pro Pixel ab. Wird die Brennweite um den Faktor 4 verlängert, so ergeben sich pro Pixel nur noch 0,23'' Abbildung, also schon eine leicht oversampelte Brennweite. Mars wird bei 25'' Oppositionsdurchmesser immerhin 110 Pixel groß werden. Einer Nachbearbeitung steht von dieser Seite aus nichts mehr im Weg.
Abb. 5: Bei einer Deklination von -10,5 Grad herrschte am 2.5.1999 leider nur recht bescheidenes Seeing. Ein 400-mmHypergraph lieferte bei 27 m Effektivbrennweite genug Photonen, um die 16-my-Pixel einer APOGEEAM13-CCD-Kamera in nur 0,05 Sekunden zu 2/3 zu sättigen. Trotzdem konnten von 30 Files nur 2 für dieses Komposit verwendet werden. Der Rest war einfach zu unscharf. Für 16'' Marsdurchmesser kann das Ergebnis, durch ein RG610 gewonnen, gerade noch befriedigen. Unter solchen Bedingungen kann die moderne Aufnahmetechnik überzeugen. 2003 wird die Marsdeklination noch ungünstiger sein.
Integriert werden sollte natürlich so kurz wie möglich, um die schädlichen Seeingeinflüsse zu minimieren, andererseits aber auch lange genug, um Mars mit einem ausreichend hohen Signal/ Rauschverhältnis
auf den Chip zu bannen. Um eine weitere Bildverarbeitung möglichst problemlos zu gestalten, kann ruhig bis zur halben Sättigung des Sensors integriert werden. Mars ist sehr flächenhell, was, je nach Kamera natürlich abweichend, Integrationszeiten von 0,1 bis 0,2 s erforderlich machen wird. Filterbeobachtungen sind natürlich wünschenswert, was allerdings deutliche Integrationszeitverlängerungen erforderlich machen wird. Pro Filter sollte man mit dem Faktor 4 rechnen. Bei strengen Blaufiltern und Non-"E"-Sensoren kann hier auch schon mal der Faktor 10 notwendig werden. Inzwischen setzt sich auch bei der Planeten-Farb-CCDgrafie immer stärker das LRGB-Verfahren durch [8]. Ein gut belichteter und auch geschärfter Luminanzkanal wird mit weniger scharfen Farbkanälen (evtl. gebinnt) per Software gemischt, was ein je nach Bearbeitungsgeschick des Beobachters ein besseres Endergebnis bringen kann. Ästhetischer finde ich allerdings noch immer die Ergebnisse der klassischen RGB-CCDgrafie, was allerdings gute Beobachtungsbedingungen voraussetzt, denn hierbei sollte jeder Kanal in möglichst gleich guter Qualität erhalten werden. Das kann je nach Luftunruhe dauern, was allerdings wegen der recht langsamen Rotation des Mars nicht allzu kritisch sein wird. Bei Jupiter sieht das ganz anders aus: 5 Minuten sind hier oberstes Limit, darüber hinaus gibt es Rotationsunschärfen der Farbkanäle. Um ein gutes Signal/Rauschverhältnis der Einzelfarbfiles zu erhalten, sollte pro Auszugskanal eine 5 bis 10fache Filemittelung erfolgen, was einerseits die statistische Sicherheit der Detailabbildung erhöht, als auch andererseits das Kameraausleserauschen deutlich verringert.
Das trockene Labor Das Digitallabor selbst entwickelt sich schon, wie zu Zeiten der Silberfotografie, zu einem Raum ,,schwarzer Kunst". Jeder Beobachter wird mit steigender Erfahrung auf seine speziellen Verfahren der Bildverarbeitung schwören. Jeder versierte Beobachter kennt mindestens einen Geheimalgorithmus, der auch noch das Letzte an Bildinformation aus seinen Rohfiles herausholt. Überbearbeitung ist leider nur allzu leicht möglich, kritisches Arbeiten zu Anfang nicht immer leicht [9]. Wie schon zu Anfang dieses Berichts erwähnt, gilt auch in der CCDgrafie: Der Maßstab des Endergebnisses sollte der
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Planetenanblick mit dem bloßen Auge am Okular sein. Aber auch einige moderat verarbeitete HST-Aufnahmen können gut als Vorlage gelten: Angeblich macht man sich dort bei der Ausarbeitung der Daten Mühe, einen naturalistischen Anblick zu erhalten. Meinen Weg zu ansehnlichen PlanetenCCD-Aufnahmen habe ich in [10] beschrieben. Als CCD-Marsmusterbeispiel kann zwar Abb. 5 nicht gelten, aber immerhin kann es evtl. die Überlegenheit der CCD-Technik andeuten. Unter den gegebenen Bedingungen wäre eine TPAufnahme nie und nimmer gelungen. Die äußeren Bedingungen waren sehr, sehr bescheiden. Mars war recht klein und selbst am Okular war nahezu kein Oberflächendetail zu erkennen: Das Seeingmeer hatte Sturm im Gepäck. Hoffentlich ist uns Petrus im Herbst 2003 wohler gesonnen. Die allgemeine Klimaentwicklung lässt aber leider nichts Gutes hoffen. Gelungene CCD-Marsaufnahmen der 1999er Opposition sind in [11] zu bewundern.
Aussichten Lese ich das bisher Geschriebene, drängt sich mir der im Angelsächsischen gebräuchliche Satz auf: ,,It´s all history...". Why? Seit Januar ist im WWW ein Saturnbild des bekannten französischen Planeten- und Mondfotografen Thierry Legault zu bewundern, welches für mich den endgültigen Durchbruch der Videotechnik in der Planetenabbildung bedeutet [12]. Hier kommen sogar Hartgesottene ins Staunen und das nicht zu knapp! Einfacher geht es nicht: Eine gute Webcam für 60 bis 80 Euro, einen PC mit USB-Port
und Georg Ditties grandioses GIOTTOProgramm [13] versprechen Aussichtsreiches: Ein farbechtes AVI mit 200 bis 500 Aufnahmen wird auf Festplatte gespeichert. Diese werden je nach Kamera mit 1/25 bis 1/50 s belichtet, also kurz genug, um Seeingeinflüsse einfrieren zu können. Dann kommt GIOTTO. Ohne zusätzliche Software zerlegt es dieses AVI in einzelne Bilder, sortiert diese je nach Schärfe aus und addiert die besten (je nach Benutzervorgabe 1 bis 100%) zu einem passgenauen Bild. Es stehen zahlreiche weitere Optionen zur Verfügung, das Ergebnis zu optimieren. Und das alles ist, kaum zu glauben aber wahr: Freeware!! (spendengeeignet). Einfacher geht es nicht, besser scheint es bei guten Bedingungen auch nicht mehr zu gehen. Die Videothematik soll jedoch in einem Extraartikel in diesem Journal beschrieben werden. Da ich selbst keine weiteren Erfahrungen zu diesem Thema habe, möchte ich hier nur kurz auf einen lesenswerten Erlebnisbericht verweisen [1]. Namibia lässt grüßen!
Und wir begrüßen Mars zur Jahrhundertopposition 2003: Direkt am Teleskopokular und vielleicht auch in guter Qualität als Konserve.
Literaturhinweise [1] Schulz, R., Csadek, H., 2001: Die Marsopposition 2001, Sterne und Weltraum 12/2001, 1082 [2] www.uni-essen.de/initiative/astro/filme [3] Nemec, G., 1967: Mondphotographie, Sterne und Weltraum 7/1967, 157 [4] Koch, B. (Hrsg.), 1994: Handbuch der Astrophotographie, Springer, 48 [5] Nemec, G., 1966: Mitt. der
Volkssternwarte Köln, Heft 1 [6] Nemec, G., 1966: Die
Compositvergrößerung und das Ringblendenverfahren bei der Planetenphotographie, Sterne und Weltraum 4/1966, 94 [7] Dobbins, Parker, Capen, 1988: Observing and Photographing the Solar System, William Bell, 170 [8] www.bizvis.demon.co.uk/ hfo/quadv4.htm, Okano: LRGB Composite Assembly: A simple procedure for Adobe Photoshop V.4, www.noao.edu/outreach/aop/glossary/ lrgb.html [9] Legault, T., 2000: Thoughts on High Resolution Imaging, Sky&Telescope 1/2000, 148 [10] Flach-Wilken, B., 2000: SIMSALABIM. Zauberstückchen für Jedermann, VdS-Journal Nr. 5 (2/2000), 42 [11] Hillebrecht, R., 1999: Marsopposition 1999: Wie war das Wetter? VdS-Journal Nr. 3 (Herbst 1999), 100 [12] perso.club-internet.fr/legault/saturn.html [13] www.videoastronomy.org, home.t-online.de/home/interarchivsoftware/astro.htm
Aufruf zur Marsjagd 2003
Runter vom Sofa! Ran an die Fernrohre und Kameras! Das ist das Motto unseres großen Marsfotowettbewerbs 2003. Eingeschickt werden können selbstgemachte Amateuraufnahmen oder Zeichnungen, aber bitte nur von der diesjährigen Opposition! Es wird in folgende Wettbewerbsklassen eingeteilt:
1. Farb-CCD 2. Schwarzweiß-CCD 3. Digitale Kameras 4. Webcams 5. Camcorder 6. Konventionelle Filmemulsionen 7. Zeichnungen
Alle Wettbewerbsklassen werden nochmals in drei Instrumentenkategorien eingeteilt:
1. bis 19 cm Öffnung 2. von 20 cm bis 29 cm Öffnung 3. 30 cm Öffnung und mehr
Es wird also 18 Sieger geben! Ankommen sollten bei uns entweder scannbare Abzüge auf Fotopapier oder digitale Dateien im TIF-Format mit für einen Druck ausreichender Auflösung auf CD oder Diskette. Datenträger und Papierbilder bitte unbedingt beschriften! Digitale Bildbearbeitung ist ausdrücklich erwünscht. Bitte schreiben Sie uns jedoch welches Programm Sie dazu benutzt haben, und nennen Sie uns die wichtigsten Bearbeitungsschwerpunkte (z. B. ,,Unscharfe Maske").
Kopieren Sie sich dazu bitte den abgedruckten Anmeldeschein, füllen Sie ihn bitte unbedingt vollständig aus und schicken Sie ihn zusammen mit Ihrem besten ,,Schuss" bis zum 31. Dezember 2003 an folgende Adresse: Vereinigung der Sternfreunde e.V. Geschäftsstelle Stichwort: Marsfotowettbewerb Am Tonwerk 6 D-64646 Heppenheim
Die Gewinner werden durch eine Jury ermittelt und erhalten jeweils interessante Preise. Also: Runter vom Sofa und ran an die Fernrohre und Kameras! Nur Mut und Weidmanns Heil!
Ihre VdS
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Planetensystem ,,... us... Erde... Mars... und dort in Opa Brenners Garten ist der große... der Jupiter!" ,,Hawwe se des geheert, Frau Schibbestiel? Der is bestimmt bei dem Loch im Zaun ereigemacht!!!"
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100 Ausgaben ,,Schweifstern"
von Andreas Kammerer
Im Februar 2003 erschien die 100. Ausgabe des Mitteilungsblattes der VdS-Fachgruppe Kometen. In Würdigung dieser stolzen Zahl präsentierte sich die Jubiläumsausgabe mit bunten Umschlagsseiten, die dankenswerterweise von der VdS finanziell unterstützt wurden.
Der Anfang Begonnen hatte das Ganze im Jahr 1984. Zur damaligen Zeit gab es bei Kometenbeobachtern nur ein Thema: Der berühmte Komet Halley würde in Kürze wieder sichtbar werden. In Amerika war die International Halley Watch (IHW) ins Leben gerufen worden und auch andere Amateurvereinigungen (in England, Frankreich, Niederlande) hatten mit der Organisation eines Halley-Programms begonnen. Und in Deutschland? Im Bereich Kometen herrschte Funkstille. Dies ließ insbesondere einen Sternfreund nicht ruhen: Jürgen Linder schwebte die Gründung einer VdS-Fachgruppe für Kometenbeobachter vor. Er nahm Kontakt mit Sternfreunden auf, die bekanntermaßen Kometen beobachteten und überzeugte mich, mitzumachen. Seine Begeisterung sprang nach einem einstündigen Gespräch im Heidelberger Bahnhofsrestaurant auch auf den damaligen VdSVorsitzenden Dr. Klaus Güssow über und so kam es, dass er seinen Segen zu dieser
Fachgruppe (mit Jürgen
als Leiter und mir als Stellvertreter) gab. Die Gründung wurde im ,,Circular Nr. 1" vom 21.10.1984 bekannt gegeben, das lediglich 2 Seiten umfasste und an ein Dutzend potentieller Interessenten versandt wurde. Am 31.1.1985 folgte die Nr. 2, welche bereits die Bezeichnung ,,Mitteilungsblatt der VdS-Fachgruppe Kometen" trug, die seitdem unverändert blieb. Die zweite Ausgabe umfasste 6 Seiten und behandelte insbesondere die Sichtbarkeit des Kometen GiacobiniZinner, der als Vorbereitungskomet zur Halley-Beobachtung auserkoren worden war.
Ein Schweifstern per Hand In der ersten Hälfte der Achtziger Jahre waren Personalcomputer noch sehr teuer, so dass die Erstellung der Mitteilungsblätter ausschließlich auf der Schreibmaschine erfolgte. Der Aufwand war beim Eingang einer größeren Zahl von Beob-
achtungen (wie z. B. während der Halley-Sicht-
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barkeit) enorm, insbesondere da diese sinnvollerweise chronologisch geordnet veröffentlicht werden sollten. Bei Redaktionsschluss bedeutete dies, alle eingegangenen Beobachtungsbögen gleichmäßig auf dem Boden zu verteilen und die Rangfolge jeder Beobachtung zu bestimmen. Natürlich kam es oft vor, dass man eine Beobachtung übersehen hatte, so dass das große Radieren und Neunummerieren erforderlich wurde. Doch schließlich war es geschafft und die einzelnen Beobachtungszeilen mussten ,,nur noch" korrekt abgetippt werden. Im Laufe der Zeit ging so manches Tipp-Ex-Band drauf, aber die Redaktionsarbeit trainierte auch in hervorragender Weise das Zehn-Finger-Schreiben. Die ersten Ausgaben enthielten fast nur Text bzw. Tabellen. Fotos erschienen erstmals in der Ausgabe Nr. 6 (Nov. 1985). Da die Fotokopiertechnik noch nicht so weit entwickelt war wie heutzutage sahen diese allerdings eher enttäuschend aus. Dies besserte sich erst ab der Nr. 17 (Juni 1988), als die Fotos für den Kopiervorgang mit einer Rasterfolie überlagert wurden.
Der Schweifstern digital Der erste Computereinsatz für die Erstellung des Mitteilungsblattes erfolgte mit der Nr. 7 (Dez. 1985). Jürgen Linder nutzte hierfür einen Commodore 64 mit Kassettenspeicher und einen einfachen 9Nadel-Drucker. Ich selbst legte mir im Sommer 1986 einen Atari zu, mit sagenhaften 1 MB Hauptspeicher, allerdings ohne Festplatte. Nach einigen Monaten intensiver Programmierarbeit wurden die Ergebnisse in der Nr. 13 (Mai 1987) erstmals präsentiert - in Form von Diagrammen der Helligkeit und des Komadurchmessers. Von dieser Ausgabe an wurde das Mitteilungsblatt ausschließlich auf dem Computer erstellt. Weitere Diagramme wurden nach und nach hinzugefügt (Okt. 1987: Bewegung der Kometen an der Himmelssphäre, Aug. 1988: Höhe-Azimut-Diagramm, Juli 1989:
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Lage der Bahnen im Raum). Der Ausdruck erfolgte zwischenzeitlich über einen 9Nadel-Drucker in ,,Letter Quality". Es dauerte noch bis zur Ausgabe Nr. 57 (Feb. 1995) bis die Umstellung auf Windows erfolgt war und der Schweifstern von da an in Laserqualität erstellt werden konnte.
Arbeitserleichterungen contra mehr Arbeit: Viel Arbeit nahm mir der Computer - via einiger Dienstprogramme - auch bei der chronologischen Sortierung der eingehenden Beobachtungen ab. Allerdings mussten diese noch ein paar Jahre lang über-
wiegend manuell erfasst werden - nur wenige Beobachter sandten ihre Daten auf Disketten ein. Dies änderte sich erst mit der Einrichtung der Astro-Mailbox. Mehr und mehr Beobachtungen gingen mir nun mittels eines international festgelegten Formats elektronisch zu. Heutzutage trifft der in den Achtziger Jahren konzipierte FG-Beobachtungsbogen fast überhaupt nicht mehr ein; praktisch alle FGKBeobachter senden ihre Beobachtungen -
seien sie visuell, fotografisch oder CCD - via Internet zu.
Nach Abschluss der redaktionellen Arbeit erforderte der Produktionsprozess einen ziemlichen Aufwand und teilweise starke Nerven: Die zeitlich nicht zu unterschätzende Montage der Fotos, das Aushandeln eines Fertigstellungstermins mit dem Copycenter (welches immer mal wieder gewechselt werden musste) und danach tagelanges Vorbeischauen und auf Fertigstellung
drängen, denn die FG-Mitglieder sollten ja möglichst aktuelle Ergebnisse zugesandt bekommen. Waren die kopierten Exemplare dann endlich zu Hause, ging nochmals ein Abend drauf für Abrechnung, Erstellung der Adressaufkleber, Frankierung und Eintüten der Mitteilungsblätter. Schon bald wurde klar, dass die redaktionelle und Produktionsarbeit viel zu aufwendig war um den zunächst angepeilten monatlichen Erscheinungsrhythmus auch nur annähernd durchhalten zu können. Und zudem gab es ja auch immer wieder Zeiten, in denen sich in Sachen Kometen nicht viel tat. So blieb es in den ersten Jahren bei einer unregelmäßigen Erscheinungsweise von im Mittel jährlich 5 Mitteilungsblättern.
Schweiflängen variieren Die Ausgabe Nr. 17 (Juni 1988) brachte erstmals eine Unterteilung in einen allgemeinen Teil (Editorial, FG-Interna, Leserbriefe), ein Kapitel über Kometenentdeckungen und visuelle Kometenbeobachtungen (meine Aufgabe) und ein fotografisches Kapitel (Jürgens Job). Langsam rückte die Nr. 25 heran und zur Feier dieses Jubiläums wurde im Sommer 1989 ein kleiner Wettbewerb veranstaltet, bei dem die mittlerweile 50 FG-Mitglieder einen Namen für das Mitteilungsblatt sowie ein Emblem wählen sollten. Insgesamt konnte unter 8 Emblemvorschlägen sowie 4 Namensvorschlägen gewählt werden. Der Vorschlag von Stefan Korth für das Emblem gewann deutlich, während der ,,Schweifstern" sich nur knapp gegen ,,Kometen-News" durchsetzen konnte. Emblem und Name - die seither unverändert blieben - zierten gemeinsam mit einer schönen Brorsen-MetcalfAufnahme das erste echte Titelblatt des ,,Schweifsterns". Von dieser Ausgabe an wurde die unregelmäßige Erscheinungsweise gegen eine zweimonatige ersetzt, die bis zur Nr. 81 (März 1999) durchgehalten werden konnte. Seitdem haben private und berufliche Belastungen eine Reduktion auf 5 Ausgaben pro Jahr erzwungen. Der Umfang einer Ausgabe variiert entsprechend dem aktuellen Geschehen auf dem Gebiet der Schweifsterne. In den letzten Jahren schwankte er zwischen 16 und 44 Seiten und lag im Mittel bei etwa 28 Seiten.
Macher entwickeln ... Wie sah es in Bezug auf personelle Veränderungen in den vergangenen fast zwei
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Jahrzehnten aus? Im Frühjahr 1992 übernahm ich die FG-Leitung, der Schweifstern wurde aber weiterhin ausschließlich von Jürgen und mir erstellt und produziert. Ab der Ausgabe 47 (Juni 1993) übernahm Matthias Achternbosch den CCD-Bereich, der bis dahin noch im Fototeil integriert war. Seitdem hat sich die generelle Einteilung des Schweifsterns nicht mehr verändert. Mit der Ausgabe 57 (Feb. 1995) verließ Jürgen Linder die SchweifsternRedaktion und Andreas Philipp übernahm den Foto-Teil. Er betreute diesen Bereich drei Jahre lang, bevor Sönke Folster folgte. Seit September 2000 (Ausgabe 88) hat Dieter Schubert diesen Bereich übernommen und ihn mit einigen Neuerungen und Erweiterungen aus seinem zeitweisen Dornröschenschlaf herausgeführt. Ein großer Fortschritt im Produktionsverfahren und damit der Qualität wurde auf dem Treffen der FG-Leiter im Januar 1997 eingeläutet, als mich Jürgen Lamprecht, einer der Herausgeber von interstellarum, auf die nur mäßige Qualität der Fotos ansprach. Rasch wurden wir einig, mit der ,,Hale-Bopp"-Ausgabe 70 (Apr. 1997) einen Versuch zu starten: die fertig
vorbereiteten Texte werden seitdem samt der Fotos nach Nürnberg geschickt, von Jürgen Lamprecht in ein Desktop Publishing System importiert, die Fotos gescannt und montiert und danach das Gesamtdokument elektronisch der Druckerei für die Vervielfältigung auf einem Laserkopierer übergeben. Die fertigen Exemplare werden an mich zurückgesandt und von mir versandt. Obwohl die Produktion damit komplexer geworden ist erfordert sie kaum mehr Zeit, hat aber zu einer deutlich höheren Qualität geführt. Und für mich bedeutet die Arbeit von Jürgen Lamprecht eine deutliche Entlastung im Produktionsprozess. Im Sommer 1996 kam Maik Meyer mit dem Vorschlag auf mich zu, eine Internetseite der FG Kometen aufzubauen und zu betreuen. Diesem Vorschlag stimmte ich begeistert zu, zeichnete sich das Potential dieses Mediums zu diesem Zeitpunkt doch schon deutlich ab, ohne dass ich eine Chance sah, in dieser Richtung stärker aktiv werden zu können. Seit März 1997 findet man nun Teile der aktuellen Schweifstern-Ausgabe (Auswertungen, Übersichtskarten, Sichtbarkeits-
diagramme) auf diesen Seiten. In Zukunft ist geplant, die Schweifstern-Ausgaben insgesamt ins Internet zu stellen, sowohl die aktuelle (mit einem Zeitversatz) als auch alle älteren Ausgaben. Eine vollkommene Ablösung der Papierausgabe ist aber nicht angedacht. Im April 2003 wird Maik Meyer die Leitung der FG Kometen übernehmen, denn nach über 18-jähriger Verantwortung wird es Zeit für neue Ideen. Dies insbesondere unter dem Gesichtspunkt, dass die Mitgliederzahl in den vergangenen Jahren von maximal 95 auf aktuell nur noch 70 zurückgegangen ist. Und davon leisten leider lediglich knapp zwei Dutzend Mitglieder einen aktiven Beitrag in Form von Beobachtungsergebnissen, Schweifstern-Beiträgen oder Übernahme spezieller FG-Aufgaben. Innerhalb der Schweifstern-Redaktion sind aber in absehbarer Zeit keine personellen Änderungen geplant und es steht zu wünschen, dass noch zahlreiche Ausgaben erscheinen werden. Wer Interesse an dieser Fachgruppenpublikation hat, kann ein Probeheft gegen Einsendung von 2,20 in Briefmarken beim Autor anfordern.
Dankesworte für die 100ste Ausgabe des ,,Schweifstern"
Gratulation und Dank für 100 Ausgaben des ,,Schweifstern", der Mitteilungsschrift der VdS-Fachgruppe Kometen!
Der Dank gilt den Herren Andreas
Kammerer und Jürgen Linder, die vor
knapp 20 Jahren die Initiative ergriffen
und frischen Wind in die Szene der dama-
ligen Kometenfachgruppe brachten.
Danken möchten wir aber auch all den
Autoren, Beobachtern und Machern des
Schweifsterns. Nach 100 Ausgaben von
SONNE, die im Mai letzten Jahres erschi-
en, zeigt auch dieses Jubiläum die Aktivi-
täten unserer VdS-Fachgruppen.
Ein Blick in die (VdS-)Geschichte ver-
deutlicht, dass die Gründung der VdS-
Fachgruppe ,,Kometen" bereits über drei
Jahrzehnte zurück liegt. Am 1. Januar
1972 erschien das erste Mittelungsblatt in
Zirkularform, verfasst von Thomas Kleine
aus Stade. Bereits Mitte Juli 1972 gehör-
ten der Fachgruppe 36 Beobachter in
Deutschland an. Die junge Fachgruppe
profitierte von der Entdeckung des als
Jahrhundertkometen
angepriesenen
Schweifsternes Kohoutek 1973f, der der Kometenbeobachtung national und international einen großen Schub verlieh. Der Initiative und dem rastlosen Engagement von Jürgen Linder und insbesondere Andreas Kammerer ist es zu verdanken, dass mit der Wiederaufnahme des Zirkulars am 21. Oktober 1984 und der Herausgabe des Mitteilungsblattes ab Januar 1985 eine für die Fachgruppe sehr wichtige Funktion erfüllt wurde. Nun konnten die Kometenbeobachter ihre Beobachtungen und Ergebnisse an eine Fachgruppe weiterleiten, die nach entsprechender Aufbereitung und Ausarbeitung die Resultate wieder allen Interessenten zur Verfügung stellte. Für diese Arbeit gebührt insbesondere Andreas Kammerer und alle mit ihm zusammen arbeitenden Sternfreunden der Dank einer großer Fangemeinde! Hinweisen möchten wir an dieser Stelle auf die auch international viel beachtete Homepage der VdS-Fachgruppe Kometen: www.fg-kometen.de. Hier erfahren die Kometenbeobachter in Ergänzung zum
Schweifstern die neuesten Neuigkeiten zu den aktuell sichtbaren Kometen. Die VdS-Mitglieder und insbesondere der Vorstand bedanken sich für die Arbeit und gratuliert den Aktiven zu ihrer großartigen Leistung. Für den neuen Referenten der Fachgruppe, Herrn Maik Meyer wünschen wir alles Gute, Glück und Erfolg.
Otto Guthier
VdS-Vorstand und Mitglied der FG Kometen
Werner E. Celnik
VdS-Vorstand und ebenfalls Mitglied der FG Kometen
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Auf den Spuren von Heinrich Kreutz - Amateure entdecken neue Kometengruppen
von Maik Meyer
Als Kometengruppe wird im allgemeinen eine Menge von mindestens drei Kometen bezeichnet, welche nahezu die gleichen Bahnelemente aufweisen. Die Existenz der bisher einzigen bekannten Kometengruppe wurde durch den deutschen Astronomen Heinrich Kreutz vor etwa 100 Jahren in einer dreiteiligen Arbeit nachgewiesen [1, 2, 3]. Die nach ihm benannte KreutzGruppe zeichnet sich insbesondere durch den geringen Perihelabstand (< ca. 0,01 AE) aus. Ihre hellen Mitglieder waren dabei spektakuläre Tageshimmelkometen mit extrem langen Schweifen.
Die Kreutz-Gruppe und SOHO Bis zum Beginn des 20. Jahrhunderts waren weniger als eine Handvoll sichere Mitglieder dieser Gruppe bekannt. Im 20. Jahrhundert konnten dann weitere Kometen dieser Gruppe beobachtet werden - am bekanntesten dabei sicherlich C/1965 S1 (Ikeya-Seki) [4, 5]. Zusätzlich wurden durch die Sonnenbeobachtungssonden SOLWIND, SMM und SOHO - die letztere ist immer noch aktiv - eine Vielzahl schwacher Mitglieder aufgefunden. Am erfolgreichsten hierbei ist die SOHOSonde, die seit 1996 mittlerweile über 450 Kreutz-Kometen entdecken konnte. Die Mehrzahl der Entdeckungen dieser schwachen, meist unspektakulären und bis auf zwei Ausnahmen nur durch die Sonde beobachteten Kometen geschieht durch Amateurastronomen, welche die Aufnahmen der Koronographen der Sonde durchsuchen. Dabei konnten sich auch deutsche Amateure in die Entdeckungslisten eintragen. Fast 150 Exemplare konnten Rainer Kracht (81 Kometen), Sebastian Hönig (32), Hartwig Lüthen (1) und Maik Meyer (30) bisher entdecken - das sind damit ca. 25% der Gesamtzahl der durch SOHO auf-
gefundenen Objekte (Stand 31.12.2002). Die Entdeckungsrate der Sonde liegt derzeit bei etwa 80 Kometen pro Jahr! Ein besonders interessantes Resultat der SOHO-Mission ist die Entdeckung einer großen Zahl ,,sporadischer" Kometen, d. h. nicht der Kreutz-Gruppe zugehöriger Objekte. Die Entdeckung dieser Kometen war nicht unbedingt überraschend, hatten doch theoretische Arbeiten die Existenz sonnennaher oder so genannter sonnenstreifender Kometen vorhergesagt [6]. Leider wird die Bahnbestimmung der SOHO-Kometen durch die geringe Auflösung der Detektoren und die kurzen Beobachtungszeiträume erschwert. In vielen Fällen konnten die Kometen nur wenige Stunden beobachtet werden. Während die Bahnen der Kreutz-Kometen unter Annahme der Gruppenzugehörigkeit und damit mit gewissen Restriktionen bestimmt werden, sind für die anderen Kometen keine solche Annahmen möglich. Trotzdem wurde anhand der ermittelten unsicheren Bahnen und der zeitlichen Verteilung erkannt, dass manche Kometen zusammen gehören. Zum Ende des Jahres 2000 waren mittlerweile einige solcher Paare bekannt.
Eine erste Entdeckung Als im Januar 2002 die Bahnelemente des Kometen C/2001 X8 (SOHO) veröffentlicht wurden, konnte der Autor feststellen, dass diese denen des Kometen C/1997 L2 (SOHO) entsprachen. In einer folgenden groben Analyse aller sporadischen SOHOKometen konnte das Objekt C/2001 E1 (SOHO) ermittelt werden, welches ebenfalls übereinstimmende Bahnelemente aufwies; allerdings mit Ausnahme der Bahnneigung, die jedoch genau die retrograde Lösung der anderen beiden
Gruppe q [AE] w [ Grad ] W [ Grad ] i [ Grad ]
L [ Grad ]
B [ Grad ]
N
Kreutz 0,0059 79,18 359,62 143,54 282,65 34,87
475
Meyer 0,0361 57,32 72,58 72,40 97,80
53,34
34
Marsden 0,0489 23,24 81,69 26,40 102,74 10,07
14
Kracht 0,0483 53,49 48,47 13,57 101,20 10,78
14
Tab. 1: Gewichtete Mittelwerte der Bahnelemente und der Perihelrichtungen (L und B) sowie Anzahl der Mitglieder (N) aller bekannten Kometengruppen (Stand 31.10.2002)
Kometen war. Der Autor konnte durch neue Bahnrechnungen zeigen, dass der dritte Komet durch eine direkte Lösung, d. h. die der ersten beiden Kometen, ebenso repräsentiert werden konnte, ohne das größere Residuen der Positionen auftreten. Dieser Ansicht schloss sich das Minor Planet Center (MPC) an und die Bahn von C/2001 E1 wurde revidiert. Somit existierte neben der Kreutz-Gruppe eine weitere, wenn auch unsichere, Gruppe von Kometen. Unter Berücksichtigung des Umstandes, dass auch die Bahnelemente der anderen sporadischen Kometen mehr als unsicher, ja sogar falsch sein können, führte der Autor nun eine intensivere Untersuchung der anderen sporadischen SOHO-Kometen durch und versuchte neue Bahnen zu berechnen. Dies erwies sich erstaunlicherweise als erfolgreich, da weitere drei Kometen tatsächlich durch die Bahnelemente des ersten Trios beschrieben werden konnten. Nach über 100 Jahren war die zweite Kometengruppe neben der Kreutz-Gruppe nachgewiesen! Im IAUC 7832 [7] (Abb. 1) wurde die durch das Central Bureau for Astronomical Telegrams ,,Meyer-Gruppe" genannte Verbindung offiziell bekannt gegeben. Doch damit nicht genug: Im gleichen IAUC wurde bekannt gegeben, dass es Brian G. Marsden vom MPC auf die gleiche Weise möglich war, eine weitere Gruppe nachzuweisen, die aus vier Mitgliedern bestand.
Weitere Mitglieder Mit dem Wissen der Bahnelemente der Meyer- und der Marsden-Gruppe begann eine verstärkte Suche nach weiteren Mitgliedern in den SOHO-Archivdaten, die bisher hauptsächlich nach KreutzKometen abgesucht worden waren. Insbesondere der deutsche Amateur Rainer Kracht war und ist hier extrem erfolgreich. Unter den weiteren gefunden Kometen konnte R. Kracht durch eigene Bahnrechnungen eine weitere Gruppe nachweisen, die mit der Marsden-Gruppe in Zusammenhang zu stehen scheint. Diese KrachtGruppe war mit ursprünglich nur vier Mitgliedern als sehr unsicher angesehen worden. Im Juli 2002 fand Rainer Kracht dann weitere Mitglieder und so war es
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Abb. 1: IAUC 7832 mit der offiziellen Bekanntgabe der Meyer- und Marsden-Gruppe (Mit freundlicher Genehmigung von D. W. E. Green, Central Bureau for Astronomical Telegrams, Cambridge, MA, USA)
Brian Marsden möglich, zur internationalen Tagung ,,Asteroids, Comets, Meteors - ACM" in Berlin alle drei Gruppen der Fachwelt vorstellen zu können. Interessanterweise war im August 2002 der 500. SOHO-Jubiläumskomet ein Mitglied der Meyer-Gruppe, nachdem schon der 100. SOHO-Komet (im Februar 2000) ein Mitglied der Marsden-Gruppe war. Zum Zeitpunkt der Verfassung dieses Aufsatzes sind 34 Kometen der MeyerGruppe, 14 Kometen der Marsden-Gruppe und 14 Kometen der Kracht-Gruppe offiziell bekannt. Da die Anzahl der Mitglieder jedoch kontinuierlich steigt, verweise ich für den aktuellsten Stand auf die zwei am Ende angegebenen InternetAdressen. Die mittleren Bahnelemente aller sicher bekannten Gruppen sind in Tabelle 1 aufgeführt.
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Ausblick Noch sind keine weiter gehenden Informationen über Entstehung, Herkunft und Eigenschaften der neuen Gruppen bekannt, was mit den unsicheren Bahnelementen und der nicht quantifizierbaren Exzentrizität zu begründen ist. Annahmen könnten eventuell aufgrund ihres Erscheinungsbildes gemacht werden, welches deutlich von dem der Kreutz-Kometen abweicht. So sind alle nicht-Kreutz-Kometen scheinbar inaktiv, schwach und sternförmig, während die Kreutz-Kometen deutlich kometare Eigenschaften zeigen (Staubschweif, Diffusität) [8, 9]. Vorgängererscheinungen in geschichtlicher Zeit sind unwahrscheinlich, da die Bahnen die Südhemisphäre bevorteilen. Interessant in diesem Zusammenhang sind jedoch die Kometen der Marsden-Gruppe, die der
Erde bis auf weniger als 0,02 AE nahe kommen können; auch die Kometen der Kracht-Gruppe können sich der Erde bis auf etwa 0,1 AE nähern [10]. Jedoch konnten alle diese Kometen bisher nicht durch erdgebundene Suchprogramme beobachtet werden. Die Marsden-Gruppe könnte auch der Auslöser des Tages-Meteor-Stroms der Arietiden sein und ausgehend von der Länge und der Breite der Perihelrichtung ist sogar ein Zusammenhang mit dem Kometen 96P/Machholz und dem Meteorstrom der Quadrantiden möglich [11]. Da die SOHO-Mission auch in Zukunft weiter geführt wird und ebenso weitere Missionen mit besserer räumlicher und zeitlicher Auflösung geplant sind, ist zu erwarten, dass die Anzahl der Gruppenmitglieder weiter steigen wird. Ebenso ist es nicht unwahrscheinlich, dass weitere Gruppen identifiziert werden können.
Schlussbemerkung Die Kometengruppen scheinen eine Vorliebe deutscher (Amateur)Astronomen zu sein. Von den jetzt vier offiziell anerkannten Gruppen tragen drei die Namen deutscher Entdecker. Noch eindrucksvoller ist der Umstand, dass zwei der Gruppen durch Amateure identifiziert wurden, was zeigt, dass mit etwas Ausdauer und Glück auch auf dem Gebiet der theoretischen Astronomie noch Entdeckungen für Amateure realisierbar sind. Dies wurde aber auch nur dadurch möglich, da in diesem Falle die Berufsastronomen eine liberale Datenverfügbarkeit betreiben; zum einen mit den Daten der SOHO-Mission und zum anderen mit den Astrometrie-Daten durch das MPC.
Hinweis Der aktuellste Stand zu den neuen Kometengruppen kann auf meiner Sonderseite unter www.comethunter.de/groups.html abgerufen werden. Auch Rainer Kracht hat umfangreiche Seiten zu seiner Kometensuche und den Gruppen unter home.t-online. de/home/R.Kracht/archival.htm verfügbar.
Literaturhinweise
[1] Kreutz, H.C.F., 1888: Publ. Sternwarte Kiel, No. 3
[2] Kreutz, H.C.F., 1891: Publ. Sternwarte Kiel, No. 6
[3] Kreutz, H.C.F., 1901: Ergänzungshefte Astronomische Nachrichten 1, 1
[4] Marsden, B.G., 1967: The Astronomical Journal 72, No. 9, 1170
K O M E T E N 81
[5] Marsden, B.G., 1989: The Astronomical Journal 98, No. 6, 2306
[6] Bailey, M.E., Chambers, J.E., Hahn, G.,1992: Astron. Astrophys. 257, 315
[7] Green, D. W. E., 2002: International Astronomical Union Circular 7832
[8] Sekanina, Z., 2002: The Astrophys. J. 566, 577
[9] Sekanina, Z., 2002: The Astrophys. J. 576, 1085
[10] Meyer, M., 2002: New groups of near-sun comets. Eingereicht beim International
Comet Quarterly (ICQ), Pre-Print über den Autor [11] Marsden, B. G., 2002: Minor Planet Electronic Circulars 2002-C28, 2002E18, 2002-E25, 2002-F03, 2002-F43, 2002-O35.
Komet C/2002 O4 (Hönig)
Im VdS-Schnellzirkular Nr. 5 vom 10.8. 2002 und in der Ausgabe Nr. 9 auf Seite 1 unseres VdS-Journals berichteten wir über die Entdeckung eines Kometen durch den deutschen Amateur Sebastian Hönig am 22.7.2002. Seither haben zahlreiche Amateure den Kometen visuell und fotografisch verfolgt. U. a. wurde ausführlich im ,,Schweifstern", dem Mitteilungsblatt unserer Fachgruppe Kometen, über den Kometen berichtet [1, 2]. Eine Auswahl der wichtigsten Beobachtungen ist in Tabelle 1 zu finden. Von Anfang August bis zum 10. September 2002 konnte visuell ein kurzer Schweif beobachtet werden. Der Rückgang der Aktivität des Kometen nach Mitte August, trotz weiterer Annäherung an die Sonne, deutete auf eine Katastrophe hin: Kurz nach dem 20.9.2002 konnten bei einer scheinbaren Helligkeit von 9 mag Auflösungserscheinungen beobachtet werden. Die Koma wurde immer diffuser und die zentrale Kondensation verschwand zusehends. Nach dem 10. Oktober konnte der Komet dann nicht mehr aufgefunden werden. Hier hat die Redaktion nun als Rückschau auf diesen interessanten, wenn auch nicht spektakulär sichtbaren Kometen eine Reihe von fotografischen Beobachtungen zusammengestellt. Viel Spaß beim Betrachten und Lesen.
Werner E. Celnik
Entdeckung am bei einer Helligkeit von maximale Helligkeit maximaler Komadurchmesser
maximale Schweiflänge geringste Erddistanz Ende des Aktivitätsanstiegs Periheldurchgang letzte Beobachtung am bei einer Helligkeit von
Tab. 1 (oben): Die wichtigsten Beobachtungsergebnisse zu Komet Hönig
Abb. 1 (rechts): Verlauf der scheinbaren Helligkeit des Kometen Hönig (aus: Schweifstern Nr. 99)
Literaturhinweise [1] Kammerer, A., 2002: Komet C/2002 O4
(Hönig), Schweifstern 98, 9 [2] Kammerer, A., 2002: Komet C/2002 O4
(Hönig), Schweifstern 99, 5
22.7.2002 ca. 12 mag 7,4 mag am 22.8.2002 10 Bogenminuten (ca. 300.000 km) am 20.8.2002 24 Bogenminuten (ca. 700.000 km) 0,65 AE (ca. 97 Mio. km) am 10.8.2002 Mitte August 2002 (vgl. Abb. 1) 2.10.2002 10.10.2002 13,3 mag
VdS-Journal Nr. 11
82 K O M E T E N
Abb. 2: C/2002 O4 (Hönig) nördlich der Galaxie NGC 7640 am 27.7.2002 um 20:40 UT, Michael Jäger belichtete mit seiner Schmidt-Kamera 200/300mm (f/1,5) 8 Min. auf Technical Pan SW-Film (Norden oben).
Abb. 3: C/2002 O4 (Hönig) am 28.7.2002 um 21:36 UT, Otto Guthier belichtete mit seiner Schmidt-Kamera 1:2,3/495mm 8 Min. auf TP6415 SW-Film (Norden oben).
Abb. 4: C/2002 O4 (Hönig) am 31.7.2002 um 21:40 UT, Michael Jäger belichtete mit seiner Schmidt-Kamera 200/300mm (f/1,5) 8 Min. auf Technical Pan SW-Film.
VdS-Journal Nr. 11
Abb. 5: C/2002 O4 (Hönig) am 2.8.2002 von 21:29 - 22:40 UT, Jörg Kopplin belichtete mit einem 8-Zoll-Schmidt-CassegrainTeleskop bei f/3,5 und einer StarlightXpress MX7C CCDKamera 43 Einzelbilder zu je 60 Sek. und fügte sie zu diesem Komposit zusammen.
K O M E T E N 83
Abb. 6: C/2002 O4 (Hönig) nördlich des Gasnebels NGC 7380 am 5.8.2002 um 21:31 UT, Michael Jäger und Gerald Rhemann belichteten zwei Aufnahmen mit Schmidt-Kameras 250/450mm (f/1,8) und 255/455mm (f/1,7) 8 bzw. 9 Min. auf Ektachrome 100 Farbfilm und fertigten ein Komposit an (Norden oben).
Abb. 7: C/2002 O4 (Hönig) am 12.8.2002 von 20:47 - 21:42 UT, Konrad Horn belichtete mit einer Audine CCD-Kamera 50 x 60 Sek. an einem Refraktor 100/500 mm.
Abb. 8: C/2002 O4 (Hönig) am 14.8.2002 um 21:55 UT, Otto Guthier belichtete mit einer Schmidt-Kamera 1:2,3/495mm 10 Min. auf TP6415 SW-Film (Norden oben).
Abb. 9: C/2002 O4 (Hönig) am 15.8.2002 um 1:38 UT, Stefan Beck belichtete mit einer Schmidt-Kamera 140/225mm (f/1,8) 4 Min. auf TP2415 SW-Film.
VdS-Journal Nr. 11
Abb. 10: C/2002 O4 (Hönig) am 15.8.2002 von 20:52 - 21:59 UT, Jörg Kopplin belichtete mit einem 8-Zoll-Schmidt-Cassegrain-Teleskop bei f/3,5 und einer StarlightXpress MX7C CCD-Kamera 54 Einzelbilder zu je 60 Sek. und fügte sie zu diesem Komposit zusammen.
Abb. 11: C/2002 O4 (Hönig) am 16.8.2002 um 23:35 UT, Werner E. Celnik belichtete mit einem Teleobjektiv 1:4/300 mm (f/5,6) 60 Min. auf Fujichrome ISO 100 Mittelformat-Farbdiafilm.
VdS-Journal Nr. 11
Abb. 12: C/2002 O4 (Hönig) am 17.8.2002 um 23:23 UT, Otto Guthier belichtete mit einer Schmidt-Kamera 1:2,3/495mm 9 Min. auf TP6415 SW-Film (Norden oben).
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Abb. 13: C/2002 O4 (Hönig) am 18.8.2002 um 0:08 UT, Gerald Rhemann belichtete mit einer Schmidt-Kamera 255/455mm (f/1,7) 8 Min. auf Ektachrome 100S Farbfilm.
Abb. 14: C/2002 O4 (Hönig) am 21.8.2002 um 0:39 UT, Michael Jäger belichtete mit seiner Schmidt-Kamera 200/300mm (f/1,5) 2 Aufnahmen mit 6 und 7 Min. auf Technical Pan SW-Film und fügte sie zu einem Komposit zusammen.
Abb. 15: C/2002 O4 (Hönig) am 31.8.2002 um 19:45 UT, Michael Jäger belichtete mit seiner Schmidt-Kamera 250/450mm (f/1,8) 2 Aufnahmen mit je 8 Min. auf Technical Pan SWFilm und fügte sie zu einem Komposit zusammen.
Abb. 16: C/2002 O4 (Hönig) am 1.9.2002 von 20:53 - 22:19 UT, Jörg Kopplin belichtete mit einem 8-Zoll-Schmidt-Cassegrain-Teleskop bei f/3,5 und einer StarlightXpress MX7C CCD-Kamera 60 Einzelbilder zu je 60 Sek. und fügte sie zu diesem Komposit zusammen.
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86 K O M E T E N
Abb. 17: C/2002 O4 (Hönig) am 1.9.2002 um 21:12 UT, Norbert Mrozek belichtete mit einer Schmidt-Kamera 170/300mm (f/1,8) 2 Aufnahmen mit je 6 Min. auf Ektachrome100S Farbfilm und fügte sie zu einem Komposit zusammen.
Abb. 18: C/2002 O4 (Hönig) am 2.9.2002 um 19:49 UT, David Bender belichtete mit einer Schmidt-Kamera 200/350mm (f/1,7) 12 Min. auf Technical Pan SW-Film.
Abb. 19: C/2002 O4 (Hönig) am 3.9.2002 um 20:02 UT, Norbert Mrozek belichtete mit einer Schmidt-Kamera 170/300mm (f/1,8) 2 Aufnahmen mit 15 und 20 Min. auf Ektagrafik Film und fügte sie zu einem Komposit zusammen.
VdS-Journal Nr. 11
Abb. 20: C/2002 O4 (Hönig) am 8.9.2002 von 19:41 - 20:46 UT, Jörg Kopplin belichtete mit einem 8-Zoll-Schmidt-CassegrainTeleskop bei f/3,5 und einer StarlightXpress MX7C CCDKamera 55 Einzelbilder zu je 60 Sek. und fügte sie zu diesem Komposit zusammen.
Abb. 21: C/2002 O4 (Hönig) am 12.9.2002 um 21:54 UT, Werner E. Celnik belichtete mit einem Schmidt-Cassegrain-Teleskop 220/1880mm bei starken Wind 90 Min. auf Ektachrome 200 Farbdiafilm.
Abb. 23: C/2002 O4 (Hönig) am 30.9.2002 um 19:04 UT, Michael Jäger belichtete mit seiner Schmidt-Kamera 250/450mm (f/1,8) 2 Aufnahmen mit 8 und 7 Min. auf Technical Pan SWFilm und fügte sie zu einem Komposit zusammen.
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Abb. 22: C/2002 O4 (Hönig) am 17.9.2002 von 18:51 - 19:30 UT, Konrad Horn belichtete mit einer Audine CCDKamera 30 x 60 Sek. an einem Refraktor 100/500 mm.
Abb. 24: C/2002 O4 (Hönig) am 1.10.2002 von 18:42 19:05 UT, Jörg Kopplin belichtete mit einem 8-Zoll-SchmidtCassegrain-Teleskop bei f/3,5 und einer StarlightXpress MX7C CCD-Kamera 22 Einzelbilder zu je 60 Sek. und fügte sie zu diesem Komposit zusammen.
Abb. 25: C/2002 O4 (Hönig) am 7.10.2002 um 20:08 UT, Konrad Horn belichtete mit einer Audine CCDKamera 10 x 60 Sek. an einem Refraktor 100/500mm.
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Die erste Kleinplanetenentdeckung am TSO
von Axel Martin
Die Vorgeschichte
Objekt geschwenkt wäre, können
Seit inzwischen fast sechs Jahren
solche Bilder mit der von uns
widmen wir uns am Turtle Star
verwendeten Auswertesoftware
Observatory nun der Astrometrie
,,Astrometrica for Windows"
von Kleinplaneten. Aufgrund
trotzdem erfolgreich ausgewertet
unserer, verglichen mit anderen
werden. Das neue Astrometrica
Kleinplanetenbeobachtern, rela-
besitzt die Funktion ,,Stack
tiv kleinen Teleskope, sowie der
Images", die beliebig viele
astronomisch gesehen mehr als
Aufnahmen anhand der aus den
ungünstigen Lage inmitten des
bisher vorliegenden Bahndaten
lichtverschmutzten Ruhrgebiets,
berechneten Eigenbewegung
sind wir hierbei jedoch leider
eines Objektes versetzt überla-
sehr eingeschränkt. Bei den mei-
gern kann. Durch die Addition
sten von uns beobachteten
von vier Bildern kann das S/N
Kleinplaneten bedeutet das, dass
von 2002 PV43 auf diese Weise
wir nur ca. 5 Minuten lang
so gesteigert werden, dass er
belichten können. Trotz der ver-
schließlich doch vermessbar
hältnismäßig empfindlichen
wird.
,,E"-Chips unserer CCD-
Kameras erreichen wir auf diese
Doch was ist das?
Weise unter normalen Wetter-
Beim Blinken von dreien der auf-
bedingungen eine Grenzgröße
addierten Bilder fällt mir ein wei-
von 17,5 mag mit unserem 8"-
terer schwacher Lichtpunkt auf,
SCT bzw. 18,0 mag mit unserem
der sich erstaunlicherweise
10"-SCT. Betrachtet man mit
genau auf Parallelkurs zu 2002
diesem Vorwissen die Hellig-
PV43 bewegt. Er ist sogar noch
keiten der von Amateuren ent-
etwas schwächer als 2002 PV43,
deckten Kleinplaneten, stellt Abb. 1:
so dass sechs Einzelbilder über-
man schnell fest, dass sich diese Im Vordergrund das 10"-SCT und im Hintergrund das 8"- lagert werden müssen, um auch
in den letzten Jahren immer wei- SCT des Turtle Star Observatory
seine Position zu bestimmen.
ter zum Lichtschwächeren hin
Steht an dieser Stelle wirklich
verschoben haben. War es vor
ein weiterer Kleinplanet? Wenn
fünf Jahren noch möglich einen abend: Mit dem Programm EasySky suche ja, ist er laut Karte jedenfalls schwächer
Kleinplaneten bei einer Helligkeit von 16 ich mir anhand der vom Minor Planet als 17,5 mag. Das zumindest deckt sich
mag bis 17 mag zu entdecken, so sind es Center heraus gegebenen Bahndaten ver- mit meiner Messung. Nach dieser beträgt
heute meist über 18 mag. Der Grund hier- schiedene Kleinplaneten aus, deren seine Helligkeit nämlich nur ca. 18 mag.
für sind die automatischen Surveys wie Helligkeit über 17,5 mag liegt und deren Schnell in EasySky die Grenzgröße der
LINEAR, LONEOS, NEAR, NEAT oder letzte Beobachtung bereits mehrere Tage angezeigten Kleinplaneten auf 20 mag
Spacewatch, die jeden Monat fast den zurückliegt. Eins dieser Objekte ist 2002 erhöhen. Nein, an der Stelle steht nichts!
kompletten Himmel bis herunter zur etwa PV43, ein Hauptgürtelasteroid, der mit Grenzgröße auf 25 mag: Da steht wirklich
20. bzw. inzwischen teilweise auch bis zur einer berechneten Helligkeit von 16,3 mag nichts! Jetzt steigt meine Anspannung ins
23. Größenklasse nach bewegten Objekten eigentlich ein leichtes Objekt für unser Unerträgliche ...!
absuchen.
C-8 sein sollte.
Letzte Sicherheit gibt jetzt nur noch die
Da heute also für Neuentdeckungen ein Mit einer Aufsuchkarte bewaffnet geht es Webseite des Minor Planet Centers: Was
entsprechend großes Teleskop und/oder ans Teleskop. Wie bei uns üblich fertige sagt der Minor Planet Checker des Minor
ein sehr dunkler Himmel benötigt wird, ich dort eine Serienbelichtung von 12 Planet Centers (MPC) dazu? Sollte sich an
hatten wir am TSO uns inzwischen damit Aufnahmen zu 300 Sekunden an. Bereits der beobachteten Stelle wirklich ein
abgefunden, dass es wohl nie zu einer ein erstes Blinken am CCD-Steuerrechner bekannter Kleinplanet befinden, würde er
eigenen Entdeckung kommen würde. in der Sternwarte ergibt, dass 2002 PV43 beim automatischen Vergleich der gemes-
Doch wie bei James Bond heißt es zwar in der Nähe der berechneten Position senen Positionen mit der offiziellen Bahn-
bekanntlich auch in der Astronomie: ,,Sag steht, jedoch deutlich lichtschwächer als datenbank gefunden werden. Also: im
niemals Nie!"
erwartet ist. Für die Positionsbestimmung Internet die Webseite des MPC aufrufen,
würde das S/N (Signal-/Rauschverhältnis) dann die eigenen Daten in das Web-
Die erste Nacht
eines Einzelbildes daher kaum ausreichen. formular einbinden und ... warten!
Die Entdeckungsgeschichte ,,unseres" Während ich mit diesem Wissen vor einem Lange Sekunden verstreichen. Endlich:
Kleinplaneten 2002 TJ69 beginnt eigent- Jahr noch 2002 PV43 als ,,nicht vermess- Die Antwort! 2002 PV43 ist wirklich der
lich wie ein ganz normaler Beobachtungs- bar" abgehakt hätte und zum nächsten einzige bekannte Kleinplanet bis herunter
VdS-Journal Nr. 11
K L E I N P L A N E T E N 89
Abb. 2: Entdeckungsaufnahme von 2002 TJ69
zur 25. Größenklasse, der im Umkreis von 15 Bogenminuten um die bestimmte Position des unbekannten Objektes steht. Seine berechnete Position deckt sich zudem mit einer Genauigkeit von weniger als 0,1' mit der von mir für ihn gemessenen Position. Das zweite bewegte Objekt ist also wirklich ein neuer Kleinplanet. Schnell maile ich alle Positionen unter der provisorischen Bezeichnung ,,TSO0001" an das MPC!
Also wieder raus ans Teleskop! Inzwischen steht der neue Kleinplanet westlich des Meridians. Er wird damit nicht mehr von den Bäumen auf dem Nachbargrundstück verdeckt, so dass ich Aufnahmen mit unserem 10"-SCT machen kann. Da die Eigenbewegung des Neuen nicht sehr groß ist, mache ich direkt 450 Sekunden lange Belichtungen. Aufgrund seiner geringen Helligkeit müssen trotz der größeren Öffnung immer noch vier Bilder aufaddiert werden, um ein ausreichendes S/N zu erhalten. Gegen 2:00 Uhr maile ich weitere drei Positionen des Neuen zum MPC. Jetzt heißt es, den Neuen in der nächsten Nacht wiederzufinden.
Die zweite Nacht Wie nicht anders zu erwarten vergeht der folgende Tag quälend langsam. Ständig kreisen meine Gedanken um nur eine Sache: Finde ich den neuen Kleinplaneten heute nacht wieder? Meine Freunde, Karolin Kleemann-Böker, Andreas Böker und Michael Tator vom TSO habe ich bereits am Morgen telefonisch benachrichtigt. Wie verabredet treffen wir uns abends, um weitere Bilder zu machen. Genau wie am Vorabend beginnen wir gegen 21:00 Uhr mit ersten Aufnahmen durch das C-8. Diesmal wird direkt 450 Sekunden lang belichtet. Als die ersten 10 Bilder vorliegen geht es an die Aus-
wertung. Wieder ist auf den Einzelbildern nur 2002 PV43 zu sehen. In der Hoffnung, dass sich die Bewegungsrichtung des Neuen gegenüber dem letzten Abend nicht allzu sehr verändert hat, überlagern wir wieder mehrere Bilder mit 2002 PV43 als Bezugspunkt. Glück gehabt! Auch dieses Mal wird wieder der Neue als zweites bewegtes Objekt sichtbar. Da das S/N nicht gerade berauschend ist, warten wir noch weitere Aufnahmen ab, die wir zu jeweils acht Bildern aufaddieren. Zwei so bestimmte neue Positionen mailen wir gegen 23:30 Uhr an das MPC. Inzwischen laufen draußen in der Sternwarte auch bereits wieder die ersten Aufnahmen am 10-Zöller. Wie in der letzten Nacht wird jeweils 450 Sekunden lang belichtet. Gegen 1:45 Uhr schicke ich zwei aus jeweils sechs aufaddierten Aufnahmen gewonnene Positionen zum MPC.
Die Bestätigung
Als ich am nächsten Morgen in meinem
Büro in die Mailbox schaue, fällt mir
natürlich als erstes eine Nachricht von Tim
Spahr vom Minor Planet Center auf. Als
ich sie jedoch anklicke ist sie ... leer.
Was ist jetzt los? Klar, hier ist mit
Sicherheit ein Fehler passiert. Habe ich die
Entdeckerrechte oder hat er meinen
,,Neuen" lediglich mit einem anderen,
bereits bekannten Objekt gelinkt? Ich
maile ihm zurück, dass er mir bitte noch
einmal schreiben soll.
Quälend langsam vergehen die Stunden.
Endlich, um 12:18 Uhr kommt die erlö-
sende Mail: ,,it was a
designation only...
your object is new.
Your new object is
2002 TJ69... I had
tried to send the desi-
gnation earlier and
blew it...". Dann, um
12:41 Uhr, ist es amt-
lich: Mit der schlich-
ten
Nachricht
,,TSO0001 K02T69J"
bekommt das Turtle
Star Observatory die
Entdeckerrechte
zugesprochen.
Aber gleichzeitig stellt sich bei uns allen auch die Frage: Sind wir mit unserem kleinen Teleskop überhaupt in der Lage einen so schwachen Kleinplaneten weiterzuverfolgen? Wie gut, dass es die deutschsprachige Kleinplaneten-Mailingliste gibt! Bereits kurz nachdem ich die freudige Nachricht samt allen unseren bis jetzt gemessenen Positionen gepostet habe, kommen die ersten Reaktionen. Neben vielen Glückwünschen erhalte ich u. a. auch zwei Mitteilungen mit ersten provisorischen Bahndaten. Andreas Doppler von der ArchenholdSternwarte in Berlin hat bereits das Positionsarchiv des MPC durchsucht und sage und schreibe 20 Positionen gefunden, die zusammen mit unseren neun Positionen auf ein und derselben Bahn liegen. Bei allen diesen Positionen handelt es sich jedoch nur um Beobachtungen an jeweils einem einzelnen Abend, also so genannte ,,One-Night Stands". Glück gehabt! Die zweite Nachricht kommt von Reiner M. Stoss von der Sternwarte Heppenheim. Er hat bereits überprüft, ob 2002 TJ69 vielleicht auf irgend einer Aufnahme eines Plattenarchivs, wie z. B. dem DSS ist. Er hatte dabei aber keinen Erfolg. Unser Kleinplanet hat eine so exzentrische Bahn, dass er während der meisten Oppositionen nur eine Maximalhelligkeit unter 20 mag erreicht. So tief herunter kamen und kommen die meisten Surveys und Plattenarchive gar nicht. Dass wir ihn überhaupt gefunden haben, liegt daran, dass er sich
Reaktionen Meine Mittagspause nutze ich natürlich zunächst einmal, um die Anderen vom TSO zu informieren. Die Freude ist groß.
Abb. 3: Bahn von 2002 TJ69 im Sonnensystem
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90 K L E I N P L A N E T E N
zur Zeit in einer sogenannten Perihelopposition befindet. Na Klasse: Eine schnelle Bahnsicherung durch Archivpositionen ist also nicht möglich, so dass wir wohl voll und ganz auf kommende
Oppositionen angewiesen sind. Aber inzwischen konnte der Bahnbogen u. a. auch mit Hilfe der Sternwarte Drebach auf 57 Tage verlängert werden Hoffentlich wird der Bahnbogen in der nächsten Zeit
noch anwachsen, so dass man 2002 TJ69 auch bei der nächsten Opposition wiederfindet. Ein schwacher Trost bleibt allerdings: 2002 TJ69 ist eine echte Neuentdeckung!
Winkelgeschwindigkeiten von Kleinplaneten entlang der Ekliptik
von Christian Sturm
Durch die Beschäftigung mit der Beobachtung von Kleinplaneten des Hauptgürtels fielen mir die unterschiedlichen Winkelgeschwindigkeiten vor dem Himmelshintergrund auf. In Planetariumsprogrammen kann man sich heutzutage automatisch die Positionsänderung für einen selbst zu bestimmenden Zeitraum darstellen lassen. Um aber trotzdem die Zusammenhänge im Einzelnen zu begreifen führte ich eine genauere Untersuchung durch. Hinzu kommt mein Interesse, Zusammenhänge mathematisch zu erfassen und grafisch darzustellen.
Die Berechnung Die Erstellung der Grafik in Abbildung 1 beruht auf zweidimensionalen trigonometrischen Berechnungen. Es wird bei allen Objekten von kreisrunden Bahnen um die Sonne ausgegangen. Bahnneigungen gegenüber der Ekliptik werden nicht berücksichtigt, womit auch die Bewegungen in ekliptischer Breite keine Berücksichtigung finden. Entfernungen gehen nur als Verhältniszahlen in die Berechnung ein; Umlaufzeiten berechnen sich nach Keplers 3. Gesetz bezogen auf die Umlaufzeit und Sonnenentfernung der Erde. Die Berechnung selbst ermittelt die Positionsänderungen (in Winkel pro Zeit) von Kleinplanet und Erde senkrecht zur Verbindungslinie der beiden Körper in der Ebene der Ekliptik.
Die Grafik Die Grafik zeigt die Bewegungen von drei Kleinplanetenfamilien vor dem Himmelshintergrund. Es wird die Winkelgeschwindigkeit in Bogensekunden pro Minute in Abhängigkeit von der ekliptischen Länge angezeigt. Unterhalb der Grafik sind die vier markanten Stellungen von Sonne, Erde und Kleinplanet gezeigt. Dabei befindet sich die Sonne jeweils in der Mitte und darüber die Erde. Ein Kleinplanet der Hauptgruppe bewegt sich um das Erde-Sonne-System.
VdS-Journal Nr. 11
Abb. 1: Rechnerische Winkelgeschwindigkeiten von Kleinplaneten für verschiedene ekliptikale Längen und verschiedene Kleinplanetenfamilien
Der Grau hinterlegte Bereich zeigt die Winkelgeschwindigkeiten der Kleinplaneten des Hauptgürtels, eingerahmt durch die innersten und äußersten Vertreter. Weiterhin sind Trojaner-Kleinplaneten und transneptunische Objekte (TNO) wiedergegeben. Je größer der Abstand der Kleinplaneten zur Sonne ist, desto geringer ist ihre Winkelgeschwindigkeit. Negative Winkelgeschwindigkeiten bedeuten eine rechtsläufige Bewegung des Kleinplaneten vor dem Himmelshintergrund, positive eine linksläufige Bewegung. Besonders interessante Punkte in der Grafik sind markiert und werden im weiteren genauer erläutert.
Punkt 1 Bei Punkt 1 gibt es einen Bereich, in dem sich die Komponenten der Bewegung von
Erde und Kleinplanet aufheben. Der Kleinplanet scheint sich am Himmel nicht zu bewegen. Ermittelt man die ekliptische Länge dieses Bereichs erhält man einen Winkel von etwa 63 Grad vor bzw. nach der Opposition. Somit stehen alle Kleinplaneten, die sich 180 Grad - 63 Grad = 117 Grad nach bzw. vor der Sonne (ekliptische Länge) befinden, am Himmel still. Dabei entsprechen 63 Grad etwa 4h15m. Anders gesagt: Kleinplaneten, welche sich 4h15m vor bzw. nach Mitternacht im Meridian befinden haben eine sehr geringe Winkelgeschwindigkeit.
Punkt 2 Der Kleinplanet befindet sich in Opposition. Da sich die Erde und der Kleinplanet beide in die gleiche Richtung bewegen, entstehen hier geringere resultierende Winkelgeschwindigkeiten als bei der
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Konjunktion. Bezogen auf Punkt 1 lässt sich feststellen, dass Kleinplaneten, die sich auf der Oppositionslinie befinden, eine starke Winkelgeschwindigkeit haben. Diese sind um Mitternacht im Süden zu finden.
Punkt 3 Hier ist ein interessanter Bereich zu finden, an dem uns die Kleinplaneten des Hauptgürtels alle gleich "schnell" erscheinen. Die Kleinplaneten im inneren Bereich des Hauptgürtels haben gegenüber den Äußeren sowohl in Opposition als auch in Konjunktion eine höhere Winkelgeschwindigkeit. Somit gibt es einen Punkt in der Darstellung, in der es eine Überschneidung gibt. Dies ist der Punkt 3.
Punkt 4 Befinden sich Kleinplaneten genau in der Fluchtrichtung der Erdbewegung (Apex) oder genau gegenüber (Antapex), sieht man von der Erde aus nur die Winkelgeschwindigkeit (Bewegung) der Kleinplaneten. Eine Bewegung der Erde quer zur Verbindungslinie Erde-Kleinplanet ist dann nicht vorhanden. Die Kleinplaneten des Hauptgürtels zeigen in Punkt 4 die bekannte Winkelgeschwindigkeit von etwa 0,5 Bogensekunden pro Minute. Umgerechnet sind dies 30 Bogensekunden pro Stunde. Als Vergleich sei der mittlere
Winkeldurchmesser Jupiters von 40 Bogensekunden genannt.
Punkt 5 Bei Konjunktion entstehen während eines Umlaufs des Kleinplaneten um die Sonne die größten Winkelgeschwindigkeiten. Dies begründet sich dadurch, dass sich Erde und Kleinplanet entgegengesetzt bewegen und sich somit die Winkelgeschwindigkeiten addieren. Durch die größere Entfernung zu den Kleinplaneten bei der Konjunktion (2 AE weiter entfernt gegenüber der Entfernung bei der Opposition) ist die Winkelgeschwindigkeit letztendlich jedoch nur etwas größer als bei der Oppositionsstellung. Der Bereich direkt um Punkt 5 ist für Beobachter weniger interessant. Es befinden sich hier die Kleinplaneten bei oder direkt hinter der Sonne.
Was zeigt diese Grafik dem Beobachter? Der Beobachter erhält anhand dieser Grafik einen Überblick über die zu erwartenden Winkelgeschwindigkeiten zu beobachtender Kleinplaneten. Er kann gezielt Kleinplaneten mit geringer oder mit großer Winkelgeschwindigkeit aufsuchen. Im Laufe einer Nacht können Kleinplaneten mit unterschiedlichen Winkelgeschwindigkeiten (rechtsläufig, linksläu-
fig, hohe, niedrige oder fehlende Winkelgeschwindigkeit) beobachtet werden. Auch Planeten könnten in dieser grafischen Darstellung gleichartig angezeigt werden. Jupiter würde durch die Linie der Trojaner dargestellt werden. Durch die geringe Anzahl der Planeten kann man in einer Nacht jedoch nicht einen Planeten mit gewünschter Winkelbewegung beobachten. Hätte ein Beobachter diesen - zugegebenermaßen etwas konstruierten Wunsch - müsste er ggf. Jahre warten, während sich z. B. Kleinplaneten des Hauptgürtels jederzeit über die gesamte Ekliptik verteilen.
Die hier gemachten Aussagen - insbesondere zu Zahlenwerten - betreffen das besprochene Modell und können von der Realität abweichen. Insbesondere die Kleinplaneten der Familien Apollo, Aten und Amor, die sich auf stärker elliptischen Bahnen und teilweise bis weit innerhalb der Erdbahn bewegen sind mit diesem Modell weniger gut erfassbar und wurden hier nicht berücksichtigt.
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Spektroskopie der Sonne
von Michael Steffen
Aus der Kenntnis der chemischen Zusammensetzung der Sterne ließen sich ihre Entwicklungsphasen und mit diesen Informationen die Evolution der Galaxien und des Universums herleiten. Grundlegende Arbeit dazu war und ist die Aufnahme und Interpretation von Sternspektren. Für mich bestand nun der Reiz darin, diese Informationsmöglichkeit selber nachzuvollziehen wobei sich für diesen Versuch naturgemäß die Sonne als Übungsobjekt anbietet. Der maßgebliche Vorteil liegt dabei in ihrer immensen Lichtfülle und außerdem ist sie ist das ganze Jahr über beobachtbar.
Aufnahme der Spektren Als Spektroskop (Abb. 1) wurde ein ausrangiertes Atomabsorptionsspektrometer so umgebaut, dass mit einem - ein Reflexionsgitter mit 70 mm Kantenlänge und 1.800 Linien/mm, kann mit einem digitalen Zählwerk mechanisch gedreht werden. Als Lichteinführsystem wurde ein Bündel vier übereinander positionierter Lichtleiter (Durchmesser 1 mm) verwendet und ermöglicht parallel zum Spektrum der Sonne die Aufnahme von drei Referenzspektren (z. B. Quecksilber, Argon und Neon; Spektralbereich 380-800 nm) zur Wellenlängenkalibration. Es leuchtet ein, dass dieses einfache optische Design bei Verwendung eines 0,1-mm-Spaltes nur die Sonne als Beobachtungsobjekt zulässt. Die Bearbeitung und Auswertung der Spektren soll am Beispiel eines Spektrenausschnittes zwischen 380 und 430 nm dargestellt werden.
Die Strahlung aus dem Inneren der Sonne bewirkt, dass die Elektronen der Atome in der Photosphäre Energie und damit Strahlung einer definierten Wellenlänge aufnehmen (absorbieren) um kurzzeitig auf höhere Energieniveaus zu gelangen. Diese ,,Strahlungsmenge" fehlt dann im Gesamtspektrum und zeigt sich als dunkle (Fraunhofer-)Linien bei der entsprechenden Wellenlänge. Da es sich bei den Referenzlichtquellen um ,,Direktstrahler" ohne umgebende Gashülle handelt, wird nur Strahlung beobachtet, die von den Elektronen abgeben (emittiert) wird, wenn diese von einem höheren Niveau wieder auf ihr ursprüngliches zurückfallen.
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Abb. 1: Das umgebaute Atomabsorptionsspektrometer
Bearbeitung und Auswertung der Spektren Die Spektrennegative wurden eingescannt und auf Photo-CD gebracht (Abb. 2). Mittels Bildbearbeitungsprogramm ließ sich die Intensitätsverteilung des Spektrums auslesen und mit EXCEL weiterverarbeiten. Im Gegensatz zu reinen Elementspektren ohne Kontinuum führt das Sonnenspektrum zu einem bogenförmigen Kontinuumverlauf (verursacht durch Übertragungsfunktionen der Erdatmosphäre, des Teleskops, des Spektrographen und der spektralen Empfindlichkeitsfunktion des Films), der absolut nichts mit dem wahren Kontinuum gemein hat, und deshalb bereinigt bzw. auf 1 normiert wird. Eine solche Kontinuumsnormierung ist mit dem Spektrenbearbeitungsprogramm MK [1] bequem durchzuführen. Mit den bekannten Wellenlängen der Elemente der Referenzlichtquellen lässt sich anschließend die Wellenlängenskala aufstel-
len bzw. das gewonnene und normierte Spektrum nach Wellenlängen skalieren (Abb. 3). Zur Auswertung eines Spektrums gehört natürlich eine Elementezuordnung zu den beobachteten Linien. Eine Möglichkeit wäre etwa die Zuhilfenahme geeigneter Tabellenwerke, eine andere und didaktisch reizvollere, die Zuordnung in selbstberechneten, synthetischen Spektren vorzunehmen. Dazu wurde mit dem Programm SPEKTRUM [2] ein Sternspektrum nach dem Sternatmosphären-Modell von Kurucz [3] berechnet. Für die Sonne (als G-Stern) wurden als physikalische Parameter eine effektive Oberflächentemperatur von 5.770 K und eine Schwerebeschleunigung von log (g) = 4,4 vorgeschlagen. Von einem Stern wird das Profil der Absorptionslinien durch turbulente Bewegungen auf seiner Oberfläche nur innerhalb der optischen Tiefe der Gasoberflächenschicht beeinflusst, wes-
Abb. 2: Ausschnitt aus dem Spektrum der Sonne mit Referenzspektren von Quecksilber und Argon
halb man hier von Mikroturbulenz spricht. Sie wird im Sternatmosphärenmodell mit einem Wert von 2 km berücksichtigt. Ein mit diesen Parametern berechnetes Spektrum zeigt Abbildung 4. Die gute Übereinstimmung in der relativen Linienund Intensitätsabfolge zum beobachteten Spektrum in Abbildung 3 ist deutlich zu erkennen. Die Elementhäufigkeiten in Sternatmosphären wird in logarithmischem Maßstab bezogen auf Wasserstoff log (H) =12 angegeben. Zur Modifizierung wurde die dem Kurucz-Modell zugrunde liegende Häufigkeit der Elemente Kalzium, Eisen und Strontium auf log = 0,01 herabgesetzt. In Abbildung 5 sind am Beispiel von Kalzium das ursprünglich berechnete (schwarz) aus Abbildung 4 und das ,,herabgesetzte" Spektrum (rot) übereinandergelegt. Deutlich sind durch diese Überlagerung die Kalziumlinien zu identifizieren. Dieses Verfahren auch auf die Elemente Eisen und Strontium angewendet, führte zu einer fast vollständigen Zuordnung der beobachteten Linien in Abbildung 6. Oberhalb des Spektrums sind zusätzlich die Fraunhoferschen Kurzbezeichnungen mit angegeben. Die Linien Sr (407,7 nm) und Fe (414,4 nm) sind wegen ihrer besonderen Bedeutung als Klassifikationskriterium hervorgehoben. So dient das Linienstärkenverhältnis von Sr 407,7 / Fe 406,3 und Sr 407,7 / Ca 422,7 als Kriterium zur Einordnung der Sterne in die Leuchtkraftklassen I - V des YerkesSystems. Das Linienstärkenverhältnis von Fe 414,4 / H 410,2 dagegen ist ein wichtiges Kriterium zur Festlegung der HavardUnterklasse innerhalb der Spektralklasse G, zu der auch die Sonne gehört.
Literaturhinweise [1] Gray, R.O.:
ftp://am.appstate.edu/pub/prog/grayro [2] Gray, R.O.: ftp://am.appstate.edu/pub/prog/
grayro [3] Kurucz, R.L., 1979: Modell Atmospheres
for G, F, A, B and O Stars, Astrophys. J. Suppl. Ser. 40; 1
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Abb. 3: Sonnenspektrum nach der Normierung des Kontinuums und Wellenlängenzuordnung.
Abb. 4: Synthetisches Spektrum eines G-Sterns (Sonne) nach Kurucz [3]
Abb. 5: Spektrenausschnitt mit (schwarz) und ohne (rot) Berücksichtigung von Kalzium
Abb. 6: Identifikation der Elemente H, Ca, Fe und Sr im Sonnenspektrum aus Abbildung 4
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Reduktion von Sternspektren
von Jean-Marie Will
auf keine stellaren Linien zu erkennen. Vielmehr habe ich versucht, die Strukturen neben dem Spektrum deutlich werden zu lassen. Die hellen und dunklen Streifen dort sind Absorptions- und Emissionslinien im Licht des Nachthimmels.
Abb. 1: CCD-Rohspektrum des Sterns PG0909+164. Der überdeckte Wellenlängenbereich reicht von 3.676 (links) bis 5.530 nm (rechts).
Das prinzipielle Problem bei der Bearbeitung und Auswertung von Sternspektren ist, dass jeder Detektor (ob CCD, Film oder Fotoplatte) und jeder Spektrograph (Gitter, Prisma, Multiobjekt-Feldspektrograph, usw.) seine eigenen Charakteristiken besitzt, die im Verlauf der Datenreduktion berücksichtigt bzw. korrigiert werden müssen. Das beste Beispiel dafür ist die Nichtlinearität der Schwärzungskurven von Film und Photoplatte.
Spektrum des Sterns PG0909+164. Die Wellenlängenachse (x-Achse) läuft von 3.676 nm (links) bis 5.530 nm(rechts). Das Spektrum des Sterns ist die dunkle Linie in der Mitte. In dieser Darstellung sind dar-
Modellierung des Nachthimmels Die Linien des Nachthimmels verlaufen nicht nur im Bereich neben dem Sternspektrum, sondern auch über dieses hinweg. Ohne Korrektur würden somit dort Linien vorgetäuscht werden, die gar nicht vom Stern her rühren. Dieses wird nochmals in Abbildung 2 deutlich. An dem Schnitt über den Himmelshintergrund sieht man deutlich, dass die Intensität nicht bei Null liegt und dass es sowohl
Es werden Beispiele beschrieben, wie die Reduktion spektroskopischer Daten prinzipiell abläuft. Für den jeweiligen individuellen Einzelfall kann es jedoch sein, dass noch zusätzliche Eigenschaften des verwendeten Spektrographen zu korrigieren wären.
Erzeugung des digitalen Rohbildes Wird ein (fotografisches) Rohspektrum (vom Film) gescannt, so sollte nicht nur ein eindimensionales Bild (= Linie entlang des Spektrums) gescannt werden, sondern auch ein größerer Bereich daneben, um auf diese Weise ein zweidimensionales Bild bzw. mehrere eindimensionale Linien zu erzeugen.
Abb. 2: Schnitte durch das Rohspektrum in Abbildung 1. Die obere Linie ist ein Schnitt gemittelt über 8 mittige Zeilen des Spektrums. Die untere Linie ist ein Schnitt gemittelt über 90 Zeilen des Himmelshintergrundes. Der helle Peak bei 420 nm ist ein sog. ,,Cosmic" (Durchgang eines Teilchens der Höhenstrahlung durch das CCD, diese müssen normalerweise auch noch korrigiert werden).
Die x-Achse des gescannten Bildes ist die Wellenlängenachse, die y-Achse läuft entlang des Spektrographenspaltes über den Nachthimmel. Für den Fall, dass kein Spaltspektrograph verwendet und direkt der Himmel auf dem Gitter oder Prisma abgebildet wurde, sollte zur Subtraktion des Nachthimmels vom Spektrum prinzipiell genau so vorgegangen werden wie hier beschrieben. Ich steige gleich dort ein, wo die Zuordnung von Bildelement entlang der Wellenlängenachse und Wellenlänge bereits geschehen ist. Als Beispiel zeigt Abbildung 1 ein CCD-
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Abb. 3: Ergebnis der Extraktion des Sternspektrums aus der Summe von Nachthimmelsspektrum und Sternspektrum
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Absorptionslinien (z. B. bei 3.950 nm) als auch Emissionslinien (z. B. bei 5.500 nm) gibt. Die Information über das Spektrum des Nachthimmels benötigt man einerseits, um Nachthimmelslinien aus dem Sternspektrum zu entfernen und anderseits, um den Nullpunkt der Intensitätsskala festzulegen. Dazu passt man an jede Spalte senkrecht zu dem Sternspektrum eine Funktion geeigneten Grades an (i. A. Polynom 2. oder 3. Ordnung; wenn der Himmel sehr flach ist, kann man auch mit einer Geraden auskommen). Dabei lässt man aber die Datenpunkte auf und in unmittelbarer Nähe des Sternspektrums für den Fit aus. Auf diese Weise modelliert man den Verlauf der Himmelshelligkeit bei jeder Wellenlänge, und erhält somit ein zweidimensionales Bild des Himmelsspektrums. Dieses wird dann vom Rohbild subtrahiert. Danach sollte die Zählrate ober- und unter-
halb des Sternspektrums um Null schwanken. Um die Nachthimmelslinien zu verdeutlichen, ist in Abbildung 2 einfach über einige Reihen im Spektrum gemittelt. I. a. reicht es nicht, solch ein gemitteltes Spektrum des Nachthimmels einfach vom Sternspektrum abzuziehen, da die Himmelshelligkeit normalerweise entlang des Spektrographenspaltes, also in Abbildung 1 von oben nach unten, variiert. Damit würde an der Stelle des Sternspektrums eine falsche Himmelshelligkeit subtrahiert. Allerdings ist das natürlich immer eine Frage der gewünschten Genauigkeit.
Extraktion des Sternspektrums Um aus dem zweidimensionalen Bild ein eindimensionales Spektrum zu erzeugen, kann man einfach die Zeile mit der höchsten Intensität extrahieren. Etwas besser ist es, mehrere Zeilen herauszunehmen und
Abb. 4: Ergebnis der Anpassung des Kontinuumsverlaufs an das extrahierte Sternspektrum
Abb. 5: Das Linienspektrum des Beispielsterns nach der Division des extrahierten Sternspektrums durch den angepassten Kontinuumsverlauf
diese, mit ihrer Intensität gewichtet, zu mitteln oder einfach aufzuaddieren. Damit unterdrückt man das Rauschen im Spektrum, da Informationen aus einem größeren Bereich des Filmes verwendet werden. Das setzt aber voraus, dass das Spektrum auf genügend Zeilen verteilt war, bzw. die Auflösung des Scanners genügend groß war. Das Ergebnis einer solchen Extraktion ist in der Abbildung 3 gezeigt.
Normierung Wenn man nun ein eindimensionales Spektrum (d. h. pro Wellenlängenelement einen Intensitätswert) erhalten hat, muss der Kontinuumsverlauf gefittet werden. Achtung: die Absorptionslinien mancher Sterne haben sehr breite Flügel, besonders die bei Sternen mit hohen Schwerebeschleunigungen (z. B. Weiße Zwerge), man darf daher nicht zu sehr in der Nähe dieser Spektrallinien den Verlauf des Kontinuums festmachen. Abbildung 4 zeigt den Fit an das Kontinuum für den Beispielstern.
Durch diesen Kontinuumsverlauf muss dann das Spektrum dividiert werden. Damit landen alle hohen Intensitäten (Sternkontinuum außerhalb der Absorptionslinien) auf/in der Nähe der 1 und niedrige Intensitäten (Mitte der Linien) bei Werten zwischen 0 und 1. Geringere Werte als Null dürfen praktisch nicht vorkommen, der Himmelshintergrund lag ja schon bei Null. Das Ergebnis für den Beispielstern zeigt Abbildung 5.
Das ganze ist sehr an CCD-Daten orientiert. Leider habe ich bisher keine fotografischen Daten ausgewertet und daher auch die Linearisierung solcher Daten hier nicht behandelt. Hierzu müssen ja schon beim Beobachten Vorkehrungen getroffen werden, z. B. Belichtung eines Graukeils auf den Filmrand oder auf eine gesonderte Aufnahme. So nehme ich an, dass das Prinzip der Linearisierung klar sein dürfte: Aus der tatsächlichen Schwärzung und der bekannten Lichtintensität an dieser Stelle muss eine Schwärzungskurve für den Film abgeleitet werden. Mit dieser lässt sich dann die gemessene Schwärzung in Intensität zurückrechnen. Wenn man allerdings dafür sorgt, im Bereich der Schwärzungskurve des Films zu arbeiten, der sowieso bereits linear ist, kann man auf die Linearisierung verzichten.
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Neues aus der Fachgruppe ,,Visuelle Deep-Sky Beobachtung"
Wenn diese Zeilen erscheinen, ist das diesjährige Großereignis - die Deep-Sky Tagung auf dem Eisenberg - bereits Geschichte. Dort werden die Weichen für die Struktur der DST 2004 gestellt. Dazu wurden bereits interessante Ideen formuliert. Dass die FG aktiv ist, zeigt sich auch an der regen Nutzung unserer Mailingliste und an den im Journal präsentierten Artikeln. Diesmal gibt es wieder interessante Beiträge zur Beobachtung von Galaxien, Sternhaufen und Nebeln, die auch besonders für Einsteiger geeignet sind. Dies
zeigt vor allem eines: Das VdS-Journal wird als das Mitteilungsblatt der DeepSky-Szene auf breiter Front angenommen - vor allem da andere Publikationen umoder gar eingestellt wurden. Die Fachgruppe wird (im Rahmen des VdS-Standes) in diesem Jahr wieder auf den wichtigsten Tagungen und Treffen präsent sein (siehe ,,Terminkalender"). Besonders möchte ich aber auf die 50Jahr-Feier der VdS in der ArchenholdSternwarte in Berlin vom 12. bis 14. September 2003 hinweisen (siehe Rubrik
,,VdS-Aktuell"). Wer dort einen Vortrag halten möchte, wende sich bitte per Brief oder E-Mail (vortraege@vds-astro.de) an den FG-Leiter Wolfgang Steinicke. Noch ein Wort zum geplanten Deep-SkyBuch. Es wird im Frühjahr 2004 im Kosmos-Verlag erscheinen und den Titel ,,Praxisbuch Deep-Sky" tragen! Die redaktionellen Arbeiten laufen planmäßig und wir alle sind - nach langer Zeit der Vorbereitung - auf das Ergebnis gespannt. Ihr Wolfgang Steinicke
Überraschendes in der Silvesternacht
von Michael König
Nach einer längeren Schlechtwetterperiode deutete sich am 31.12.2002 eine klare Beobachtungsnacht in Berlin an. Ich entschloss mich, trotz der zu erwartenden Störungen, die noch ausstehenden Nachführungstests meiner neuen NewAtlux/ SkySensor2000 Montierung durchzuführen. Die von mir benutzte Starlight Xpress MX7 CCD-Kamera erlaubt dank eines interlaced CCD-Chips ihre Verwendung zur Bildgewinnung und zur Nachführung mittels Selfguiding. Als Objekt während des Testlaufs wählte ich die Galaxie NGC 1186 im Perseus, da diese Galaxie für meine Berliner Balkonsternwarte in der ersten Nachthälfte günstig zu beobachten war.
Ein sich bewegender Stern Für das Selfguiding ist es notwendig, im CCD-Gesichtsfeld mit einer Größe von 12,4' x 9,2' einen ausreichend hellen Leitstern zu platzieren. Im Falle von NGC 1186 fand ich mehrere geeignete Sterne im Helligkeitsbereich von 10 bis 11 mag. Einer wurde ausgewählt und eine Aufnahmeserie von 600 Sekunden langen Einzelaufnahmen gestartet. Während der Aufnahmen variierte ich die Parameter der zur Nachführung eingesetzten Software und des Montierungssetups und versuchte diese zu optimieren. Als Nebenprodukt
Abb. 1: Die SBbc-Galaxie NGC 1186 im Perseus, VC200L 20-cm-Flatfield-Cassegrain, Komposit von vier 600-Sekunden-Aufnahmen
Abb. 2 (rechts): Ausschnittsvergrößerung mit Sternpaar GSC 2855-849 (links) und GSC 2855287 (rechts)
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dieser Tests entstand eine Aufnahme von NGC 1186 (Abb. 1), die sich aus vier halbwegs ungestörten Einzelaufnahmen zusammensetzt. Beim Vergleich dieser Aufnahme mit der POSS-Aufnahme im Digitized Sky Survey (DSS) [1], stellte ich etwas Überraschendes fest: Einer der hellen Sterne, es handelt sich um den Stern GSC 2855-287, schien seine Position verändert zu haben (Abb. 2). Besonders deutlich wird dies bei der Betrachtung eines animierten GIF-Bildes, das abwechselnd beide Aufnahmen zeigt [2].
Abb. 3: Auswertung der gemessenen Abstände von GSC 2855-287 zu GSC 2855-849. Die ermittelte Eigenbewegung (proper motion) entspricht der Steigung der Ausgleichsgeraden. Die POSS Plattenbezeichnung ist mit angegeben.
Die Auswertung der POSS-Aufnahmen Um nun die beobachtete Eigenbewegung von GSC 2855-287 zu bestimmen, benötigte ich weitere Details der POSSAufnahme. Hierbei hilft die ,,Plate Finder"-Funktion des DSS [3]. Das Plattenmaterial der POSS-I- und POSS-IISurveys besteht aus eingescannten 6,5 Grad x 6,5 Grad -Platten, mit einer Auflösung von 1,7 Bogensekunden pro Pixel für die POSS-I-, SERC- und Palomar-Quick-V-Surveys, bzw. einer Auflösung von 1,0 Bogensekunden pro Pixel für die POSS-IISurveys. Der ,,Plate Finder" lieferte für NGC 1186 insgesamt 8 Plattenaufnahmen in den Jahren 1957, 1983, 1989 und 1993. Glücklicherweise benutzte ich für den Vergleich die älteste Aufnahme aus dem Jahr 1957 - hier zeigt sich natürlich die größte Abstandsdifferenz für GSC 2855287 im Vergleich zur aktuellen Aufnahme. Die zu den Aufnahmen gehörenden DSSFITS-Dateien wurden heruntergeladen, und die Position von GSC 2855-287 wurde relativ zu GSC 2855-849 bestimmt. Zuvor
habe ich durch einen Vergleich mit zwei weiteren hellen Sternen im Gesichtsfeld sichergestellt, dass GSC 2855-849 keine Eigenbewegung aufweist. Die so bestimmten Abstände des Sternpaares der einzelnen Aufnahmen sind in Abb. 3 dargestellt. An die Messwerte wurde eine Gerade angepasst, deren Steigung die Eigenbewegung von GSC 2855-287 angibt. Man erhält einen Wert von 93,9 +- 6,2 Millibogensekunden pro Jahr (mas/a). In den fast 50 Jahren zwischen der ersten POSS-Aufnahme und meiner Aufnahme hat sich GSC 2855-287 um knapp 5 Bogensekunden weiterbewegt.
Fazit Mit Hilfe der online verfügbaren Hipparcos- und Tycho-Kataloge der Hipparcos Astrometry Mission [4] kann man diesen ermittelten Wert überprüfen. Der Tycho-Katalog stellt für mehr als eine Million Sterne, die heller als 11,5 mag sind, deren astrometrische Daten bereit.
Die Suche lieferte hier für GSC 2855-287 die Katalogbezeichnung TYC 285500287-1 [5] und eine gut mit dem Messwert übereinstimmende Eigenbewegung von 92,1 mas/a. Obschon die Eigenbewegung von GSC 2855-287 damit etwa nur ein Prozent des Wertes von Barnards Pfeilstern ausmacht, ist dieses Ergebnis doch ein schöner Auftakt eines neuen Beobachtungsjahres.
Literaturhinweise [1] Digitized Sky Survey:
archive.stsci.edu/dss/index.html [2] www.schmid-koenig.de/astro/gallery/
galaxies/ngc1186VGLPOSS.gif [3] DSS Plate Finder: archive.stsci.edu/cgi-
bin/dss_plate_finder [4] Hipparcos/TYCHO-Kataloge:
astro.estec.esa.nl/Hipparcos/catalog.html [5] ESA (1997), The Hipparcos and Tycho
Catalogues, ESA SP-1200, astro.estec.esa.nl/Hipparcos/HIPcatalogue Search.html
Deep-Sky mit kleiner Optik: M 57
von Gerhard Herzog
Wann genau ich zum ersten Mal den sehr bekannten ,,Ringnebel" im Sternbild Leier ,,vor´s Rohr" genommen habe, war leider nicht mehr ganz genau zu ermitteln. Ich weiß nur, dass ich, meine Beobachtungsaufzeichnungen aus den letzten mehr als 20 Jahren durchgehend, immer wieder auf Eintragungen und kleine Skizzen stieß, die sich auf den, von Messier unter Nr. 57 in seinem Katalog nebelartiger Objekte aufgelisteten, planetarischen Nebel bezogen. Abbildung 1 gibt die Lage des Objekts anhand einer Beobachtungszeichnung wieder; gewonnen wurde sie mittels eines montierten Feldstechers und des 20-mmOkulars des u. a. Reflektors. Dieser kleine Bericht will ganz bewusst den Anfängern
unter uns Mut machen. Vor allem denen die es ja bestimmt auch zur Genüge gibt -, die sich aus wirtschaftlichen Erwägungen keine größere Optik leisten können, folgend dem alten Satz, dass jedes Fernrohr ,,seinen" Himmel hat. Als Beispiel für diese Tatsache möchte ich zeigen, was schon ein kleiner ,,Kaufhaus"-Reflektor zu leisten im Stande ist, wenn man ein bisschen Geduld und Ruhe besitzt.
Die hier für diesen Bericht wiederbearbeitete Beobachtungszeichnung (Abb. 2) stammt im Original vom 2.9.1980 und wurde mit Hilfe eines 114-mm-f/7,8Newton-Spiegelteleskops mit 1-ZollAuszug erstellt. Voraussetzung für ein sol-
ches Ergebnis ist natürlich auch eine sehr genaue Justierung des optischen Systems und eine stabile Montierung. Während es bei der überwiegenden Anzahl der heute (auch im Kaufhaus) erhältlichen Optiken vom Prinzip her nicht allzu viele Probleme gibt (ich habe allerdings schon den Fall eines falsch herum und vor allem schief eingebauten (!!) Fraunhoferobjektives bei einem Refraktor erlebt), sind die Montierungen und vor allem die darunter gesetzten Stative meist völlig unterdimensioniert. Dem abzuhelfen stand der angesprochene Reflektor auch damals schon auf einem schweren Wasserleitungsrohr (Durchmesser ca. 20 cm), an dessen Fuß noch ein ordentliches Stück Gusszement
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Abb. 1: Skizze der Lage des Ringnebels M 57 in der Leier
Abb. 2: Zeichnung von M 57 an einem Kaufhaus-Newton-Teleskop mit 114 mm Öffnung und f/8,7, Autor: Gerhard Herzog
befestigt war. Es ist wirklich erstaunlich, was bei genauer Beobachtung alles an Einzelheiten aus diesem wohl bekanntesten aller planetarischen Nebel ,,herauszuholen" ist. Der Zentralstern entzieht sich natürlich dem Blick durch das kleine Instrument, da er lichtschwächer als die 14. Größenklasse ist. Aber bei wirklich guten Verhältnissen lässt sich schon die ungleiche Helligkeitsverteilung innerhalb der Nebelmassen, sowie die doch eindeutig leicht elliptische Form erkennen. Einige der ,,Begleitsterne" sind fast nicht, oder nur unter praktisch optimalen (d. h. extrem fremdlichtfreien, dunklen) Himmelsbedingungen zu erkennen, aber immerhin sie sind zumindest indirekt (blickweise, sog. ,,Stäbchensehen") erfassbar. Ganz natürlicherweise gibt eine Zeichnung nicht immer die von z. T. großartigen Fotografien bekannten
Helligkeitsabstufungen exakt wieder, aber wie gesagt... ,,immerhin doch". Eine Bemerkung noch: Schon damals hätte ich vermutet, dass eine Kugel aus einigermaßen gleichmäßig dichten Gasmassen sich gegen den Himmelshintergrund nicht wie ein Ring, sondern eher wie eine geschlossene ,,Scheibe" abzeichnen müsste. Wie ich nun vor einiger Zeit (ich kann mich nur leider nicht erinnern wo) las, scheint das in sehr vielen Astronomiebüchern geschilderte Bild einer Gas-"Kugel" um einen sterbenden Stern heute auch von der Fachastronomie stark bezweifelt zu werden. In dieser Veröffentlichung war von einem ,,Torus" die Rede, - für schlichtere Gemüter wie mich - eine Art gasförmiger ,,Gartenschlauch", durch dessen offene Enden wir zufälligerweise von der Erde aus auf den Himmelshintergrund hindurchsehen können. Denk-
bare Erklärung: Ein sich recht rasch drehender Stern verliert bei seinem ,,Sterben" hauptsächlich in seiner Äquatorebene Gasmassen, die sich dann entlang seiner Bahn zu eben jenem ,,schlauchförmigen" Gebilde verteilen. Nach diesem kurzen theoretischen Ausflug kann ich nur noch einmal betonen: Mut, auch mit einer kleineren Optik, die zudem auch noch ein recht großes Blickfeld gewährt, ist schon eine ganze Menge am Himmel zu sehen. Es braucht eben nur ein bisschen Geduld und (mit den Jahren wachsende) Erfahrung, um oft schon im 4Zöller mehr zu erkennen als mit größeren Optiken, die man vielfach unter den ,,normalen" mitteleuropäischen Himmelsbedingungen nur noch schwer - oder u. U. fast überhaupt nicht mehr - zum sinnvollen Einsatz bringen kann.
Zwei ,,most wanted"- Objekte des Winterhimmels: die
offenen Sternhaufen NGC 457 und M 35 im 20x125-Feldstecher
von Uwe Glahn
Ich möchte hier zwei besonders schöne und zugleich interessante Sternhaufen des Winterhimmels vorstellen. Beide sind recht bekannt und deswegen auch einfach mit kleineren Optiken zu beobachten. Die Beobachtungen und Zeichnungen wurden alle mit einem 20x125-Feldstecher unter guten Beobachtungsbedingungen durchgeführt.
NGC 457 (,,ET") Wer kennt ihn nicht, NGC 457, oder besser bekannt unter dem Namen ,,EulenSternhaufen" oder ,,ET-Sternhaufen" (Abb. 1). Tatsächlich bilden ca. 30 Sterne eine auffällige Figur, die einer Eule mit ausgestreckten Flügeln oder eben dem bekannten Außerirdischen ET darstellt. Jeder Beobachter sollte seine eigene
Phantasie spielen lassen und sich für den ,,passenden" Namen entscheiden. Obwohl der Haufen bei einer Vergrößerung von 20x schon gut aufgelöst ist, bleibt immer noch ein schwaches Hintergrundleuchten, welches hier von Sternen schwächer als 12,5 mag hervorgerufen wird. Die Gesamtanzahl der Sterne dieses Sternhaufens liegt bei etwa 100 [1]. Das
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auffälligste Detail an NGC 457 sind seine hellen ,,Augen". Hier handelt es sich um den hellen Stern f Cas und dem schwächeren SAO 22817 [2]. Der hellere f Cas ist jedoch ein recht bemerkenswerter Stern. Trotz seiner relativ unscheinbaren Helligkeit von 5 mag gehört er zu den leuchtkräftigsten Sternen überhaupt. Mit einem Abstand von gut 9.000 Lichtjahren besitzt er eine absolute Helligkeit von -8,8 mag, was der 250.000fachen Leuchtkraft unserer Sonne entspricht [3]. In der Wissenschaft ist man sich heute jedoch noch nicht ganz sicher, ob dieser Stern zum Haufen gehört, oder ob er ein Vordergrundstern ist. Diese Besonderheit ist jedoch nicht die einzige, die f Cas hat. Schon in kleinen Ferngläsern fällt seine orangene Farbe auf, die sich recht deutlich vom anderen ,,Auge" und den Haufenmitgliedern absetzt. Eigentlich müsste der Stern jedoch mit seinem Spektrum F0 eher weiß erscheinen. Dies ist jedoch ein schönes Beispiel für die Lichtabsorption durch interstellares Gas, welches den Stern rötlicher erscheinen lässt.
Ein weiterer interessanter Stern liegt unmittelbar in der Mitte des Haufens, man
Abb. 1: Der offene Sternhaufen NGC 457, Zeichnung von U. Glahn am 20x125-Feldstecher
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könnte sagen im Bereich des Herzens von ,,ET". Dazu passt auch seine rote Farbe, die mir jedoch bei einer Öffnung von 125 mm nicht auffiel. Hier ist die Beobachtung mit größeren Teleskopen interessant, welche die ,,echte" rote Farbe des 8,6-magSterns gut zeigen sollten. Beobachtet man ,,ET" mit größeren Gesichtsfeldern, fällt ein weiterer Sternhaufen etwa 40' nordwestlich auf. Hier handelt es sich um NGC 436. Dieser offene Sternhaufen ist jedoch aufgrund seiner geringen Sternanzahl nicht sonderlich markant. Ich konnte hier nur etwa 6 schwache Sterne aus einem schwachen 6 Bogenminuten [4] großen, runden Hintergrundleuchten erkennen.
M 35, NGC 2158 und IC 2157 Eine weitere Schönheit des Winterhimmels ist der bekannte offene Sternhaufen M 35 (Abb. 2). Leider fehlt M 35 eine auffällige Struktur, weshalb aber dieser Sternhaufen nicht weniger interessant wirkt. Die Stärken von M 35 liegen eher in der enormen Sternanzahl von 200 [5], seiner Größe von etwa 30', welcher deren des Vollmondes entspricht und seiner Gesamthelligkeit von 5,1 mag [6]. Aufgrund dieser Helligkeit ist der Sternhaufen bei einem sehr gutem Sternhimmel auch mit dem bloßem Auge auszumachen. Mit dem 20 x 125 sind gut 70 Sterne aus einem unregelmäßig leuchtenden Hintergrund zu beobachten.
Sehr auffällig sind die Sternenketten, die sich um die scheinbar leeren Mitte bewegen. Auf der Zeichnung sind einige dieser Sternenketten zu erkennen. Die hellsten und damit sternreichsten Gebiete des Sternhaufens befinden sich südwestlich und nordöstlich der Mitte. Beide Bereiche sind recht langgestreckt. Auffällige Sternenketten sind jedoch nicht nur im Sternhaufen direkt zu erkennen. Südlich und nordöstlich befinden sich zwei markante, leicht gebogene Sternenketten, die trotz geringer Größe auffallen.
Eine Besonderheit von M 35 ist nicht M 35 selber, sondern der etwa 15' westlich liegende offene Sternhaufen NGC 2158. Da seine Sterne nicht heller als 15 mag leuchten, bleibt dieser Sternhaufen bis zu Öffnungen von etwa 300 mm ein runder, diffuser, 5' großer Nebelfleck. Im Vergleich zu M 35, der sich etwa 2.800 Lichtjahre entfernt befindet, ist der Sternhaufen NGC 2158 mit 16.000 Lichtjahren [5] fast 6mal so weit entfernt. Dies erklärt seine Größe und die Helligkeit der Einzelsterne.
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Abb. 2: Der offene Sternhaufen M 35, Zeichnung von U. Glahn am 20x125-Feldstecher
Visuell ist es jedoch recht reizvoll den schwachen ,,Nebel" NGC 2158 und den großen, gut aufgelösten M 35 nebeneinander zu beobachten.
Wer jetzt noch ein Gesichtsfeld von mindestens 1,5 Grad zur Verfügung hat, kann das Trio an Sternhaufen komplett machen. Etwa 50' westlich von M 35 befindet sich noch ein dritter offener Sternhaufen IC 2157. Mit einer Gesamthelligkeit von 8,4 mag und einer Größe von 8' [7] ähnelt er in den Zahlen seinem Nachbar sehr. Visuell unterscheidet sich dieser IC-Sternhaufen aber sehr von NGC 2158. Während NGC 2158 einen sehr reichen Sternhaufen darstellt, welches auch im 20x125 zu erahnen ist, kann man den IC 2157 eher den losen Sternhaufen zuordnen. Ich konnte aus dem Hintergrundleuchten etwa 9 Sterne erkennen, welches bei einer Vergrößerung von 20x aber schon sehr schwierig war. Bei größeren Optiken sollten etwa 30 Einzelsterne zu erkennen sein. Interessant ist noch, dass dieser Sternhaufen mit etwa 620 Lichtjahren [8] das nächste Mitglied des Trios ist.
Abschließend ist zu sagen, dass mir die Beobachtungen gezeigt haben, dass man
auch noch an allzu bekannten ,,most wanted"-Objekten seine Freude haben kann und vielleicht mehr zu sehen bekommt, als man auf den ersten Blick vermutet.
Literaturhinweise [1] deepsky.astronomie.info/ Cas/ngc457/ [2] Planetariumspogramm Guide 8.0 [3] MacRobert, A.M.: Star Hopping for
Backyard Astronomers, 139 [4] www.himmel-und-er.de/pdfliste/ngc.pdf [5] Harrington, P.S.: Touring the Universe
through Binoculars, 155 [6] Stoyan, R.: Deep-Sky Reiseführer, Oculum
Verlag [7] www.himmel-und-er.de/pdfliste/ic.pdf [8] http://mypage.bluewin.ch/horo/universe/
html/uni04453.htm
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102 D E E P - S K Y
Seitenstiche
von Manfred Kleisa
- Teil 2 -
Im Februar 2000 erweckte ein Artikel im VdS-Journal über ,,Superthin Galaxies" [1] mein Interesse an diesem Morphologietyp. In der Folge führte ich einige Beobachtungen mit meinem 18-Zoll-f/4,5 durch, so dass ich im VdS-Journal II/2001
zeigte, dass diese Galaxie unter Idealbedingungen etwas heller und breiter erschien, das Markenzeichen - die Integralform - jedoch trotzdem nicht sichtbar war. Beginnend mit NGC 100 = RFGC 95 (Abb. 1) zeigte sich bei 170facher Vergrößerung eine große Galaxie mit diffusen
Enden. Der Kernbereich ist homogen in seiner Helligkeitsverteilung. In westlicher Richtung ist ein Gebiet mit erhöhter Helligkeit auf etwa halbem Weg vom Kernbereich zum westlichen Ende. Die Scd-Galaxie hat ein Achsenverhältnis von 1:9,6. UGC 12432 = RFGC 4081 (Abb. 2) ist
Abb. 1: NGC 100, Zeichnung von M. Kleisa an einem 18-Zoll-Dobsonv (wie in Abb. 2-5)
Abb. 2: UGC 12432
(Nr. 7) bereits erste Ergebnisse veröffentlichen konnte [2]. In der Folge wurde mir von Wolfgang Steinicke der ,,Revised Flat Galaxy Catalog" (RFGC) zur Verfügung gestellt, welcher durchaus eine überschaubare Menge von ,,Superthins" enthält, deren Helligkeiten meinem Instrumentarium zugänglich sind. Eine Webseite [3] von Tom Polakis gab Informationen zum gleichen Themenbereich.
NGC 5023, UGC 9242 und UGC 3697 hatte ich bereits beobachtet. Fünf ergänzende Beobachtungen konnte ich im Jahr 2002 unter exzellenten Bedingungen verbuchen. Eine Nachbeobachtung der ,,Integralzeichen-Galaxie", UGC 3697
Abb. 4: NGC 973
Abb. 3: UGC 1281
Abb. 5: UGC 2082
Objekt
StB Rekt
Dekl
V
a x b
Typ
NGC 100 Psc UGC 12432 Peg UGC 1281 Tri NGC 973 Tri UGC 2082 Ari
00 24 01.9 23 13 13.2 01 49 31.6 02 34 20.1 02 36 17.2
+16 28 59 13,3 +06 25 48 14,0 +32 35 16 12,3 +32 30 18 12,8 +25 25 11 13,0
6,16 x 0,64 Scd 4,70 x 0,45 Sc 5,82 x 0,65 Sdm 4,03 x 0,47 Sbc 5,94 x 0,78 Scd
Tab. 1: Daten der Objekte (V = visuelle Helligkeit in mag, a x b = Größe in Bogenminuten)
VdS-Journal Nr. 11
eine Sc-Galaxie mit einem Achsenverhältnis von 1:10,4. Sie ist eingebettet in ein kleines Sternenfeld. Die Helligkeit steigt zum Galaxienzentrum leicht an. Bei 290facher Vergrößerung bietet sich ein einprägsames Bild dieses Objektes. Mit UGC 1281 = RFGC 384 (Abb. 3) beobachtete ich die erste SuperthinGalaxie in einer Galaxiengruppe mit physikalischem Bezug. Diese Sc-Galaxie hat
D E E P - S K Y + V E R Ä N D E R L I C H E 103
ein Achsverhältnis von 1:9,0. An der östlichen Flanke grenzt die Galaxie PGC 6700 an und in Verlängerung des nördlichen Endes die schwache LEDA 212843 mit stellarem Kern. PGC 6700 hat einen diffusen stellaren Kernbereich. Bei 290facher Vergrößerung nimmt man bei der ,,Superthin" einen leichten Helligkeitsanstieg zum Zentralbereich hin wahr. NGC 973 = RFGC 553 (Abb. 4) befindet sich ebenfalls in einer Galaxiengruppierung bestehend aus IC 1815 und LEDA 213029. Die IC-Galaxie befindet sich an der südöstlichen Flanke, die LEDA-Galaxie unterhalb des nördlichen Endes der Galaxie. Das Achsenverhältnis beträgt hier nur noch 1:8. Der Kernbereich
wirkt kondensiert und ist leicht südlich verschoben. Ein markantes Sternfeld bietet bei diesem Objekt den spektakulärsten Anblick bei 100facher Vergrößerung. Schwächer ist die Galaxie UGC 2082 = RFGC 558 (Abb. 5) mit dem Achsverhältnis 1:7. Obwohl die fotografische Helligkeit nahezu identisch ist, unterscheidet sich der visuelle Eindruck erheblich. Über die nördlichen hellen Sterne findet man jedoch leicht den Weg zu dieser Galaxie. Es ist kein sichtbarer Kern vorhanden. Die Helligkeitsverteilung innerhalb der gesamten Galaxien Fläche ist nahezu homogen. Weitere Details offenbaren sich hier nicht. Fortsetzung folgt ...
Literaturhinweise [1] Steinicke, W., 2000: ,,Superthin Galaxies" -
Objekte scharf wie eine Rasierklinge, VDS Journal Nr. 5 (2/2000), 71 [2] Kleisa, M., 2001: Seitenstiche (Teil 1), VdS-Journal Nr. 7 (II/2001), 8 [3] Polakis, T.: www.psiaz.com/polakis/flat/ flat2.html [4] Kleisa, M.: www.astrozeichnungen.de [5] Diederich, H.-G., 2002: Untersuchung einer ,,superthin" Galaxie mit einem Modell, VdS-Journal Nr. 9 (II/2002), 110
Der Mirastern SS Her - ein flinker Geselle am Sommerhimmel
von Dietmar Bannuscher
Für unsere Vorhersagen zu einzelnen ausgewählten Sternen haben wir diesmal SS Herculi erkoren, RA: 16 32 55 / Dec: +06 51,5
Dieser schnelle Mirastern benötigt nur 107,36 Tage von Maximum zu Maximum. Dabei kann seine Helligkeit immerhin zwischen 8,5 und 13,5 mag schwanken. In den meisten Fällen hält er sich allerdings zwischen 9,2 und 12,4 mag. Somit ist er auch für kleinere Teleskope über die gesamte Helligkeitsveränderung hinweg sichtbar. Sein vorausgesagtes Maximum sollte SS Her Mitte Juni erreichen, das vorhergehende Minimum wird kurz vor Drucklegung dieses Journals durchschritten. Der Frühjahrs- und Sommerhimmel dürfte dem geneigten Leser und Beobachter einen kompletten An- und Abstieg gönnen. Als zusätzliches Bonbon befindet sich in direkter Nachbarschaft der als evtl. veränderlich eingestufte NSV 7814, welcher zwischen 10,9 und 12,8 mag schwanken soll. Wer hilft hier mit Beobachtungen? Hilfen gibt es wie immer beim Autor, bei der BAV, Munsterdamm 90, 12169 Berlin oder unter http://www.bav-astro.de !
Abb. 1: AAVSO-Aufsuchekarte des Mirasterns SS Herculi
VdS-Journal Nr. 11
104 V E R Ä N D E R L I C H E
CCD-Photometrie mit Filtern
von Wolfgang Quester
Im VdS Journal II/2002 [1] habe ich Möglichkeiten der Photometrie mit CCDKameras ohne Gebrauch von Filtern beschrieben. Dem interessierten Amateur bieten sich damit viele Arbeitsmöglichkeiten, z. B. die Beobachtung veränderlicher Sterne oder der Rotationslichtkurven von Planetoiden. Wenn es aber darauf ankommt, Helligkeiten in einem Standardsystem anzugeben, müssen Filter verwendet werden. Weltweit werden visuelle Beobachtungen von Mira- und anderen roten Sternen gesammelt. Ungefilterte Messungen lassen sich darin nur schwer einpassen. Solche Sterne sollten in einem international verwendeten System gemessen werden. Dazu bietet sich das UBVRISystem als das am häufigsten in der Astronomie verwendete photometrische System an. Es beruht auf vorgeschriebenen Spektralbereichen, die mit Farbfiltern dargestellt werden. Die Durchlasskurven solcher, z. B. von der Fa. Baader gelieferter, Filter zeigt Abbildung 1. Auf den UFilter kann verzichtet werden, denn unsere CCD-Kameras sind in diesem Spektralbereich nicht empfindlich. Es ist wahr, Filter haben Nachteile. Für den Beobachter überwiegen trotzdem die Vorteile des UBVRI-Systems (siehe Auflistung). Die Kalibrierung, also die Bestimmung von Extinktions- und Transformationskoeffizienten, habe ich in den BAV-Blättern 15 beschrieben [2]. Hier kurz die Grundlagen: Zur Bestimmung von BVRI-Helligkeiten und Farbindizes müssen die mit dem eigenen Instrument gewonnenen Helligkeitsmessungen rechnerisch an das Standardsystem angepasst werden. Zwei Größen beeinflussen die Anpassung: die Extinktion, also die wellenlängenabhängige Absorption des Sternlichts in der Atmosphäre und die spektrale Empfindlichkeit des CCD zusammen mit der Lichtabsorption unseres Fernrohrs. Sie werden durch so genannte Extinktions- und Transformationskoeffizienten beschrieben. Um diese zu gewinnen sind Messungen von Standardsternen mit unterschiedlichem Farbindex nötig, und zwar 1. mit mindestens 2 Filtern 2. bei mehreren Zenitdistanzen. Das heißt, man misst entweder a) ein Feld öfter während der Nacht oder b) über den Himmel verteilte Standard-
sterne.
VdS-Journal Nr. 11
Abb. 1: Die gemessenen Durchlasskurven des Filtersatzes (ohne U).
Die vollständige Kalibrierung ist demnach
zeitaufwändig. Hinzu kommt, dass es in
Mitteleuropa nur wenige photometrische
Nächte im Jahr gibt. In unserem Klima
ändert sich die Extinktion von Nacht zu
Nacht, ja sogar innerhalb einer Nacht, und
Messungen in größeren Zenitdistanzen als
60 Grad sollten sowieso vermieden werden.
Glücklicherweise kann man der Extinktion
Herr werden: Amateur-CCDs an unseren
Fernrohren bilden Gesichtsfelder unter 1 Grad
x 1 Grad ab. Da kann die absorbierende
Luftmasse X zwischen uns und dem
Sternfeld als konstant über das gesamte
Gesichtsfeld angenommen werden. Für
jeden zu messenden Stern einer Aufnahme
darf man dann eine lineare Gleichung
ansetzen (hier als Beispiel für V, analog für
B, R und I):
V - Hv = A + bv FI
[2]
Hier bedeuten: V die Kataloghelligkeit im V-Bereich, Hv die mit V-Filter vom Computer angezeigte Rohhelligkeit, A eine Konstante und FI den Farbindex des zu messenden Sterns, z. B. (B-V). Lineare Ausgleichung liefert daraus die Konstante A und den Transformationskoeffizienten b. Diese Rechnung ist für jede einzelne Aufnahme zu wiederholen. A kann sich von Aufnahme zu Aufnahme ändern, der Transformationskoeffizient bleibt als kennzeichnend für die FernrohrFilter-CCD-Kombination für lange Zeit unverändert. Aus diesem Grund habe ich mich bisher darauf beschränkt, allein meine Transformationskoeffizienten zu bestimmen. Ihre Kenntnis gibt Auskunft über die Güte der Anpassung des Instrumentariums an die Spektralbereiche des Standard-
Nachteile · Filter kosten Geld. Einzelner Filter: 50-100 Euro, Filterrad, steuerbar vom Computer
aus: ca. 1.000 Euro. · Filter kosten Licht. V-Filter lassen nur ca. 16 % des vom CCD erfassbaren Lichts
durch. Das bedeutet einen Lichtverlust von 2 mag. · Filter kosten Arbeit. Rechnerische Korrektur der Messwerte aufs Standardsystem ist
nötig (Kalibrierung).
Vorteile · Als verbreitetstes Standardsystem mit vielen über den ganzen Himmel verteilten
Zweitstandards bietet es einen Einstieg in die Astrophysik. · Große Bandbreite, genügend Licht für Amateurfernrohre.
Absolute (Ganzhimmel-)Photometrie ist möglich, sofern das Instrument kalibriert wurde. BVRI-Photometrie liefert international vergleichbare Werte.
V E R Ä N D E R L I C H E 105
Abb. 2: BVIc-Lichtkurven von V838 Mon Februar bis April 2002. Im Februar nur visuelle Schätzungen.
systems. Als brauchbare Anpassung gilt, wenn sie im Intervall +- 0,1 liegen. Ein geeignetes Sternfeld für diesen Zweck ist der offene Sternhaufen M 67. Ich bevorzuge heute Helligkeiten und Farben, die A. A. Henden angibt [4]. Henden hat auch viele Sequenzen in der Umgebung von Veränderlichen erstellt. Beobachtung dieser Sterne stellt den Idealfall dar, denn mit jeder einzelnen CCD-Aufnahme des Feldes können die Transformationskoeffizienten und die Helligkeit des Veränderlichen bestimmt werden. Standardabweichungen der Einzelmessung von wenigen hundertstel Größenklassen sind erreichbar. Z. B. gibt es für die Umgebung von V838 Mon eine Sequenz von Henden. Sie ermöglichte die Lichtkurve in den Bereichen B, V, Ic (Abb. 2). Die IcLichtkurve des Ausbruchs und der zunehmende Farbindex (V-Ic) gaben einen ersten Hinweis auf eine Staubhülle um den Stern. Hier ist die Bemerkung angebracht, dass es einen Unterschied zwischen den Bereichen R und I bzw. Rc und Ic gibt. R und I sind Bereiche, die Morgan und Johnson, die ,,Erfinder" des UBVSystems, später hinzugefügt haben. Aus praktischen Gründen haben Kron und Cousins etwas kurzwelligere Bereiche definiert, die als Rc und Ic bezeichnet und heute zumeist verwendet werden (der Index c steht für das Cape Observatory). Verwirrend ist, dass auch sie in der Literatur oft nur als R, I bezeichnet werden. Die Baader-Filtersätze entsprechen diesen ,,c-Bereichen".
Wer Mira- oder andere rote Veränderliche beobachtet kommt nicht umhin, V-, Rcoder Ic-Filter einzusetzen, damit die Messungen mit denen anderer Beobachter vergleichbar werden. Die weltweit benutzten Vergleichskarten der amerikanischen Veränderlichenbeobachter AAVSO geben nur visuelle Helligkeiten für Vergleichssterne an, so dass auch nur das V-Filter zum Einsatz kommt. Jeder Beobachter hat dabei die Erfahrung gemacht, dass Helligkeiten der Karte schlecht mit dem eigenen Empfinden übereinstimmen. Es ist notwendig, unter allen bezeichneten Sternen geeignete auszuwählen. Für CCDBeobachter gilt das gleiche. Sie müssen alle Sterne mit V-Filter messen und prüfen, ob die Helligkeitsdifferenzen ihrer
Messungen mit den Differenzen der Kartenhelligkeiten übereinstimmen. Die Sterne mit den geringsten Unterschieden zwischen Karten- und Messdifferenz bilden dann eine geeignete Vergleichssequenz. Unter diesen Umständen wird die Genauigkeit der V-Angaben nicht besser als die visueller Schätzungen (die interne Genauigkeit einer solchen Messreihe ist natürlich wesentlich größer). Da bei den Einsendungen an die AAVSO die verwendeten Vergleichssterne anzugeben sind, ist eine spätere kritische Bewertung möglich. Viel häufiger als BVRI-Filter besitzen Amateure RGB-Filter für Farbaufnahmen von Himmelsobjekten. Ich empfehle, auch für diese Filter Transformationskoeffizienten zu bestimmen. Erste Erfahrungen zeigen, dass V- und RBereich mit dem G- bzw. R-Filter befriedigend dargestellt werden. Aber Achtung! Es sind häufig Interferenzfilter mit Nebenmaxima der Durchlässigkeit im Infraroten und, als R-Filter, auch im Blauen. Die Nebenmaxima müssen unterdrückt werden. Beim Kauf empfiehlt es sich, darauf hinzuweisen, dass die Filter zur Photometrie eingesetzt werden sollen, und sich die Durchlasskurven geben zu lassen.
Literaturhinweise [1] Quester, W., 2002: VdS-Journal Nr. 9
(II/2002), 12 [2] Quester, W., 1999: UBV(RI)c-Fotometrie
und Standardfelder, BAV Blätter 15 (1999) [3] Da Costa, G.S., 1992: Astronomical CCD
Observing and Reduction Techniques, ASP Conference Series 23 (1992), 90 [4] Henden, A.A.: ftp://ftp.nofs.navy.mil/ outgoing/aah/sequence/
Gelegenheit ,,... Das ist 'ne Gelegenheit... gebraucht... aber Triplet... 2-Zoll-Okularauszug... Säule...
Deutsche Montierung... Motorantrieb in zwei Achsen...
und..." ,,Ach... Die technischen Details
interessieren mich wenig... Wo kann ich denn die Horoskope
einstellen bzw. ablesen?"
VdS-Journal Nr. 11
106 V E R Ä N D E R L I C H E
Bestimmung der Entfernung von V838 Monocerotis aus seinem Lichtecho
von Hans G. Diederich
V838 Mon wurde am 6.1.2001 entdeckt und erweckte unter Fach- und Amateurastronomen großes Interesse, als sich am 2.2.2002 ein zweiter viel hellerer Ausbruch ereignete. Dieser sandte in alle Himmelsrichtungen einen Lichtpuls aus, der nach und nach Teile von Staubschalen aufleuchten ließ, die V838 Mon vor Jahrtausenden ausgestoßen hatte und die bisher unsichtbar geblieben waren.
Detaillierte Informationen zum Stern sind der Website der BAV (VdS-Fachgruppe Veränderliche) zu entnehmen. Aufgrund der Einzigartigkeit erklärte die BAV V838 Mon zum ,,Stern des Jahres 2002". Im VdS-Journal wurde über diese interessante Himmelserscheinung einige Male in Wort und Bild berichtet [1, 2, 3]. Im vorliegenden Aufsatz wird speziell auf die Beobachtung seines Lichtechos, dessen Ausdehnung und die Bestimmung der Entfernung eingegangen. Jeder Sternfreund sollte damit in der Lage sein, anhand der eigenen CCD-Aufnahmen eine Entfernung im Bereich von einigen tausend Lichtjahren selber zu ermitteln. Eine äußerst reizvolle Aufgabe und Chance, die sich uns nur höchst selten bietet.
Das Lichtecho dehnt sich aus Die Abbildung 1 zeigt V838 Mon im Februar, April und September 2002. Auf den letzten beiden Aufnahmen ist das Lichtecho und die Zunahme seines Durchmessers zu erkennen. Die erste mögliche Auswertung der CCD-Aufnahme(n) besteht im Ausmessen des Durchmessers. Hierzu benötigen wir kein Lineal, denn eleganter geht es mit dem in jeder CCDKamera eingebauten Koordinatensystem: Der CCD-Chip ist wie ein Stück Millimeterpapier mit vielen und genau gleich großen Kästchen, den Pixeln, bedeckt. Im CCD-Bildbearbeitungsprogramm zeigen wir mit dem Mauszeiger nacheinander auf paarweise gegenüberliegende Stellen am Außenrand des Lichtechos und lesen unten im Fenster die x- und y-Koordinaten ab. Nach Differenzbildung in x- und y-Richtung, Quadrieren, Addieren und Wurzelziehen (Satz des Pythagoras) steht uns der Durchmesser zur Verfügung.
Zu verschiedenen Zeiten aufgenommene CCD-Bilder zeigen das Lichtecho unterschiedlich groß, es dehnt sich mit Lichtgeschwindigkeit (Formelzeichen Geschwindigkeit ist der Buchstabe c) in alle Richtungen aus. In einem Diagramm können wir also die verschiedenen Durchmesserwerte über der Zeit auftragen. In Abbildung 2 ist das mit den oben gezeigten Aufnahmen (mitte und rechts) geschehen. Die Durchmesser-Achse ist hier bereits mit Bogensekunden beschriftet.
Wie sieht nun der Schritt von der Einheit ,,Pixelgröße" der CCD-Kamera zu Bogensekunden aus? Es bieten sich hierfür mehrere Methoden an: Entweder man nutzt die bekannte Formel, mit der das Gesichtsfeld der Kamera aus den Abmessungen des Chips und aus der Brennweite des Teleskops berechnet wird. Oder man geht in eine elektronische Formelsammlung bzw. zu einem Tool im Web. Möglich ist auch, ein Sternkartenprogramm zu nutzen und mittels Dreisatz zum gesuchten Abbildungsmaßstab zu gelangen.
In der Abbildung 2 sind die Ergebnisse von April und September 2002 eingetragen. Da die Lichtgeschwindigkeit konstant ist, weitet sich auch das Lichtecho mit konstanter Geschwindigkeit aus. Wir können also die beiden Punkte im Diagramm mit einer Gerade verbinden ... und ziehen diese weiter durch, bis sie die Zeitachse schneidet. Hier hatte das Lichtecho den Durchmesser Null. Zu dieser Zeit ereignete sich der zweite, extrem helle Ausbruch. Es wurde der 2.2.2002 abgelesen, und das stimmt auf den Tag genau mit dem Datum aus der Literatur bzw. den Beobachtungen überein. Ein erstes kleines Ergebnis!
Bestimmung der Entfernung Aus der Ferne sehen wir, wie sich das Lichtecho mit einer konstanten Geschwindigkeit ausdehnt. Wir wissen, diese Ausdehnung findet in alle Richtungen mit der Lichtgeschwindigkeit c statt. Auf der Erde messen wir im CCD-Bild eine scheinbare Geschwindigkeit, die z. B. in Bogensekunden pro Woche angebbar ist. Wären wir von V838 Mon weiter entfernt, wäre diese scheinbare Geschwindigkeit
geringer, befänden wir uns in unmittelbarer Nähe zu V838 Mon, wäre sie erheblich größer. Aus dem ,,Vergleich" der von uns auf der Erde beobachteten scheinbaren Geschwindigkeit mit der tatsächlichen Geschwindigkeit am Orte von V838 Mon (Lichtgeschwindigkeit) müssten wir also als einzige Unbekannte die Entfernung der Erde zu V838 Mon ausrechnen können. So etwas hatten die Fachastronomen mit dem Lichtecho der Supernova 1987A gemacht. Das könnte doch auch mit V838 Mon funktionieren. Wie stellt man das an? Es muss eine Formel her. Und die bauen wir uns jetzt selber zusammen.
In der Abbildung 3 sehen wir uns (Männchen), V838 Mon (roter Punkt) und dessen Lichtecho (Kreis) von der Seite. Die unbekannte Entfernung zwischen uns und V838 Mon ist ,,d", und der halbe Durchmesser (Radius) des Lichtechos sei ,,b". Wir bzw. unsere CCD-Kamera sieht den Radius des Lichtechos unter dem Winkel alpha (). Vielleicht ist uns aus der Schule noch bekannt:
(1)
tan = b / d
Aber keine Bange, es wird gleich einfacher. Für kleine Winkel ist der Tangens von seinem Argument, dem Winkel (in Bogenmaß) nicht mehr zu unterscheiden. Endlich haben wir einmal einen Vorteil aus den großen Entfernungen zu unseren Deepsky-Objekten, denn (1) vereinfacht sich zu
(2)
=b/d
Wenn wir den Radius ,,b" nun ersetzen durch die Zeit, den das Licht benötigte, um vom Mittelpunkt des Lichtechos zu dessen Rand zu gelangen, und durch die Lichtgeschwindigkeit ,,c", dann sind wir (fast) fertig. Setzen Sie keinesfalls den Zahlenwert der Lichtgeschwindigkeit ein, sondern lassen Sie einfach ,,c" stehen. Wenn wir später die Entfernung in Lichtjahre umrechnen, kürzt sich ,,c" wieder heraus. Mit
(3)
c = b / t
wird aus Gleichung (2):
VdS-Journal Nr. 11
Neu
Abb. 2: Durchmesser des Lichtechos von V838 Mon in Bogensekunden
Abb. 3: ein großes Dreieck zur Ableitung der Entfernungsformel
(4)
=c·t/d
(5)
d = c · t /
Die Formel ist jetzt so einfach, dass wir die Entfernung - bei etwas Übung - sogar mit Papier und Bleistift ,,im Kopf" ausrechnen könnten. Die Herausforderungen liegen einerseits in der Umrechung von Bogensekunden (Gradmaß) ins dimensionslose Bogenmaß ... und natürlich darin, keinen Flüchtigkeitsfehler zu machen. Mit
(6)
= 2 · 360
rechnen wir den Winkel in Bogenmaß um. Nun wird alles eingesetzt und noch durch die Entfernung geteilt, welche das Licht in 1 Jahr zurücklegt. Das Formelzeichen ,,c" für die Lichtgeschwindigkeit kürzt sich heraus, und wir sind fertig.
Mit 1o = 3600" ergibt sich d in Lj aus (5) und (6):
(7) d = t · 3600 · 360 2
mit t in Jahren und in Bogensekunden. Noch ein letzter Tipp: Achten Sie darauf, den Radius des Lichtechos, nicht dessen Durchmesser (Abb. 2) einzusetzen. Jetzt steht einer erfolgreichen Auswertung Ihrer CCDAufnahme nichts mehr im Wege.
Ergebnis Auf diesem Wege bestimmte ich aus der im September 2002 gewonnenen CCDAufnahme die Entfernung von V838 Mon zu ca. 3.100 Lichtjahren. In der Literatur finden sich Werte von 8.000 Lichtjahren. In Arbeiten, welche ebenfalls das Lichtecho zur Entfernungsbestimmung heranzogen, stehen als Ergebnis allerdings 2.580 bzw. 2.150 Lichtjahren
Zusammenfassung Es wurde gezeigt, wie aus der eigenen CCD-Aufnahme die
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108 V E R Ä N D E R L I C H E
Entfernung zu einem Stern bestimmt werden kann, der sich weit außerhalb der mit Parallaxenmessungen noch erreichbaren Tiefe befindet. Jeder CCDler kann dies mit eigener Ausrüstung nachvollziehen. Das Lichtecho von V838 Mon dehnt sich weiter aus und ist mit längeren Belichtungszeiten immer noch nachweisbar. Die Koordinaten von V838 Mon lauten Rektaszension = 07h 04m 04,801s und Deklination = -03 Grad 50' 50,77'' (Äquinoktium 2000.0).
Für mich war V838 Mon ein echtes astronomisches Abenteuer unter Einsatz verschiedenster Disziplinen. Bei der ersten (visuellen Beobachtung) am 15.1.2002 im verschneiten Odenwald war nicht einmal zu erahnen, was diese ,,mögliche Nova"
die folgenden Monate nach alles bieten und bewirken würde ... V838 Mon war und ist in jeder Beziehung einmalig! Ich wünsche dem Leser bei der eigenen Beobachtung, Auswertung und Rechnung Erfolg und viel Freude.
Literaturhinweise
[1] Diederich, H.G., 2002: Extrem heller Ausbruch von V838 Monocerotis, VdS-Journal Nr. 8 (I/2002), 105
[2] Diederich, H.G., 2002: Lichtecho von V838 Mon, VdS-Journal Nr. 9 (II/2002), 137
[3] Diederich, H.G., 2003: V838 Mon - Der Veränderliche des Jahres 2002, VdS-Journal Nr. 10 (I/2003), 4
Errata
Leider sind in der letzten Ausgabe des VdSJournals mehrere Fehler enthalten, die wir bitten zu entschuldigen: · auf Seite 8 im Beitrag von Andre Müller:
,,Beobachtungen im ASL 2002" steht: ,,Der Autor (links) ...". Richtig muss es heißen: ,,Der Autor (Mitte) ...". · auf Seite 129 im Kasten ,,Errata" (wie peinlich): Der Satz ,,So ist die Protonenmasse 1836-mal größer als die Elektronenmasse ... (S. 221 im VdS-Journal 10) muss korrekt heißen 1836-mal" sagt nicht was falsch und was richtig war. Richtig muss der Satz im Erratum lauten: ,,So ist die Protonenmasse 1836-mal größer als die Elektronenmasse ... (S. 221 im VdSJournal 10) muss korrekt heißen 1836-mal".
Abb. 1: V838 Mon und die Entwicklung seines Lichtechos im Jahre 2002
Hubble sieht V838 Monocerotis
vorgestellt von Dietmar Bannuscher Der Veränderliche V838 Mon in Aufnahmen vom 20.5.2002, 2.9.2002 und 28.10.2002 mit der Advanced Camera of Surveys des Hubble Space Telescopes. Durch die häufige Beobachtung mit dem HST gelingt es, immer andere Teile des Nebels hochaufgelöst abzubilden, nämlich genau die Bereiche, die gerade durch das Lichtecho beschienen werden. Daraus ergibt sich eine genaue dreidimensionale Karte des Nebels.
VdS-Journal Nr. 11
S O N N E + J U G E N D A R B E I T 109
Maximum des 23. Zyklus' erreicht?
von Andreas Zunker
Im VdS-Journal Nr. 9 (II/2002, S. 117) war zu berichten, dass die Sonnenaktivität nach einem Maximum Mitte 2000 und einer kleinen ,,Verschnaufpause" Ende 2000/Anfang 2001 wieder deutlich anstieg.
Der Autor vermutete, dass das nun anstehende zweite Maximum das erste noch übertreffen könnte. Diese Vermutung wurde nach Redaktionsschluss durch Rechnen einiger ,,Was-wäre-wenn"-Szenarien untermauert.
Tatsächlich erreichten die geglätteten Relativzahlen des SONNE-Relativzahlnetzes im November 2001 ein Maximum bei Re = 125,3. Dies ist nun wahrscheinlich für die VdS-Fachgruppe Sonne das ,,echte" Maximum des 23. Zyklus', denn das Maximum im Jahr 2000 erreichte ,,nur" Re = 124,1 (Abb. 1).
Bei den offiziellen ,,Profi-Zahlen" des SIDC sieht das Ganze etwas anders aus. Hier lagen die Werte in der letzten Zeit im Vergleich zum SONNE-Netz deutlich niedriger, so dass es dort beim Maximum von Ri = 120,8 im April 2000 bleibt.
Wer hat nun recht, Profis oder Amateure? Mehr dazu in einem der nächsten Hefte!
Abb. 1: Monatsmittel der Relativzahlen des SONNE-Netzes 1996-2002, geglättet nach der P17-Methode
Informationen zur VdS-Fachgruppe Sonne finden Sie im Internet unter: http://www.vds-sonne.de/
SONNE, das Mitteilungsblatt der Amateur-Sonnenbeobachter lesen sie online unter:
http://www.SONNEonline.org/
Viel Spaß beim Beobachten und Surfen!
Teleskop-Pflege - oder: Wir zerlegen Teleskope
von Susanne Hoffmann
Mein eigenes Fernrohr, das ich dankenswerterweise von einem befreundeten Amateurastronomen vor einigen Monaten geschenkt bekam, hatte vor der Überführung in meinen Besitz ca. 20 Jahre in einem Garten irgendwo am Stadtrand Berlins gestanden. Wind und Wetter derart ausgeliefert, hatte es nun sichtbar gelitten. Sogar der Hauptspiegel war etwas angegriffen: Nicht nur, dass dieser einfach von großen, sichtbaren Dreckansammlungen überzogen war. Diese waren außerdem auch an den Spiegel wirklich ,,angewachsen". Außerdem war die Fangspiegelhalterung nicht die einzige Spinne im Tubus. Schon vor der Abfahrt ins Jugendlager rückte ich also bereits mit einem gewöhnlichen Staubsauger den Bugs im Fernrohr zu Leibe (Abb. 1).
Reinigen Der Spiegel selbst musste aber ebenfalls dringend gereinigt werden. Er brauchte eine komplette Grundreinigung, sodass ich diese höchstselten durchzuführende Aktion im Camp als Workshop anzubieten gedachte. Zunächst ist der Spiegel auszubauen. Wenn er sehr fest eingepasst ist, muss durch sanftes Klopfen von wechselnder Seite nachgeholfen werden, bis er dem Tubus entnommen werden kann (Abb. 2). Er wird dann komplett in ein Wasserbad gelegt, das mit sehr viel Seife (z. B. weiches Geschirrspül-Mittel) angereichert ist. Die Seife löst zunächst durch bloßes chemisches Einwirken den meisten Dreck, so dass es gar nicht notwendig ist, auf den Spiegel zu fassen. Dieser Ideal- und
Abb. 1: Die Autorin beim Aussaugen des Teleskops
VdS-Journal Nr. 11
110 J U G E N D A R B E I T
Abb. 2: Beim Galaxy D8 von Intercon-Spacetec musste sanfte Gewalt angewendet werden.
Normalfall war bei meinem Fernrohr leider nicht hinreichend. Da die Beschmutzung teilweise wirklich am Spiegel angebacken war, musste ich diese Flecken mechanisch entfernen. Natürlich ist ein Fernrohr-Spiegel nicht einfach mit einem Putzlappen zu überwischen und man sollte Berührung jeglicher Art unbedingt vermeiden. Wischen birgt ja immer die Gefahr, dass ein dauerhafter Schaden in Form von Kratzern auf dem Spiegel entsteht. Nun war es aber zwingend notwendig etwas zu unternehmen, da eben die rein chemische Variante nicht wirkte. Mit einem Wattebausch vorsichtig im Wasser tupfend, wurde also der Spiegel behutsam bearbeitet. Und welch ein Glück: Das vorsichtige Streifen des Bausches über die entsprechenden Stellen hatte genug Kraft, dass sie sich lösten (Abb. 3). Nachdem der Spiegel nun wieder blank im Wasser lag, war auch der Grund für den starken Befall erkennbar: Die Schutzschicht, die normalerweise einen Fernrohrspiegel überzieht, um die empfindliche Spiegelschicht vor derart derben Angriffen zu bewahren, war im Laufe der Zeit von ihrem Zahn etwas angenagt worden. Sie hat also leider offensichtliche Lücken, weshalb ich langfristig wohl nicht um eine Neubelegung des Spiegels umhin komme. Nun musste der Spiegel aber auch wieder trocknen. Auch hier ist Wischen, also ,,Abtrocknen" selbstverständlich strikt untersagt. Das seifige Wasser musste also so abgespült werden, dass das Verdunsten keine Spuren hinterlässt. Manchmal wird für diese Aktion reiner Alkohol empfohlen, da er sehr flüchtig ist und daher nach dem Spülen schnell einen trockenen
VdS-Journal Nr. 11
Abb. 3: Die hartnäckigen Verschmutzung wurden vorsichtig mit einem Wattebausch entfernt.
Spiegel hinterlässt. Allerdings ist diese Eigenschaft nicht zwingend notwendig, so dass dieser Schritt hier mit destilliertem
Abb. 4: Das Abspülen geht zu zweit leichter.
Wasser durchgeführt wurde. Bei einem achtzölligen Spiegel ist es am besten dies zu zweit zu erledigen. Dann kann einer den schweren Spiegel mit beiden Händen halten, während der andere vorsichtig das destillierte Wasser darüber gießt (Abb. 4). Falls große Tropfen auf dem Spiegel haften bleiben, ist es durchaus möglich, sie vorsichtig mit einem sehr saugfähigen Tuch zu verkleinern. Auch dabei ist natürlich genau acht zu geben, dass das Tuch nicht die Spiegelschicht berührt (Abb. 5).
Anbringen einer Mittelmarkierung Wird der Spiegel nun wieder ins Fernrohr eingebaut, muss er neu justiert werden. Zu diesem Zwecke ist eine Markierung seiner Mitte überaus empfehlenswert. Beim Justieren ist der durch das Tool hervorgerufene Lichtpunkt mit der Mitte des Hauptspiegels zur Deckung zu bringen. Bei meinem Fernrohr gibt es nun eine zen-
trale Markierung, für die in einen kleinen sternförmigen Sticker ein Loch gestanzt wurde. Im Camp hatten wir jedoch bei einem Leihteleskop (Galaxy D8) der Firma Intercon-Spacetec die Möglichkeit, eine handelsübliche Markierung aufzubringen. Die Schwierigkeit besteht darin, die Mitte des Spiegels zu finden, damit man die Markierung dort aufbringen kann. Eine Möglichkeit ist, Schnüre längs des Durchmessers zu spannen, deren Schnittpunkte sich in genau einem Punkt treffen sollten. Das Problem ist jedoch oftmals das Auffinden der genauen Durchmesser, weshalb man dabei leicht ein wenig neben der Mitte liegen kann. In der Praxis ist es daher doch einfacher, den Spiegel, dessen Durchmesser schließlich bekannt ist, einfach mit einem Blatt Papier zu umreißen. Von einem Kreis, der mit einem Zirkel gezeichnet wurde, ist der
Abb. 5: Größere Wassertropfen werden vorsichtig entfernt.
Abb. 6: Der Hauptspiegel mit seiner neuen Mittelmarkierung
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Mittelpunkt allerdings sehr gut bekannt, da der Zirkel ja eingestochen wurde. So ist die Mitte des Kreises leicht gefunden und die Mittenmarkierung kann aufgebracht werden (Abb. 6).
Justieren des Fernrohrs Der nun wieder ins Fernrohr eingebaute Spiegel muss natürlich komplett neu justiert werden. Dabei ist es zweckmäßig, mit dem Justieren des Fangspiegels zu beginnen. Schließlich beeinflusst er den Lichtweg zum Hauptspiegel wesentlich, während für seine Justierung die des Hauptspiegels irrelevant ist. Für das Justieren des Fangspiegels benötigt man nur ein Rohr mit zwei gekreuzten Fadenkreuzen; es könnte also durchaus selbst gebastelt werden. Es sind dann einfach die beiden Fadenkreuze zur Deckung zu bringen, während sich das Tool im Okularauszug befindet. Gleichzeitig wird die dahinter liegende Markierung des Hauptspiegels beobachtet und mit den Mitten der beiden Fadenkreuze zur Deckung gebracht. Das eigentliche Justieren erledigt man besser zu zweit. Während einer an den Schrauben der Fangspiegelhalterung dreht, schaut der Partner durch das Tool und beobachtet die Fadenkreuze. Dazu sollte er ruhig etwas Abstand haben, damit er beide Fadenkreuze gleichzeitig scharf sehen kann (Abb. 7). Ist der Fangspiegel hinreichend gut eingestellt, kann der Hauptspiegel justiert werden. Hat man den Luxus eines Justierlasers zur Verfügung kann einfach dieser in den Okularansatz gesetzt werden. Der von ihm hervorgerufene Lichtpunkt lässt sich mit der Markierung am Hauptspiegel zur
Abb. 7: So wird der Fangspiegel justiert.
Deckung bringen. Doch auch vor der Erfindung von Lasern war es möglich, Fernrohrhauptspiegel zu justieren. Schließlich ist ihre Erfindung etwa drei Jahrhunderte älter. Zu diesem Zweck gibt es ein weiteres Tool, das man sich mit etwas Geschick auch selbst basteln kann: Ein kurzes Rohr, das in den Okularauszug passt, an seiner Oberseite einen Schlitz hat und an seinem Ende ein kleines Loch. Durch den Schlitz kann (Tages-)Licht ins Rohr fallen. Wird die Justierung nachts vorgenommen, kann hier mit einer Taschenlampe behutsam beleuchtet werden. Das Loch bildet sich auf dem Hauptspiegel ab und kann folglich mit dessen Mittenmarkierung gedeckt werden. Auch hier ist wieder Teamarbeit gefragt:
Während einer der Beteiligten vorne am Rohr die Genauigkeit der Übereinstimmung kontrolliert, dreht ein Assistent abwechselnd und systematisch an den Schrauben an der Unterseite des Hauptspiegels. So wird dieser in die richtige Lage manövriert. Gerade die günstigen Spiegelteleskope aus dem Kaufhaus sollten des öfteren justiert werden. So lässt sich die Bildqualität erheblich steigern und das Beobachten macht mehr Spaß. Wer es sich nicht alleine zutraut bzw. nicht die nötigen Werkzeuge hat, findet bei den Mitgliedern irgendeiner Sternwarte leicht Hilfe - oder er komme zu einem Teleskoptreffen.
Literaturhinweise
[1] Hoffmann, S.: http://home.arcor.de/sannah/
Sonnenfilterbau
von Yves Bastian
Der Sonnenfilter ist ein wichtiges Instrument, um die Sonne zu beobachten. Objektivsonnenfilter sind, wenn man sie kauft, sehr teuer. Aber es gibt die Möglichkeit, Sonnenfilter einfach selbst zu basteln. Die Firma Baader-Planetarium beschenkte unser Jugendlager großzügig mit ihrer Astro-Solar-Filterfolie. Darum stelle ich hier die Methode vor, nach der wir unsere Filter in einem Workshop bauten.
Umfang des Tubus sind. Ein Stück Sonnenfolie [1], etwas größer als die Öffnung des Teleskops. Eine Schere und Klebeband. Der erste Streifen wird eng um den Tubus gelegt und mit Klebeband zu einem Ring fixiert. Der Ring soll eng sitzen, sich aber auch noch vom Tubus ziehen lassen (Abb. 1).
Man nehme ... Zwei Streifen Tonpapier von ca. 5 cm Breite, die beide etwas länger als der
Abb. 1: Zuerst wird ein Pappring um den Tubus gelegt.
VdS-Journal Nr. 11
112 J U G E N D A R B E I T
Abb. 2: Die Folie wird über den ersten Ring gelegt und mit Klebeband befestigt.
Abb. 3 (oben): Zuletzt wird ein zweiter Ring aufgesetzt.
Nun wird die Folie möglichst glatt, aber ohne Spannung über den Ring gelegt. Es ist hilfreich, die Folie an einigen Stellen mit Klebeband am Tonpapier-Ring zu fixieren (Abb. 2). Danach formt man aus dem zweiten Pappstreifen einen weiteren Ring, so dass die Folie zwischen beiden Ringen eingeklemmt wird und fixiert ihn wieder mit Klebeband (Abb. 3). Anschließend nimmt man die beiden Ringe inklusive die Sonnenfilterfolie, wie sie auf dem
Tubus angebracht sind, herunter, schneidet die unten eventuell überstehende Folie ab und befestigt die beiden Ringe mit Klebeband aneinander. Fertig ist der Sonnenfilter!
Handhabung Die Sonnenfilterfolie hat einen Nachteil, sie ist empfindlich. Darum muss man seinen Filter immer vorsichtig auf- und absetzen. Für den Transport ist er in einem extra Karton (z. B. von einem PC-Mainboard) am besten aufbewahrt. Trotz aller Vorsichtsmaßnahmen sollte man ihn vor der Benutzung mit bloßem Auge gegen die Sonne auf Schäden untersuchen. Schon kleinste Löcher oder Kratzer können beim Blick durchs Teleskop Augenschäden hervorrufen. Behandelt man ihn gut, hat man aber sehr lange seine Freude an den tollen Sonnenbeobachtungen.
Bezugsquellen
[1] www.baader-planetarium.de; ab 20 Euro
Abb. 4: Jetzt steht der Sonnenbeobachtung nichts mehr im Wege.
VdS-Journal Nr. 11
Abb. 5 (rechts): Der Workshop beim Bau der Sonnenfilter.
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114 J U G E N D A R B E I T
Das International Astronomical Youth Camp 2002
von Tobias Kampschulte
Abb. 1: Die Teilnehmer des IAYC 2002
Wie der Name schon andeutet, handelt es sich beim IAYC um ein astronomisches Jugendlager von internationaler Bedeutung. Dahinter steht ein nichtkommerzieller Verein, der IAYC Workshop Astronomy e.V. (IWA), der das erste Camp bereits lange vor den deutschsprachigen Jugendlagern AAC [1] und ASL [2] durchführte und seitdem den multinationalen Charakter pflegt. So ist es selbstverständlich, dass in diesem Lager Englisch gesprochen wird, denn nur so ist eine Verständigung zwischen den Teilnehmern, die aus insgesamt 22 Ländern (Europa, Nordamerika, Russland, ja sogar Indien) den Weg nach Eichendorf/Bayern gefunden haben, überhaupt möglich. Von den 53 Jugendlichen im Alter zwischen 16 und 24 Jahren kam
ein großer Teil aus Deutschland, Slowenien und Belgien.
Drei Wochen lang bewohnten wir ein abgelegenes Schullandheim, das einen vorbildlichen Service bot und den Ansprüchen eines Astronomiecamps gerecht wurde: ,,Frühstück" um 12 Uhr, ,,Mittagessen" um 17:30 und ein ,,night meal" um Mitternacht. Dieser Rhythmus erlaubte eine ausgiebige Beobachtungstätigkeit unter dem dunklen Landhimmel, der leider viel zu selten aufklarte. Jeder Teilnehmer nahm während des Camps an einer der sieben Arbeitsgruppen (AGs) teil. Jede hatte ihren eigenen Schwerpunkt, beispielsweise ,,Practical Astronomy", ,,Philosophy of Science"
oder ,,Observational Cosmology". Zweimal täglich fanden zweistündige Arbeitsgruppensitzungen statt, in denen die Teilnehmer alleine oder in Zweiergruppen an einem selbstgewählten kleinen Forschungsprojekt arbeiteten. Die Ergebnisse wurden regelmäßig den anderen Gruppenteilnehmern vorgestellt und am Ende in einem ,,Report" in Buchform zusammengefasst. Simon Schweizer und ich haben beispielsweise in der AG ,,Practical Astrophysics" die Randverdunkelung der Sonne mit Hilfe unseres selbstgeschriebenen Programms ,,SunAnalyzer" vermessen und konnten schließlich ein Temperaturprofil der Photosphäre erstellen. Weitere Projekte waren u. a. Doppelsterninterferometer, Sonnenspek-
Abb. 2: Die Arbeitsgruppe ,,IDEA"
VdS-Journal Nr. 11
Abb. 3: Bis in die Nacht wird an den ,,Reports" gefeilt
J U G E N D A R B E I T 115
Abb. 4: Die Arbeitsgruppe ,,Signal Laboratory"
Abb. 5: Der Spektrograph sorgt für Erheiterung.
trograph, Modell einer Gravitationslinse, Theorie des Foucaultschen Pendels, Lichtkurve einer rotierenden Kartoffel... Beobachtet wurde auf einer großen zum Schullandheim gehörenden Wiese, die Teleskope konnten dort bequem in einer Hütte untergebracht werden. Zum astronomischen Programm gehörte auch ein Vortrag von Frank Leiter über visuelle Beobachtung. Das tägliche nichtastronomische Programm (NAP) diente dem gegenseitigen Kennenlernen und brachte uns viel Spaß bei Gruppenspielen. Dazu gehörten auch wochenlange Strategiespiele, in denen die Arbeitsgruppen gegeneinander antraten, sowie eine Schatzsuche. In zwei sogenann-
ten ,,National Evenings" präsentieren die Teilnehmer eines jeden Landes dieses in mehr oder weniger origineller Weise, in dem sie dessen Besonderheiten wie Bräuche, Lieder, Speisen oder Getränke vorstellen. Am ,,Poetry-Evening" kann jeder ein Gedicht in der Muttersprache vortragen. Geleitet wird das IAYC von zehn ehemaligen Teilnehmern, meist Studenten: Neben den sieben AG-Leitern und dem NAPLeiter gibt es noch einen ,,General" und eine Dunkelkammer-Leiterin. In der Dunkelkammer können nicht nur astronomische Bilder entwickelt werden. Eine Exkursion zum BMW-Werk in Dingolfing mit anschließendem Stadt-
bummel in Landshut, und ein ,,freier Tag", der zu einer Fahrt nach München oder einfach nur zum Faulenzen genutzt werden konnte, rundeten das Programm ab. Das nächste IAYC findet vom 19. Juli bis zum 8. August 2003 in Klingenthal/ Sachsen nahe der deutsch-tschechischen Grenze statt. Infos gibt es unter: www.iayc.org.
Literaturhinweise [1] Schremmer, H., 2003: Das 24.
Astronomische Abenteuercamp der M.A.O., VdS-Journal Nr. 10 (I-2003), 137 [2] Jahreis, O., 2003: 124.584 Zeichen und 1.001 Fotos, VdS-Journal Nr. 10 (I-2003), 6
VdS-Journal Nr. 11
116 C O M P U T E R A S T R O N O M I E
Gründung der VdS-Fachgruppe Computerastronomie
von Helmut Jahns
Am Wochenende des 19./20. Oktober war es soweit: In der Volkssternwarte Hagen wurde die VdS-Fachgruppe Computerastronomie gegründet. Damit soll die Arbeit der bisherigen Fachgruppe ,,Rechnende Astronomie", welche vom kürzlich verstorbenen Dr. Klaus Güssow betreut wurde, fortgesetzt werden und zugleich weitere Schwerpunkte bekommen. Wir wollen die Tätigkeit der Fachgruppe dahingehend erweitern, dass wir den fortgeschrittenen Einsatz von Computern in
Die Gründungsversammlung fand in sehr lockerer und konstruktiver Atmosphäre statt. Wir hatten im wesentlichen die Zielsetzungen und Aufgabengebiete unserer Fachgruppe festzulegen. Dazu existierte aus der Vorbereitungsphase bereits ein grobes Konzept, für welches wir die Details erarbeiteten.
Zielsetzungen Einer unserer Tätigkeitsbereiche ist die Beratung von Amateurastronomen, welche sich die Erstellung eigener Software (z. B.
Abb. 1: Die Teilnehmer der Gründungsversammlung (v.l.n.r.): Lena Kaderhandt, Willem van Kerkhof, Ralph Brinks, Heiko Garrelts, Bernward Große, Andreas Hörstemeier, Helmut Jahns. (Aufnahme von Werner Vollmer)
der Amateurszene in Zukunft Rechnung tragen wollen. Klassische Berechnungen astronomischer Problemstellungen ohne Computer werden von der Fachgruppe auch weiterhin abgedeckt. Die Gründung der Fachgruppe wurde maßgeblich von Heiko Garrelts initiiert. Schon sehr früh wurde eine Mailingliste eingerichtet, über die wir mögliche Projekte diskutierten und die Gründungsversammlung organisieren konnten. Ein geeigneter Ort für unser Treffen samt Übernachtungsmöglichkeiten wurde schnell gefunden.
VdS-Journal Nr. 11
zur Himmelsmechanik, Astrophysik oder dgl.) zur Aufgabe gemacht haben oder sich aus anderen Aufgabenstellungen heraus damit beschäftigen wollen oder müssen. Zusätzlich haben wir uns vorgenommen, aus unserer Erfahrung heraus einige ,,Goldene Regeln" zur Umgehung der typischen Fallstricke der Programmierung astronomischer Anwendungen zusammenzustellen. Diese sollen dann zusammen mit Codebeispielen typischer Algorithmen auf die Homepage der Fachgruppe gestellt werden. Programmierenden Amateurastronomen
fehlt es oft an geeigneten Anlaufstellen im Internet, um einführende oder weiterreichende Informationen zu bekommen. Auch die Literatur zu manchen Teilgebieten ist nicht sonderlich reichhaltig. Wir streben an, diesen Mangel zumindest abzumildern, indem wir in unsere Homepage Angebote wie z. B. Linklisten, Foren, und ein computerastronomisches Lexikon aufnehmen. Eine provisorische Homepage gibt es bereits und ist zu finden unter: http://www.hobby-astronomie.net/coma Ein weiteres Aufgabenfeld ist die Erstellung von Testberichten über kommerzielle und nichtkommerzielle Software, die in loser Folge im VdS-Journal oder auf der Website veröffentlicht werden sollen.
Eigenentwicklungen Es ist beabsichtigt, im Rahmen der Fachgruppe auch Eigenentwicklungen durchzuführen, wobei wir ein besonderes Augenmerk darauf legen, keine Software zu Problemen zu schreiben, für die bereits gelungene Lösungen existieren. Die Software soll dabei weitgehend plattformunabhängig sein. Innerhalb der Fachgruppe wurden einige denkbare Projekte erörtert, so z. B. die Realisierung von Tools zum einfachen Datenaustausch zwischen diversen Astroprogrammen oder die Entwicklung eines XML-basierten Dateiformats, welches als Grundlage z. B. einer Datenbank für Beobachtungsdaten dienen könnte. Konkrete Entscheidungen, welche Projekte als erstes durchgeführt werden sollen, sind allerdings noch nicht gefällt worden. Da es naturgemäß viele thematische Überschneidungen mit anderen Fachgruppen gibt, streben wir eine Zusammenarbeit mit ihnen an. So wäre es z. B. möglich, gemeinsam Programme zu entwickeln oder kleinere Tools auf Anfrage zu erstellen.
Zuständigkeiten und Ansprechpartner Bei dem Treffen wurden neben den Inhalten auch die Zuständigkeiten festgelegt. Als Leiter der Fachgruppe wurde Heiko Garrelts bestätigt, während der Autor dieses Beitrages zum Fachgruppenredakteur für das VdS-Journal gewählt wurde. Willem van Kerkhof betreute unseren Internetauftritt in hervorragender
C O M P U T E R A S T R O N O M I E 117
Weise und wird dies auch weiterhin übernehmen, wobei er beim Thema Codebeispiele nunmehr von Andreas Hörstemeier unterstützt wird. Die fachgruppeninterne Softwareentwicklung obliegt Thomas Langner. Als Ansprechpartner für Fragen zur Programmierung oder zu astronomischen Berechnungen allgemein hat sich Bernward Große angeboten. An dieser Stelle möchten wir gern alle programmierenden Sternfreunde ermutigen, sich bei hartnäckigen Problemen nicht zu scheuen, bei uns um Rat nachzusuchen. Fragen können an Bernward Große,
Herbartstraße 15 in D-26122 Oldenburg (bernward.grosse@oldenburgersternfreunde.de) gerichtet werden.
Fazit
Gegenwärtig sind wir etwas mehr als ein
Dutzend Mitglieder. Wir möchten alle
computerastronomisch engagierten Stern-
freunde herzlich einladen, in unserer jun-
gen Fachgruppe mitzumachen. Sie bietet
die Möglichkeit, sich mit Gleichgesinnten
auszutauschen und sich über ein breites
Spektrum
computerastronomischer
Themen zu informieren. Jeder, der bei uns
mitwirkt, ist frei in der Entscheidung, auf
welchem Gebiet er seinen Schwerpunkt setzt und wieweit er sich einbringen möchte. Mit der Gründungsversammlung wurde eine neue Fachgruppe auf den Weg gebracht, um eine Lücke in der Astroszene zu schließen. Möglich wurde dies vor allem durch das große Engagement eines jeden einzelnen in der Vorbereitungsphase. Unser besonderer Dank gilt der Volkssternwarte Hagen, welche uns Räumlichkeiten und Verpflegung zur Verfügung stellte, was ganz wesentlich zum Gelingen der Versammlung beitrug.
MaxClock 3.0
- eine astronomische Uhr für den PC
von Helmut Jahns
Wer kennt das nicht: Für das Einstellen von Objekten nach Koordinaten wird dringend die genaue Sternzeit benötigt, die während der Beobachtung fortlaufend in einschlägigen Jahrbüchern nachgeschlagen werden muss. Wenn bei der Beobachtung zumindest ein Notebook oder PC beiseite steht, kann ein geeignetes Softwaretool die Arbeit etwas erleichtern. MaxClock ist ein kleines DOS-Programm (die Ausführung im DOS-Fenster von Windows ist ebenfalls möglich), welches anhand der Systemzeit verschiedene Zeitinformationen sowie die Koordinaten der Sonne und des Mondes fortlaufend berechnet und anzeigt. Nach dem Start von MaxClock kann der Benutzer ein Zeitintervall von 1 bis 60 Sekunden für die automatische Aktualisierung der Bildschirmanzeige angeben. Er kann wählen, ob sich die Anzeige auf die aktuelle oder für eine aus einer Datei eingelesene Zeit bezieht. Mittels einer Konfigurationsdatei können auch weitere Parameter wie z. B. geografische Koordinaten und Einstellungen zu den Zeitangaben vorgenommen werden. Zu dem Programm gibt es eine ausführliche Dokumentation in Form einer Textdatei. Der Bildschirm von MaxClock ist dreigeteilt. Im oberen Bereich werden u. a. die lokale Uhrzeit, Weltzeit, fortlaufende Tagesnummer im Jahr, das (modifizierte) Julianische Datum und die Dynamische Zeit DT angezeigt. Dem zweiten Abschnitt sind hauptsächlich die ekliptikalen und äquatorialen Koordinaten von Sonne und Mond sowie Illumi-
nation, Elongation und Phase des Mondes zu entnehmen. Die Koordinaten können optional unter Berücksichtigung der Nutation und Aberration berechnet werden. Des weiteren wird die Distanz des Mondes und der Sonne zur Erde angegeben. Der untere Bereich beinhaltet die wahre und mittlere Ortszeit sowie die wahre und mittlere Sternzeit sowohl für Greenwich als auch für einen benutzerdefinierten Ort. Was die Genauigkeit für die astronomische Beobachtung angeht, stellt MaxClock den Astroamateur vollauf zufrieden. Für höhere Ansprüche hingegen verbleibt die Gangungenauigkeit der Systemuhr als Schwachpunkt. Wer jedoch nicht am Echtzeitverhalten interessiert ist, sondern sich nur die Zeitrechnung veranschaulichen will, kann die Zeitangaben über
Abb. 1: Screenshot von MaxClock 3.0
Tastatur oder eine Eingabedatei einlesen und das Problem mit der Systemuhr somit umgehen. Für die Zukunft würde man sich auf jeden Fall eine Windows-Portierung wünschen. Sofern die Ausführung im DOS-Modus nicht stört, ist MaxClock eine zuverlässige und auch auf älterer Hardware lauffähige PC(-Sternzeit)-Uhr. Eine Berechnung von Auf- und Untergangszeiten für Mond und Sonne würde noch eine weitere Abrundung dieses Tools darstellen. MaxClock ist Freeware und kann als Diskette von Udo Mark, Soiherweg 5 in D85667 Oberpframmern oder per E-Mail (udomark@ginko.de) bezogen werden. Registrierte Anwender werden über Updates informiert.
VdS-Journal Nr. 11
118 G E S C H I C H T E
Neues aus der Fachgruppe Geschichte der Astronomie
Gerade neu formiert, zeigt die Fachgruppe bereits reges Leben. Neben der Webseite (www.vds-astro.de/fg-geschichte), die ausführliche Informationen enthält, ist es vor allem die seit Mitte Januar eingerichtete Mailingliste, die dies eindrucksvoll demonstriert (Anmeldung über die Webseite). Momentan (Stand Anfang Februar 2003) tauschen dort bereits über 20 Geschichtsbegeisterte ihre Gedanken und Fragen aus. Ich bin sicher, dass dieser Trend weiter anhält, denn allerorts spürt man reges Interesse für die Astronomiegeschichte - und das nicht nur bei älteren Semestern!
Aber auch das VdS-Journal trägt nach dem Start der Rubrik ,,Geschichte" im letzten Heft Nr. 10 (I/2003) dazu bei. Die Geschichte der von Herschel erstellten Liste von Nebelschleiern ist Thema von Arndt Latußeck. Er stellt uns den ersten Teil in dieser Ausgabe vor. Im Juni feiern wir den 100. Geburtstag von Anton Kutter dem ,,Erfinder des Schiefspieglers". Dazu gibt es einen Beitrag von Wilhelm Brüggenthies und Wolfgang Steinicke. Herr Brüggenthies besitzt ein umfangreiches Archiv zu Biographien von Astronomen und wird im Journal immer wieder an bedeutende Personen erinnern. Aber auch
Ihre Themen und Beiträge sind jederzeit willkommen! Wie bereits angekündigt, plant die Fachgruppe ein erstes Treffen im Rahmen des 50-Jahrfeier der VdS auf der Archenhold-Sternwarte in Berlin vom 12. bis 14. September 2003 (siehe ,,Aktuelles"). Wer dort einen Vortrag halten möchte, wende sich bitte per Brief oder EMail (vortraege@vds-astro.de) an den FGLeiter Wolfgang Steinicke. Das dortige Ambiente ist sicher besonders für die Astronomiegeschichte geeignet!
Ihr Wolfgang Steinicke
Der Vater des Schiefspieglers: Anton Kutter zum 100. Geburtstag
von Wilhelm Brüggenthies und Wolfgang Steinicke
Am 13. Juni 2003 jährt sich der
100. Geburtstag von Anton
Kutter (Abb. 1). Die Zeitschrift
,,Sterne und Weltraum" beab-
sichtigte 1985 einen Nachruf auf
diesen bedeutenden Amateur-
astronomen zu bringen. Es blieb
bei der Absicht [1]. Heute wollen
wir das Versäumte nachholen
und an Anton Kutter erinnern.
Sein Name ist untrennbar mit
dem ,,Schiefspiegler" verbun-
den, einer eigenwilligen Kon-
struktion, von der man zunächst
nicht erwartet, das sie ,,gerade"
Bilder liefert. Und doch, es gibt
eine weltweite Fangemeinde und
auch in Deutschland finden sich
Geräte mit bis zu 40 cm Öff- Abb. 1:
nung. Einige mögen sich auch Anton Kutter (13.6.1903 - 1.2.1985)
noch an den alten Kosmos-
Bausatz mit 110 mm Öffnung
erinnern. Die Beobachtung (oder auch an der Riß geboren. Sein Geburtshaus, das
Fotografie) mit einem Schiefspiegler ist historisch bedeutsame ,,Haus zum
stets ein Genuss, liefert er doch ungemein Kleeblatt", steht an einem der schönsten
scharfe Bilder (Abb. 2). Doch wir wollen Marktplätze Deutschlands. Nach dem
hier weniger die technischen Details aus- Besuch des Gymnasiums in Ravensburg
breiten als vielmehr den Menschen Anton studierte Kutter an der Technischen
Kutter ins Gedächtnis rufen.
Hochschule in Stuttgart Maschinenbau,
während dessen assistierte er an der
Anton Kutter wurde am 13. Juni 1903 in Volkssternwarte in Stuttgart. Bis in diese
der ehemals freien Reichsstadt Biberach Zeit zurück reicht sein Gedankenaustausch
VdS-Journal Nr. 11
mit dem Mondprofessor Philipp Fauth (1867-1941). Nach bestandenem Diplomexamen besuchte Kutter 1926 das phototechnische Labor in Köln und widmete sich seiner großen Leidenschaft, dem Film. Bereits 1926 drehte er seine ersten eigenen Filme, darunter befand sich auch das Porträt der an Zeugnissen ihrer Vergangenheit so reichen ,,Wieland-Stadt" Biberach. Er drehte in Paris und arbeitete von 1931 bis 1949 für die ,,Bavaria-Filmkunst" in München, was ihm zwei Goldmedaillen bei der Biennale in Venedig einbrachte. Für die Bavaria schuf er 1937 den 20minütigen Zukunftsfilm ,,Weltraumschiff I startet", in dem die Mondlandung 1963 stattfindet - verblüffend echt dargestellt [2]. Von seinem Schwiegervater übernahm er nach dem Krieg das Filmtheater in Biberach, das er als Urania-Theater 1955 neu eröffnete. Kutter schuf insgesamt 50 Dokumentar- und Spielfilme. Eigentlich reicht das schon zur Berühmtheit aus. Aber sein Hobby war die Astronomie und hier war er nicht minder erfolgreich - Film und Astronomie blieben zeitlebens eng verwoben.
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Abb. 2: Aufnahme der Region um den Krater Triesnecker mit einem 30-cm-Schiefspiegler, von Bernd Flach-Wilken, feff = 15 m, 1 Sekunde mit AM13 CCD-Kamera, 23.9.1997)
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Abb. 3: Titelbild von Kutters Broschüre
Bereits als 12jähriger Gymnasiast baute Kutter aus Brillengläsern und dem optischen Teil eines Spielzeug-Kinematographen seinen ersten Refraktor. Er war stets auf der Suche nach dem optimalen Teleskop für den Astro-Amateur. Bedeutende Impulse kamen von Professor Anton Staus (1872-1952), dem Verfasser der Anleitung ,,Fernrohrmontierungen und ihre Schutzbauten" [3]. Dieser wies ihn auf das Konzept eines Kurzfernrohrs hin, das die Wiener J. Forster und K. Fritsch im Jahre 1867/77 als ,,Brachy-Teleskop" zum Patent angemeldet hatten. Kutter verfolgte die Idee weiter und seine Pläne für ein ,,Neo-Brachyt" wurden ab 1936 von der optisch-mechanischen Werkstätte Georg
Tremel in München unterstützt. Nach vierjähriger intensiver Arbeit konnte er der Öffentlichkeit ein funktionsfähiges Instrument präsentieren. In den Kriegsjahren begann Kutter eine Abhandlung über sein Fernrohr zu schreiben. Diese Arbeit erschien 1953 als Broschüre ,,Der Schiefspiegler" [4] (Abb. 3). Als Kinobesitzer in Biberach fand er nun auch wieder Zeit für nächtliche Himmelsbeobachtungen und richtete eine Sternwarte ein, mit einem 12"-Schiefspiegler als Hauptinstrument. Kutters Selbstbauvorschläge stießen allgemein auf großes Interesse. Bereits im Dezember 1952 stellten G. D. Roth und E. L. Pfannenschmidt das neue Fernrohr in Amerika vor. Nach einem weiteren Bericht über die hervorragenden Eigenschaften des Schiefspieglers in ,,Sky & Telescope" (Dezember 1958) wurden Kutter und sein Teleskop international bekannt. 1965 stellte Kutter seine Konstruktion in ,,Sterne und Weltraum" vor [5]. In einem Aufsatz des Historikers Joseph Ashbrook wird Anton Kutter in einer Reihe neben bedeutenden Teleskopbauern wie Galilei, Herschel, Porter und Nasmyth genannt [6]. Anfang 1975 wurde in Amerika auch Kutters letzter Entwurf - ein ,,Tri-Schiefs-
piegler" -vorgestellt, eine dreispiegelige, sehr kompakte Konstruktion, die keine Korrektionslinse erfordert [7]. Die Bildauflösung und der Kontrast sollen besser sein, als bei jedem anderen Gerät dieser Größe. Seit den siebziger Jahren lebte Anton Kutter zunehmend zurückgezogen im Kreise seiner Familie in Biberach. Nach längerer Krankheit fand sein erfülltes Leben am 1. Februar 1985 sein Ende.
Literaturhinweise [1] Nachrufe erschienen dagegen in:
Schwäbische Zeitung, Biberach Stadt und Land, Ausgabe 8. Februar 1985; Roth, G. D., 1985: Anton Kutter, Mitt. Astron. Ges. 64, 9; Sinnott, R. W., 1985: Optical Innovator Dies, Sky & Telescope 5/1985, 461 [2] www.heise.de/tp/deutsch/special/raum/ 13156/ 1.html [3] Staus, A., 1953: Fernrohrmontierungen und ihre Schutzbauten für Sternfreunde, 2. Aufl., München [4] Kutter, A., 1953: Der Schiefspiegler. Ein Spiegelteleskop für hohe Bilddefinition, Biberach [5] Kutter, A., 1965: Der Schiefspiegler, Sterne und Weltraum, 1/1965, 12 [6] Ashbrook, J., 1969: James Nasmyth`s Telescopes and his Observations, Sky & Telescope 12/1969, 380 [7] Hartmut Frommert`s Schiefspieglerseite: www.seds.org/~spider/scopes/schief.html
Die Nebelschleier des Sir William Herschel
von Arndt Latußeck
- Teil 1 -
Der berühmte Uranus-Entdecker Sir William Herschel war in vielen Dingen seiner Zeit voraus. Mit seinen großen Teleskopen und seiner einmaligen Beobachtungserfahrung stieß er an kosmologische, aber auch an technische und sogar physiologische Grenzen und durchbrach sie in vielen Bereichen. Doch die Arbeit an der Grenze des Machbaren rief viele Skeptiker auf den Plan. Dieser Text handelt von einem ganz besonders schwierigen Fall.
,,Moderne Fotografien mit großen Schmidt-Teleskopen und schnellen Emulsionen lassen keinen Zweifel daran, dass
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Herschel falsch lag. Viele der Felder sind frei von jeglichem Nebelschleier der von Herschel beschriebenen Art."
Dieses vernichtende Urteil eines der besten Herschel-Kenner, Michael A. Hoskin, aus dem Jahr 1963 [1] passt so gar nicht zum Bild der beobachterischen Lebensleistung des Friedrich Wilhelm Herschel: Tausende von Deep-SkyObjekten hatte der deutschstämmige Engländer entdeckt, mit für die damalige Zeit riesenhaften Teleskopen den Himmel buchstäblich jede klare Nacht abgesucht und sich so größte Erfahrung bei der Beobachtung des Sternenhimmels und vor allem bei der Beurteilung seiner eigenen Leistungsfähigkeit angeeignet. Und dann
soll einer der größten Astronomen aller Zeiten gleich bei einer ganzen Klasse von vermeintlichen Himmelsobjekten - den Nebelschleiern - einem Trugbild aufgesessen sein?
Die Geschichte beginnt im Jahre 1783. Bereits kurz nach Beginn seiner Durchmusterung des Himmels nach Nebelflecken mit seinem 20füßigen Teleskop fällt William Herschel ein großes Gebiet im Orion auf, das ganz und gar von Nebelwolken durchzogen zu sein scheint. 1791 schreibt er [2]: ,,Es befindet sich am Himmel eine teleskopische Milchstraße, die ich in mehreren Musterungen [im Original: Sweeps] vom Jahre 1783 bis 1789 aufgeklärt habe. Sie nimmt einen
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Abb. 1a: William Herschels Originalveröffentlichung der 52 Nebelschleier von 1811. Die Tabelle enthält die laufende Nummer (No), Rektaszension (R.A.) und Nordpolardistanz (P.D.) für die Epoche 1800.0, Ausdehnung in Rektaszension und Deklination (Paral. und Merid.), Fläche (Size) sowie persönliche Anmerkungen zum Escheinungsbild des jeweiligen Objektes.
Abb. 1b: Zweiter Teil der 52 Nebelschleier; Fortsetzung der Tabelle aus Abb. 1a.
Raum von mehr als 60 Quadratgraden ein, und tausende von Sternen sind über sie ausgestreut, unter anderen vier, welche ein Trapezium bilden, und in dem wohlbekannten Nebel des Orion liegen, welcher auch zu der eben gemeldeten Strecke gehört" [3]. Die Koordinaten dieses Gebietes (Äquinoktium 1800.0) werden mit ,,Rektaszension von 5h 15m 08s bis 5h 39m 01s; Poldistanz von 87 Grad 46' bis 98 Grad 10' " angegeben. Herschel beschreibt hier offensichtlich erstmals die Beobachtung der großen Nebelkomplexe im Orion, wie ,,Barnard's Loop", die Gebiete um den Gürtel des Orion und die weitere Umgebung des Orionnebels. Solch riesige Nebelmassen hatte er am Firmament nicht erwartet, denn die allermeisten Nebelflecken, die Herschel im Laufe der Jahre entdeckt hatte, waren klein und gut begrenzt.
William Herschel hatte sich unter Anderem die Aufgabe gestellt, eine erste Durchmusterung aller für ihn beobachtbaren Sternhaufen und Nebel durchzuführen. Für die Durchmusterungen benutzte er ausschließlich sein 20füßiges Spiegelteleskop. Zunächst von Newtonscher Bauart, verzichtete Herschel später auf den Fangspiegel und beobachtete direkt im Primärfokus des verkippten Spiegels, also vor der Teleskopöffnung. Der Spiegel aus Speculum-Metall hatte eine Öffnung von 18,8 Zoll (475 mm) bei 6 m Brennweite. Herschel arbeitete bei seinen Durchmusterungen grundsätzlich mit 157facher Vergrößerung; das entsprechende Okular erlaubte allerdings nur ein Gesichtsfeld von 15 Bogenminuten, Herschel beobachtete also mit einer Austrittspupille von AP = 3 mm. Aufgrund der bescheidenen Reflektivität des Speculum-Metalls, aus dem Haupt- und Fangspiegel bestanden, hatte Herschels ,,Zwanzigfüßer" allerdings eine effektive Lichtausbeute von unter 50 Prozent und entsprach vom Lichtsammelvermögen daher eher einem modernen 12Zöller.
Zwischen 1786 und 1802 veröffentlichte er drei Kataloge mit insgesamt 2.500 Sternhaufen und Nebelflecken, die später als Grundlage für den heute standardmäßig verwendeten ,,New General Catalogue" (NGC) dienten. Bei seinen Beobachtungen waren Herschel ausgedehnte Nebelobjekte bereits immer wieder aufgefallen, in seinen Katalogen hatte er für sie sogar eine eigene Objektklasse reserviert (Klasse V - Very large nebulae;
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122 G E S C H I C H T E
Herschel muss selbst
lange Zeit skeptisch
ob der Zuordnung
dieser Objekte an
der Grenze der
Wa h r n e h m b a r k e i t
gewesen sein. Erst
1811 veröffentlichte
er schließlich eine
Liste von gesam-
melten Beobach-
tungen aus der Zeit
der Himmelsdurch-
musterungen in den
Abb. 2:
Philosophical Trans-
Zeichnung von William Herschel von 1811 als Beispiel für
actions [4] (siehe
das typische Erscheinungsbild einer Diffuse Nebulosity
Abb. 1 a/b). Es han-
(Nebelschleier, "Fig.1."). Das dargestellte Objekt soll nur der delt sich um eine
Anschauung dienen und entspricht keinem existierenden
Liste von 52 Objek-
Nebel.
ten, Herschel nennt
sie Diffused Nebu-
losities (oder kurz:
die Nebelbögen des Zirrusnebels oder der Nebelschleier). Die lange Zeit zwischen
Nordamerikanebel sind Vertreter dieser Beobachtung und Veröffentlichung erklärt
Klasse). Was die Nebelgebiete im Orion, sich aus der Tatsache, dass Herschel erst
und dazu viele andere, die er immer wie- 1790, also lange nach Beobachtung der
der zufällig bemerkte, laut Herschel nun ersten Nebelmassen, zur Überzeugung
von ,,normalen" Himmelsobjekten der gekommen war, dass ,,Nebelmaterie", in
Klasse V unterschied, war ihr Anblick in welcher Form auch immer, überhaupt im
Teleskop: An manchen Stellen schien der Weltall existiert. Bis dahin galten Nebel
Himmelshintergrund etwas heller zu sein ganz einfach als nicht aufgelöste Ansam-
als an anderen, eben wie bei der mlungen von schwachen Sternen, und
Betrachtung der Milchstraße mit bloßen auch die Nebelschleier ließen sich so
Auge. Keine Strukturen zeichneten sich zwanglos als die beschriebenen ,,Teles-
dort ab, keinerlei Form war zu erkennen; kopischen Milchstraßen" erklären (s. o.).
nur eine gleichmäßige Helligkeit, die an Und es war ein weiterer Schritt hin zu der
anderen Stellen des Himmels so nicht vor- Erkenntnis, dass Nebelmaterie nicht nur in
handen war. Diese Gebiete schienen keine eng begrenzten Gebieten existieren sollte,
definierten Grenzen zu haben, der Über- sondern ein weit verbreitetes Phänomen
gang zwischen relativer Helligkeit und im Universum war. Diesen Schritt vollzog
relativer Dunkelheit war fließend, schon Herschel letztlich erst in seiner Ver-
die Helligkeitsunterschiede waren selbst öffentlichung von 1811.
für einen so ausgezeichneten Beobachter
wie Herschel kaum wahrnehmbar. Er Die Liste der Nebelschleier, dessen war
beschreibt denn auch die meisten betroffe- sich Herschel bewusst, würde in keiner
nen Himmelsregionen vorsichtig als affec- Weise Anspruch auf Vollständigkeit erhe-
ted - also ,,beeinflusst" - von Nebligkeit, ben. Die Nebelmassen konnten nämlich
zum Teil sogar mit dem Zusatz suspected - durchweg weder in ihrer Anzahl noch in
also ,,vermutet". Diese Umstände sowie ihrer Ausdehnung systematisch erfasst
ihre bloße Größe unterschied diese geister- werden, da bei ihnen ,,...die äußerste
haften Objekte gründlich von allen ande- Zartheit vorherrschend ist; dieß macht es
ren, die Herschel im Laufe der Jahre je vor wahrscheinlich, dass unsere beßten
seine Teleskope bekam. Die Gegend im Werkzeuge noch nicht so weit in die Tiefe
Orion war ihm dabei wahrscheinlich des- des Himmels reichen, um noch entferntere
halb als erste aufgefallen, da sie seit jeher Ausgießungen desselben zu gewahren."
die von Herschel meistbeobachtete Region Tatsächlich konnte Herschel aufgrund der
war, vor allem wegen des Großen riesigen Dimensionen und der Licht-
Orionnebels, M 42, zu dem Herschel Zeit schwäche für kein einziges Nebelobjekt
seines Lebens beobachterisch immer wie- genaue Abmessungen angeben, denn
der zurückkehrte.
,,...die Begrenzungen der Musterungszone
[original: Sweeping zone] lassen die
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Ausdehnung der Nebelmasse in Meridianrichtung unbestimmt. Der jeweilige Beginn ist ebenso unsicher, da der neblige Zustand des Himmels nur dann erkannt werden konnte, wenn seine Erscheinung bemerkenswert genug geworden war, um Aufmerksamkeit zu erregen. Das Ende [jeder Nebelmasse] bleibt stets unbestimmt, da, weil die Rektaszension jeweils nur einmal bestimmt worden war, ich nur eine einzige Minute an Zeit zu vergehen erlaubte, um [beim Vorbeistreichen der Nebelmasse durch das Bildfeld] die Ausdehnung der Schleier in dieser Richtung zu bestimmen, außer in Fällen, in denen ich die Zeit wiederholt maß in der Absicht, festzustellen, wie groß die Ausdehnung [der Nebelmasse] im Parallel war, oder wenn die Helligkeit eine längere [Beobachtungs-]Zeit sinnvoll erscheinen ließ..." Dies erklärt auch, warum einige Objekte mit vergleichsweise bescheidenen Ausdehnungen in der Liste verzeichnet sind; die wahren Grenzen konnte Herschel gar nicht bestimmen, da sich ihre Grenzen vor dem Himmelshintergrund einfach verloren (siehe Abb. 2).
Für Herschel blieb festzuhalten: Große Bereiche des Himmels sind mit dünnen Nebelschleiern überdeckt. Allein die aufgelisteten 52 Nebelmassen umfassen bereits eine Fläche von 151,7 Quadratgrad!
Nun fehlte vorerst eigentlich nur noch ein Teil des wissenschaftlichen Puzzles, um Herschels Theorie der Existenz von großflächigen Nebelmassen im Universum zu zementieren: Eine Bestätigung der Beobachtungen durch andere Beobachter. Und genau diese Bestätigung machte ein einfacher Umstand praktisch unmöglich: William Herschel besaß zu seinen Lebzeiten die mit Abstand leistungsfähigsten Teleskope der Welt. Kein Astronom sah sich auch nur annähernd in der Lage, seine Beobachtungen mit vergleichbaren Teleskopen nachzuvollziehen, erst recht nicht seine Nebelschleier. Herschels Liste erfuhr wohl vor allem deshalb in der Fachwelt keine größere Aufmerksamkeit und wurde so für die nächsten beinahe hundert Jahre weitgehend vergessen. Die Frage, ob tatsächlich weite Gebiete des Himmels von solchen Schleiern überzogen sind, wurde nicht weiter gestellt, zumal auch lange Zeit kein weiterer Beobachter ähnliche Objekte gesichtet hatte. Dem zu Beginn zitierten Urteil folgend würde es mangels Realität der Objekte auch nie
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dazu kommen. Aber ganz so einfach ging die Geschichte dann doch nicht aus...
Literaturhinweise [1] Hoskin, M.A., 1963: William Herschel and
the Construction of the Heavens, London 1963, S. 136 [2] Herschel, W., 1791: On nebulous stars, properly so called, Philosophical Transactions 81, 77-88 (1791) [3] Die Deutschen Übersetzungen der
Originaltexte William Herschels stammen überwiegend aus: William Herschel, ,,Über den Bau des Himmels", Verlag Harri Deutsch, 2001 [4] Herschel, W., 1811: Astronomical Observations relating to the Construction of the Heavens..., Philosophical Transactions 101, 269-336 (1811)
Sind wir noch Sternfreunde?
von Carola Krause
Es gibt sie sicher noch, die Hobbyastronomen, die die ,,astronomische Kunst" des Staunens nicht verlernt haben. Doch merken gerade wir bei der VdS-Fachgruppe ,,Dark Sky", dass es immer weniger werden. Wie sonst ist zu erklären, dass so wenige der Lichtverschmutzung den Kampf ansagen? Es sollte nicht nur ein paar mehr Aktive geben, erschreckend ist vor allem das geringe Interesse an dem Thema überhaupt. Schließlich sind wir alle mehr oder weniger Betroffene! Ich möchte hier anknüpfen an den Artikel von G. Herzog zum Thema ,,Staunen können" im Journal Nr. 9 (II/2002).
Motivation Woher kommt unsere Motivation, uns mit den Sternen zu beschäftigen? Sind wir reine Freizeitwissenschaftler, die unter einem mäßig bis stark aufgehellten Himmel mit größerem technischen Aufwand brauchbare Messungen und Aufnahmen gewinnen und vielleicht mehr Zeit am PC als unter dem Sternenhimmel verbringen? Erfreuen wir uns evtl. mehr an unserer tollen Ausrüstung und dem technischen Know-How (die uns auch mitten in der Stadt noch häufig verwertbare Ergebnisse liefern) als an den Objekten der Natur, mit denen wir uns beschäftigen? Oder sind wir, die wir der Vereinigung der Sternfreunde angehören, wirklich Freunde der Sterne, die sich Zeit zum Entdecken und Staunen nehmen, sich an dem Glanz und der Schönheit ihres Betätigungsfeldes erfreuen, und das Bedürfnis haben, ihre ,,Freunde" möglichst oft und zahlreich auch bei sich vor der Haustür zu versammeln? Es ist ganz sicher nichts gegen wissenschaftliche Betätigung (ggf. unter Einsatz komplizierter Technik) einzuwenden. Es ist nur schade, wenn wir eine Art ,,hohle" Wissenschaft betreiben (vergleichbar Ökologen, die die Umwelt zwar erforschen, an deren Erhaltung jedoch wenig interessiert
Abb. 1: Ein Sternenhimmel zum Abgewöhnen: Aufnahmeort Bochum (nicht Stadtmitte). Ca. 20 Sekunden bei Blende 2 und Brennweite 50 mm auf ISO-200-Negativfilm belichtet, und schon zu viel. Wenn es nicht für diese Zwecke gebraucht würde, würde man ein solches Foto wegwerfen.
sind oder Medizinern, die nach neuen Wegen suchen ohne dabei das Ziel, Menschen zu heilen, vor Augen zu haben). Wissenschaft und Staunen brauchen jedoch keine Gegensätze sein, und ein dunkler Nachthimmel dient beidem. Auch bei wissenschaftlicher Betätigung sind vermutlich mehr und bessere Ergebnisse zu erzielen, wenn man keine teure Ausrüstung braucht, um Störlicht auszufiltern oder herauszurechnen, und weniger Zeit und Geld in die Anreise zu geeigneten Orten stecken muss.
Veranstaltung ,,Sternenhimmel" Anscheinend ist es für die meisten von uns völlig normal geworden, zum Beobachten viele km fahren zu müssen. Wir fahren dunkle Orte an wie Veranstaltungsorte. Die ,,Veranstaltung Sternenhimmel" findet aber überall statt, auch bei uns vor der Tür! Unmut über Skybeamer, die nun als Gipfel der Lichtverschmutzung auch noch den Himmel über dunklen Orten zustrahlen, ist noch häufiger zu hören. An die Lichtglocken über unseren Wohnorten und daran, dass es bei uns vor der Haustür nichts mehr zu staunen gibt, scheinen sich die meisten von uns aber längst gewöhnt zu haben. Wie lange mag es dauern, bis bei der durch Resignation und Gleichgültigkeit geprägten Haltung (nicht nur) von uns Sternguckern auch Skybeamer u. ä. zum normalen Himmelsanblick für uns geworden sind?!
Aktiv werden! Aus früheren Artikeln und durch Präsentationen auf Tagungen und im Internet (www.lichtverschmutzung.de) werden die meisten Leser wissen, dass es uns nicht um radikales und großflächiges Abschalten geht, sondern um sinnvolles, sicherheitstechnisch verträgliches Reduzieren, Abschirmen, Optimieren und Verbessern und dass die Lichtverschmutzung kein rein astronomisches Problem ist (Blendung, Artenschutz, Immissionen, Energieverschwendung, ...). Wir freuen uns über jeden, der etwas gegen die Lichtverschmutzung tun möchte. Sicher ebenso wichtig ist aber eine breite Basis, die nicht bereit ist, hinzunehmen, dass die Naturschönheit, der sie einen großen Teil ihrer Freizeit widmet, zerstört wird: Leute, die andere auf das Problem aufmerksam machen (auch auf die o. g. nicht astronomischen Aspekte hinweisen) und ihren Protest, wo immer möglich, in Form von Beschwerden, Leserbriefen, o. ä. äußern. Dass wir nicht jedem Betroffenen ganz
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schnell und einfach mit einer Art Patentrezept helfen können, liegt vor allem daran, dass in vielen Fällen eindeutige rechtliche Grundlagen fehlen. Diese werden aber nur geschaffen, wenn das Problem Lichtverschmutzung ernst genommen wird. Die Fachgruppe hat zwar schon einige Erfolge zu verzeichnen und auch so manchen nützlichen Tipp geben können, der wichtigste ist aber wohl, selbst irgendwo anzufangen, aktiv zu werden.
Abb. 2: Ein Sternenhimmel zum Staunen: Aufnahmeort Gschwand am Wolfgangsee (Österreich). Ca. 25 Sekunden bei Blende 2 und Brennweite 50 mm auf ISO-400-Diafilm. Trotz sicherlich nicht perfekter Aufnahmetechnik ein Bild, das die Schönheit des Sternenhimmels erahnen lässt.
M wie Messier
von Thorsten Güths
Der französische Astronom Charles Messier lebte in den Jahren 1730 bis 1817. Er stellte ab 1758 die wohl heute noch bekannteste Auflistung von nichtstellar erscheinenden Himmelsobjekten zusammen. Sein Katalog diente ihm als echte Arbeitsunterlage, um bei der Suche nach Kometen nicht irrtümlich einen der fixen Nebel mit einem neuen Kometen zu verwechseln. Nicht alle Objekte hat er selbst entdeckt, er übernahm sie auch von Kollegen. Die heutige Messierliste umfasst 110 Objekte, von denen einige bereits dem unbewaffneten Auge zugänglich sind. Mit einem guten Fernglas werden immerhin schon mindestens die Hälfte sichtbar. Somit eignen sie sich besonders für Astronomieeinsteiger und Besitzer kleinerer
Fernrohre, mit denen einige Messierobjekte bereits eine Fülle von Details aufweisen können. Im VdS-Journal wollen wir Sie mit dieser Rubrik anregen, Ihre eigenen Objektbeschreibungen einzureichen! In der vorliegenden neunten Folge unserer ,,M"-Serie sind Berichte von Andreas Dumm, Günter Igel, Gerd Kohler, Winfried Kräling, Dirk Panczyk und Gerhard Scheerle enthalten. Vielen Dank den Zusendern! Bitte schicken Sie Ihre Beobachtungseindrücke zu den in den nächsten Ausgaben des Journals vorzustellenden Objekten (Tab. 1) direkt an den
Verfasser dieser Rubrik, Stichwort ,,Messierobjekte". Vergessen Sie bitte nicht, die Beobachtungsumstände anzugeben: Zumindest die Grenzgröße mit bloßem Auge, die Öffnung Ihrer benutzten Instrumente und die eingesetzten Vergrösserungen. Eine Dateiform wie Word 97 oder älter (.doc, .txt, .wpd) wäre gut. Kontaktadresse:
Thorsten Güths, Am Pfahlgraben 45, D-61239 Ober Mörlen-Langenhain torstengueths@ipfb.net (möglichst maximal 300 KB Dateigröße)
Nr. VdS-Ausgabe
12 III/2003 13 I/2004 14 II/2004 15 III/2004
Benötigte Objekte
M 32 And, M 33 Tri, M 110 And M 95 Leo, M 96 Leo, M 105 Leo M 4 Sco, M 62 Sco, M 80 Sco M 46 Pup, M 47 Pup, M 93 Pup
Einsendeschluss
23.5.2003 5.9.2003 Anfang Jan 2004 Mitte Mai 2004
Tab. 1: Dies werden die nächsten Objekte in dieser Rubrik sein.
M 51, NGC 5194, Jagdhunde (Canes Venatici)
Objekttyp:
Spiralgalaxie, Sc
Entfernung:
35 Millionen
Lichtjahre
Reale Ausdehnung: 83.000 Lichtjahre
Scheinbare Helligkeit: 8,4 mag
Winkelausdehnung: 8,2' x 6,9'
Koordinaten:
RA: 13h 29,9m
Dekl.: 47 Grad 12'
(Äquinoktium
2000.0)
Historisches
Messier entdeckte diesen Nebel im
Oktober 1773. Die auf Fotografien bemer-
kenswerte Spiralstruktur wurde allerdings
erstmals 1845 durch Lord Rosse mit sei-
nem Riesenteleskop erkannt. Allerdings wurde sie eher als ein Beleg für die Laplacesche Theorie der Entstehung eines Sonnensystems aus einem Urnebel gewertet. Seine wahre Natur als extragalaktisches Milchstraßensystem wurde erst 1923 entschleiert. Dicht neben M 51 befindet sich eine weitere Galaxie, NGC 5195. Sie stehen in Wechselwirkung miteinander.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6 mag) Auge: Nicht sichtbar (Günter Igel, Gerhard Scheerle)
Fernglas 10 x 50: M 51 ist deutlich als kleines Wölkchen zu erkennen. (Andreas Dumm)
Fernglas 8 x 56: M 51 ist als schwaches Nebelfleckchen auszumachen. Unter besten Sichtbedingungen ist knapp nördlich von M 51 sogar die Begleitgalaxie NGC 5195 zu sehen. (Gerhard Scheerle)
Fernglas 16 x 70: Im 16 x 70 (ohne Stativ) bei 5,5 mag Grenzgröße ein lohnenswertes Objekt. Die Galaxie ist bei mittlerer Helligkeit auffal-
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lend und hebt sich relativ gut vom Himmelshintergrund ab. Die Begleitgalaxie NGC 5195 ist lediglich als Verlängerung von M 51 zu sehen, ohne dunklen Zwischenraum. Bei 5,1 mag Grenzgröße erscheint sie deutlich schwächer, kaum noch auffallend mit nur geringer Abhebung vom Himmelshintergrund. (Günter Igel)
Fernglas 20 x 80: Hiermit ist M 51 als rundliche Wolke bei 5,5 bis 6 mag Grenzgröße leicht zu sehen. (Andreas Dumm)
11 cm Öffnung: Beide Galaxien sind bei allen Vergrösserungen in einem Gesichtsfeld. Bei 22x erscheint M 51 als runde Scheibe. NGC 5195 ist ein verwaschener, schwacher Lichtfleck, der sehr nahe an der Hauptgalaxie steht. Der Spiralarm, der beide Galaxien zu verbinden ist in allen Vergrößerungsbereichen nicht zu sehen. Beide Galaxien haben keine große Lichtstärke. Bei 50x sind von M 51 der helle Kern und die Randgebiete gut zu sehen. Das begleitende Objekt ist nur noch ein schwacher Lichtfleck. Bei 64x sind nur noch die Kernbereiche zu sehen. (Gerd Kohler)
Mit der Gesamthelligkeit 8,4 mag erscheint M 51 sehr hell, mit 6' x 6' sehr großflächig und insgesamt rund. Die Galaxie besitzt einen hellen Kern und einen schwachen Halo, in dem andeutungsweise zwei Spiralarme zu erkennen sind. Sie bildet ein wunderschönes Paar mit der Begleitgalaxie NGC 5195, die sich direkt nördlich davon befindet. NGC 5195 ist mit 9,6 mag sehr hell, 2,5' groß und rundlich. (Gerhard Scheerle)
15 cm Öffnung: Mit der kleinsten Vergrößerung erkennt man ein längliches und zusammenhängendes Gebilde. Beide Galaxien haben einen hellen Kern und sind sehr lichtschwach. Bei 42x sind beide Galaxien deutlich getrennt. Die Galaxien haben jeweils einen hellen und sternförmigen Kern. Bei der Hauptgalaxie ist der Kern von einem kreisrunden diffusen Nebel umgeben. Bei der Begleitgalaxie ist der etwas unregelmäßig geformte Nebel nur schwer zu erkennen. Bei einer Vergrößerung von 85x sind beide Galaxien sehr schwach, aber auch schon sehr groß. Die Kerne sind gut zu sehen, die umgebenden Nebelgebiete sind sehr schwach. Bei 112x sind nur noch die
Abb. 1: M 51, Aufnahme von Torsten Güths mit 900 mm Brennweite bei f/6 und einer Starlight Xpress mx7c CCD-Kamera (4 x 300 Sekunden belichtet).
Kerne erkennbar, vom umgebenden Nebel fast nichts mehr. (Gerd Kohler) 22 cm Öffnung: Im neunzölligem Maksutov bei 5,3 mag Grenzgröße und 78x ein sehr schönes, auffallendes und helles Objekt. Der helle Kern läuft diffus aus, so dass man die Spiralarme zwar erahnen, aber nicht direkt sehen kann. Mit indirekten Sehen meine ich, im Osten des Kerns von M 51 leichte Streifen erkennen zu können, die sich nach Südwesten um den Kern ziehen. Bei 148x wird dies noch deutlicher. Relativ gut sichtbar ist im Osten des Kerns die Verbindung nach Norden zur Begleitgalaxie NGC 5195. Auch NGC 5195 hat einen hellen Kern, der leicht diffus ausläuft. Ansonsten sind dort keine Strukturen zu erkennen. (Günter Igel) Im 22-cm-Dobson ist die Galaxie in Draufsicht zu sehen. Bei einer Vergrößerung von 33x sind die Kerne der beiden Galaxien hell und von einem schwächeren Halo umgeben. Bei 87x sind die Spiralarme schon erkennbar. Ein Spiralarm windet sich auf die Begleitgalaxie zu. Strukturen werden bei 130x in den Armen sichtbar. (Andreas Dumm)
33 cm Öffnung: Bei hundertfacher Vergrößerung und einer Grenzgröße von 5,7 mag erscheint seine Gesamtform als leicht oval. Sie hat einen sehr hellen, punktförmigen Kern mit
einem rundlichen, helleren Innenbereich, um den sich die schwächeren, aber (vor allem indirekt) gut sichtbaren Spiralarme nach außen winden. Ein auffallend heller Stern befindet in unmittelbarer Kernnähe. Beeindruckend! (Dirk Panczyk)
40 cm Öffnung: M 51 ist ein Spiralnebel mit hellem Kern und zwei großen deutlichen Spiralarmen! Die Begleitgalaxie NGC 5195 erscheint irregulär mit einem hellen Kern und einem abseits stehenden Gebiet. (Gerhard Scheerle)
Fotografie: M 51 stellt recht hohe Anforderungen an Himmelsgüte und Optik. Um seine Spiralarme fotografisch abzubilden, bedarf es mindestens 300 mm Brennweite. Ab rund 750 mm lassen sich auch die größeren Knoten (Sternwolken) in den Spiralarmen ablichten. Wir benötigen einen dunklen Himmel, der z. B. bei Blende 5 (15 cm Öffnung / 750 mm Brennweite) mindestens eine halbe Stunde Belichtungszeit (ISO 400) zulässt. Dann erhalten wir eine Aufnahme, die die Spirale eindrucksvoll, wenn auch noch sehr klein wiedergibt. M 51 ist eine Domäne für CCD-Kameras. Mit entsprechender Bildbearbeitung lassen sich Strukturen in Kern und in der Außenregion gleichermaßen hervorragend darstellen.
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M 63, NGC 5055, Jagdhunde (Canes Venatici)
Objekttyp:
Spiralgalaxie, Sa
Entfernung:
35 Millionen
Lichtjahre
Reale Ausdehnung: 137.000 Lichtjahre
Scheinbare Helligkeit: 8,6 mag
Winkelausdehnung: 13,5' x 8,3'
Koordinaten:
RA: 13h 15,8m
Dekl. 42 Grad 02'
(Äquinoktium
2000.0)
Historisches
Die Entdeckung dieser Galaxie geht auf
das Konto von Pierre Mechain im Jahre
1779. Mechain begann wie schon Messier
zuvor die Suche nach Kometen und M 63
war seine erste Entdeckung. Messier nahm
das Objekt im gleichen Jahr in seiner Liste
auf, als er den hellen Kometen von 1779
verfolgte.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6 mag) Auge: Unbeobachtbar. (Gerhard Scheerle, Günter Igel)
Abb. 2: M 63, Aufnahme von Torsten Güths mit 900 mm Brennweite bei f/6 und einer Starlight Xpress mx7c CCD-Kamera (4 x 300 Sekunden belichtet).
Fernglas 8 x 56: Als diffuser Fleck 8,7 mag eindeutig erkennbar. (Gerhard Scheerle)
11 cm Öffnung: Eine 10' x 5' große und mit 8,4 mag sehr helle diffuse Fläche mit nur mäßiger Konzentration zum Zentrum. Im Randbereich befindet sich ein Stern 9,0 mag und schräg gegenüber am anderen Ende zwei Sterne 12,0 und 12,4 mag. Bei nicht optimal klarem Himmel erscheint er nur 4' x 2' groß und relativ blass. (Gerhard Scheerle)
22 cm Öffnung: Im neunzölligem Maksutov bei Grenzgröße 5,3 mag schon mit 77facher Vergrößerung ein lohnenswertes, auffallendes Objekt von mittlerer Helligkeit. Die Galaxie ist grob von Ost nach West elongiert und besitzt einen hellen Kern, der diffus ausläuft. Bei 148x (bestes Bild) glaube ich, indirekt ganz schwach dunkle Streifen zu erkennen, zumindest ein Querband auf der westlichen Seite. Die Abhebung der Galaxie vor dem Himmelshintergrund ist recht gut, die umgebende Sterndichte ist gering. (Günter Igel)
Fotografie: Um die sehr zart gegliederten Spiralarme mit ihren charakteristischen Wölkchen auf den Film zu bannen sind leider schon mindestes 1200 mm Brennweite vonnöten, benutzen wir handelsüblichen Farbfilm. Auch muss der Himmel dunkel sein, damit wir an die Grenzen der Belichtungszeit gehen können. Die helle Kernregion ist dann allerdings schnell überbelichtet. Mit einer CCD Kamera sind auch schon ab 500 mm Brennweite interessante Aufnahmen möglich.
Zeichnen am Fernrohr
von Matthias Elsen
1992 war ich astronomisch gesehen bereits 19 Jahre ,,im Geschäft". Seit 1973 protokollierte ich alle meine Beobachtungen regelmäßig. Aber das war denn auch die einzige Form, meine Beobachtungen festzuhalten. Ich hatte zwar schon Versuche unternommen, den Sternenhimmel fotografisch festzuhalten, aber bei einigen Weitwinkelaufnahmen - per Hand nachgeführt - war es geblieben. Planeten, Sonne, Deep-Sky-Objekte oder gar den Mond zu zeichnen? Da wagte ich mich nicht ran.
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Doch dann führte mich der Göttinger Planetenbeobachter Detlev Niechoy auf neue Pfade: ,,Zeichne doch mal". Wir standen gemeinsam in seiner Beobachtungsstation. Er hatte mir eine Zeichenscha-
Abb. 1: Das braucht man zum Zeichnen: Klemmbrett, Schablone, Rotlicht, Bleistift und Wischer. (Und nicht unbedingt ein Teleskop!)
S E R V I C E 127
Abb. 2: Das Sternfeld ist der erste Schritt der Zeichnung.
blone, 5B-Bleistift und Wischer hingelegt. Ich wurde unsicher. Konnte ich sowas überhaupt? ,,So, nun gehst Du, und zeichnest einfach das, was Du siehst. Nicht das was da sein soll." Das machte mir dann doch Mut. Also begann ich das eingestellte Sternfeld in der Leier zu ,,bearbeiten". In der Mitte stand bei ca. 100facher Vergrößerung etwas nebliges im C8. Das brachte ich zuletzt auf das Papier. Schließlich noch die Nord- und Ostrichtung vermerken. Die Spiegelung im Zenitprisma beachten. Fertig. ,,So, jetzt hol mal dahinten aus dem Regal den Vehrenberg-Atlas der schönsten Himmelsobjekte und leg die Stelle mit M 57 neben Deine Zeichnung". Die spiegelverkehrte Zeichnung war etwas gewöhnungsbedürftig, aber dennoch identifizierte ich einige der von mir gezeichneten Sterne und M 57. Damit war die Initialzündung gegeben. Fortan hatte ich nun drei Möglichkeiten, meine Beobachtungen festzuhalten: Protokollieren, Fotografieren und Zeichnen. Die Angst vorm Zeichnen war mir auf jeden Fall genommen worden.
,,Grund"-Lagen
Abb. 3:
Ein Brett aus dem Sägeabfall in
Gezeichnet wird von außen nach innen...
der Grabbelkiste eines Baumarktes,
damals 1 DM, ein Klemmbrett und
eine stabile Klemme heute zu-
sammen etwa 10 Euro, zum
Beleuchten einen ,,Schwanen-
hals" aus einer Autoleuchte
(Damals teuer mit etwa 30,- DM).
Nur den biegsamen Hals habe ich
auf das Brett montiert. Schlies-
slich noch etwas Klett- und
Flauschband, um Bleistift und
Wischer (siehe Abb. 1) zu befesti-
gen. Das weiße Band um die bei-
den Zeichengeräte hilft außerdem
beim Wiederfinden, sollten sie mal
herunter fallen. Auf dem Biegearm
habe ich ein Stück Holz mit zwei
großen Schlauchklemmen (für
Waschmaschinenschläuche) ange-
Abb. 4:
bracht, die die Rotlichtlampe auf-
Helligkeitsabstufungen in M 64 stellt der Wischer nehmen. Mit dem Biegehals kann
gut übergangslos dar. Auch die Himmelsrichtungen ich dann beide Gesichtsfelder mei-
nicht vergessen! (Zeichnung von Matthias Elsen am ner Zeichenschablonen nacheinan-
3.5.1997 um ca. 21:00 UT am 8-Zoll-SCT bei
der ausleuchten.
200facher Vergrößerung)
,,Hand"-Werkzeug
Ein Wischer ist eine Pappstange, die an beiden Enden zugespitzt und aufgerauht ist. Damit lassen sich feine Kontraste darstellen im Gegensatz zum Bleistiftstrich. Wenn die Wischerspitze etwas Graphit aufgenommen hat, kann auch allein mit ihr gezeichnet werden, ohne Bleistift. Der Stift wird meist mit leichtestem Druck und flachster Haltung angewendet. Um die Sterne darzustellen, sollte der Stift ruhig etwas gespitzt sein. Mit der Härte 5B habe ich sehr gut Erfahrungen gemacht.
Das Werk Mein Prinzip ist: Am Fernrohr zeichnen und den kompletten Eindruck des jeweiligen Anblicks festhalten. Nachbearbeitungen unterlasse ich. Der Momenteindruck ergibt die endgültige Zeichnung. Fehler werden nicht radiert (bei 5B geht das nicht) sondern durchgestrichen. Wenn man sich also bei einer Sternposition geirrt hat: Streichen. Mit dem Sternmuster beginne ich jeweils. Passender Weise mit sich im Gesichtsfeld gegenüber liegenden Sternen, um Proportionsfehler im Gesichtsfeld der Zeichnung zu vermeiden. Positionierungsfehler über das Bild hinweg kann ich so recht gut verteilen und Verzerrungen vermeiden. Als Beispiel dient hier M 64 in Abbildung 4. Die Zeichnung entstand am C8 mit 200facher Vergrößerung am 3.5.1997 um ca. 22 Uhr MEZ auf der Emberger Alm. Hierbei waren noch recht wenig Sterne im Gesichtsfeld dank der Vergrößerung. Abgleichen lässt sich die Methode, indem am nächsten Tag die Zeichnung mit einer Sternkarte oder einem fotografischen Himmelsatlas verglichen wird. Das Sternfeld als erster Schritt ist in Abbildung 2 gezeigt.
Das jeweilige Objekt (Galaxie, Kugelsternhaufen, Nebel, usw.) folgt anschließend. Hierbei kommt nur der Wischer zum Einsatz. Gezeichnet wird ,,von außen nach innen". Bei einer Galaxie erfasse ich beispielsweise mit dem Wischer zunächst die Größe und Form des Objektes (Abb. 3). Nach und nach kommen Unregelmäßigkeiten (so denn zu sehen ...) hinzu. Beispielsweise der helle Kern von M 64 mit einem kleinen Schwierigkeitsgrad: Das ,,black eye"! Die Helligkeitsabstufung z. B. zum Kern einer Galaxie hin bringe ich dann mit dem Bleistift (vorsichtig) aufs Papier. Helligkeitsabstufungen stellt der Wischer gut übergangslos dar (Abb. 4). Der Rest ist Geduld und Übung. Und außerdem:
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Während ich zeichne, habe ich das Objekt der Begierde ja ständig vor Augen, die armen CCD- und Fotografieleute können davon nur träumen ...
Randnotizen Meine Zeichenprotokolle habe ich so erstellt, dass Eintragungen über Datum, Zeit, Fernrohrdaten, Seeing und Durchsicht Platz haben. Am Ende sollte man die Nord- und Ostrichtung nicht vergessen anzugeben.
Umkehr Bei besonders gelungenen Zeichnungen invertiere ich sie auf schwarzen Karton. Die Zenitprismenspiegelung belasse ich oder erstelle eine Folienkopie der Originalzeichnung und lege sie umgekehrt auf den Karton. Durchstiche mit Nadeln bezeichnen die Sternpositionen. Den Rest erledige ich mit einer Mischtechnik aus Kreide, Aquarell und Tempera. Da sollte jede(r) seinen (ihren) Weg finden. Dass Zeichnen auch ohne Fernrohr geht auch, belegt letztlich durch Abbildung 5, die die A7 bei Göttingen darstellt mit dem Vollmond und dem Sommerdreieck. Die Zeichnung entstand am 13.6.1992.
Abb. 5: Die vom Vollmond beschienene Landschaft an der Autobahn A 7 bei Göttingen, darüber das Sommerdreieck ... (Zeichnung von Matthias Elsen am 13.6.1992)
Viel Spaß beim Beobachten!
Abb. 6: Eine Zugabe der Redaktion zum Beitrag von Matthias Elsen: Eine Zeichnung des Kometen C/1995 O1 (Hale-Bopp) von M. Thiel am 7.4.1997 zwischen 20 und 21 Uhr UT an einem 10 x 50Feldstecher mit 4,1 Grad Gesichtsfeld. Beobachtungsort: Konz.
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Der Mond rennt mit
von Klaus Müller-Blask
Der Himmelsbeobachtungsabend im Rahmen des Pfingstferienprogramms für Kinder ging langsam zu Ende. Kräftige Nebensonnen und zwischendurch ein heller Zirkumzenitalbogen, der Sonnenuntergang fand hinter einer dicken Wolkenwand statt. Der begehrte Blick durch das Teleskop galt einem weiter entfernten Aussichtsturm und später der Sichel des zunehmenden Mondes, die ab und an zwischen den Wolkenfetzen zu sehen war. Ein netter Abendspaziergang und immerhin kein Regen. So ist meist die Ausbeute, wenn lange vorgeplant werden muss, aber viel mehr als nichts. Die meisten Kindern
waren mit ihren Eltern schon auf dem Nachhauseweg als der Himmel nach und nach doch noch aufklarte und den Blick auf immer mehr Sterne und den Planeten Venus freigab. Auch der Mond war jetzt klar zu sehen. Da saß auf dem Schulhof nur noch ein kleines Grüppchen beisammen. Einem der Eifrigsten, einem kleinen Jungen, ca. 10 Jahre alt, aus der Türkei, war aufgefallen, dass, als wir zum Schulhof zurückgewandert waren, der Mond immer so mitgelaufen sei. Als er mich nach dem Grund fragte, schlug ich vor, es doch einmal auszuprobieren. Wir rannten
wie die Wilden auf den Platz umher: Und tatsächlich, der Mond über dem Turnhallendach machte jede, auch noch so ruckartige Bewegung mit. So ging das eine ganze Weile. Dann beobachtete ich wie mein kleiner Freund das Fernrohr auf den Mond ausrichtete, einen anderen Jungen beauftragte durch das Fernrohr zu blicken, um dann selbst an das andere Ende des Platzes zu rennen: ,,Ist er noch drin?" lautete die Frage, die er seinem Helfer zurief. Ich hätte mich geschämt, ihm nach diesem wissenschaftlichen Versuch (und das ist keinesfalls ironisch gemeint) die so banale, richtige Antwort zu geben.
Wer wird Millionär? - Werbung für die BAV
von Thorsten Lange
Anfang November 2002 wunderten sich die BAV Sektionsleiter Bela Hassforther (Sektion Halb- und Unregelmäßige Sterne) und ich (Sektion Kataklysmische und Eruptive Sterne) unabhängig voneinander über extrem hohe Zugriffszahlen auf ganz wenige Seiten im Web: Auf der Homepage von Bela Hassforther wurden am 1. November fast 2.800 Zugriffe auf eine Seite über V643 Ori verzeichnet. Auf die Titelseite der BAV Homepage (www. bav-astro.de) griffen an diesem Freitag alleine zwischen 20 und 22 Uhr mehr als 3.000 Personen zu (siehe Abbildungen 1 und 2). Außerdem erfolgten auf zwei Rundbriefartikel besonders viele Zugriffe: Etwa 1.200 Personen luden den Artikel von Helmut Busch aus dem BAV Rundbrief 3/2002: ,,Aus der Sektion Bedeckungsveränderliche", 100 Zugriffe erfolgten auf den Artikel von Ralf Meyer aus dem BAV Rundbrief 2/2002: ,,Etwas Grundsätzliches aus dem Bereich Bedeckungsveränderliche". Auf meiner eigenen und damit auf der alten Homepage der BAV befindet sich eine Übersicht über die verschiedenen Typen veränderlicher Sterne. Die Informationen über (na, was wohl?) Bedeckungsveränderliche unter www. thola.de/typ/bedeckung.html wurden am fraglichen Abend 4.800 Mal betrachtet. Während ich mir keinen Reim auf diese Zugriffszahlen machen konnte und die Angelegenheit schnell wieder vergaß, gelang es Bela Hassforther, das Rätsel zu lösen: Eine Kollegin fragte ihn etwa eine
Woche nach dem Ereignis, was denn ,,Bedeckungsveränderliche" seien. Eine Frage in der Fernsehsendung ,,Wer wird Millionär?" mit Günther Jauch hätte diesen Begriff enthalten. Hassforther berichtete daraufhin im BAV-Forum, einer öffentlichen Mailingliste der BAV (siehe www. Abb. 1: bav-astro.de/forum. Stündliche Zugriffszahlen auf die Homepage der BAV am html) von der Lö- 1.11.2002 sung für die hohen Zugriffszahlen. Eine Internet-Recherche dem fraglichen Begriff gesucht haben. Dameinerseits klärte dieses Ereignis: Am her korreliert der Zeitpunkt der extremen Abend des 1. November wurde von 20:15 Zugriffszahlen direkt mit dem Ende der bis 21:15 Uhr die Sendung bei RTL ausge- Sendung! Interessenten stießen zu allererst strahlt. Ein 26jähriger Student hatte sich auf die Seiten der BAV: Meine eigene bis zur Millionenfrage durchgeraten. Diese Anfrage nach dem Begriff bei der Suchfragte nach der Definition für den Begriff maschine www.google.de, die übrigens für Bedeckungsveränderliche. Als Lösungen 60 bis 70 Prozent aller Suchanfragen im standen zur Auswahl: Korallen, Sterne, Internet verwendet wird, ergab vier Seiten Blütenstände und Wolkenformationen. der BAV auf den ersten Plätzen: Die Der Student setzte zwei Joker ein (50:50 Homepage von Wolfgang Moschner, dem und Telefon), kam der Antwort aber nicht Leiter der Sektion Bedeckungsverännäher und stieg mit einem Gewinn von derliche, die Seite über V643 Ori, der 500.000 Euro aus. Nach der Frage und Artikel von Helmut Busch und meine spätestens mit dem Ende der Sendung Typenbeschreibung. Erst auf dem fünften müssen sich in Deutschland und Öster- Platz folgte eine fremde Seite. Moschner reich mehrere tausend Zuschauer an ihre berichtete schließlich, dass der Zähler seiComputer gesetzt und im Internet nach ner Homepage um den fraglichen Zeit-
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punkt herum um mindestens 1.000 bis 2.000 Punkte hochgesprungen ist und er zudem eine E-Mail mit der Bitte um Begriffsklärung erhielt. Dank mehrerer bei den Suchmaschinen indizierter InternetSeiten gelang es der BAV, mindestens 3.000 Fernseh-Zuschauern Hinweise oder Antworten auf eine im Programm gestellte Frage zu geben. Eine derartige Öffentlichkeitsarbeit ist wohl bisher einmalig in der Geschichte der BAV, zumal es sich bei den Interessenten um Nicht-Astronomen gehandelt haben wird. Offen bleibt damit, ob diese unverhoffte Werbung zu Eintritten in die BAV führen kann.
Abb. 2: Zugriffszahlen auf die Homepage der BAV in der Woche des 1.11.2002
MoFis erstes BTM - oder: Die Mittagspause nach
von Mona Schulte-Zurhausen
meinem ersten Teleskopmeeting
Ein unauffälliges ,,Morgen" Murmeln ist leider nicht verdachtsabbringend genug, will man so tun, als wäre es ein Morgen wie jeder andere. Eben Arbeitsalltag, an dem man sich morgens freundlich grüßend ansonsten eher wenig zu erzählen hat. Dieser Morgen jedoch, war vom Grauen des gefürchteten ersten Arbeitstags bestimmt, an dem man sich, vor Urlaubsbeginn noch neidhaschend die Pläne darlegend, nun an seinen Kollegen vorbei schleicht. Bloß nichts berichten müssen, denn so was erinnert nur daran, dass ein Urlaub ganz schön kurz sein kann. Erst recht wenn man etwas erlebt hat, was die Daheimgebliebenen nicht kennen und nun rücksichtslos aus einem heraus kitzeln wollen. Nun, das ,,Ah, wie war der Urlaub?" einer Kollegin ließ sich noch problemlos mit einem grinsendem ,,kurz" erwidern. Es erinnerte jedoch meine Chefin daran, dass ich vor ein paar Tagen noch etwas von einem Ausflug in ihre Heimat, dem schönen Bayern und einem Kometen erwähnte. ,,Sie waren doch auf einem Teleskopmeeting?!" Egal, was ich auf die nun angerollte Lawine von Fragen entgegnete, es weckte nur mehr und mehr Neugier, die sich nur schwer auf die Mittagspause vertrösten ließ. Nun ja, wie kommen eine Gelegenheitsguckerin und ein Teleskopbesitzer dazu, sich über Tage hinweg mit Zelt und Schlafsack für sich sowie Müllbeutel fürs Teleskop ausgerüstet, nach Pfünz zu fahren um sich mit
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anderen Verrückten zu treffen? ... Fangen wir von vorne an. Durch die Erzählungen meines Freundes Oliver Jahreis angespornt, wollte ich eigentlich schon aufs ITV. Leider bekam ich zu dieser Zeit keinen Urlaub - bei dem vielen Lehm, den Oli danach mitbrachte, vielleicht auch Glück! Also blieb nur das BTM, welches nicht zeitgleich mit einem Formel-1-Rennen auf dem Hockenheimring lag und weshalb meine Chefin auch keine Urlaubssperre verhängen konnte. So
musste jeder Tag genutzt werden und darum trafen wir schon am Mittwoch gegen 16 Uhr auf dem BTM ein. Nach dem Zeltaufbau folgte sogleich pure Sprachlosigkeit über den eineinhalbstündigen Aufbau des 88-cm-Reflektors von Wolf-Peter Hartmann und seinen Helfern. Der Doppel-Dobbi gleich daneben verschwand sprichwörtlich im Schatten dieser gigantischen Himmelslupe, um den sich so manch einer eine Sternwarte drum herum bauen würde. Noch ganz benommen vom
Abb. 1: Wolf-Peter Hartmann mit vielen Helfern beim Aufbau seines 88-cm-Newton.
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Anblick des drei Meter hohen platzdominierenden Spechtlerspielzeugs klang der Abend mit einem beachtlich langem Feuerwerk im nahen Pfünz, Regen und Bier unterm Nachbarpavillon aus. Ein Knicklicht im Rotwein... und schon haben wir Glühwein! Die Stimmung blieb trotz Schauer ungetrübt. Der kleine Rahmen und die lockere Art des Organisators Uli Zehndbauer macht sicher viel an der familiären Atmosphäre des BTM aus. Wohl auch, dass der Platz so übersichtlich ist, dass man mit seinem Nachbarn schnell in Kontakt kommt. Zu meiner großen Freunde hatte ich sogar einen, der etwas von Großferngläsern verstand. Bernhard Wälder und sein Sohn Florian waren bestimmt nicht die einzigen, jedoch mir am nächsten und ließen mich mit ihrem Feldstecher spechteln. So waren Beobachter beobachten, und auf einer nur einen kurzen Fußmarsch entfernten Anhöhe die kilometerentfernten Straßenschilder durch Bernhards 16x70-Feld-
Abb. 2: Bernhard Wälder (links), Oliver Jahreis (Mitte) und Florian Wälder beim Beobachten mit dem 16 x 70.
Flutopfern eine Spende in Form eines Bieres zukommen lassen (ein Teil der Einnahmen des vor Ort angebotenen Kaffees, Kuchens, einer sehr feinen Kartoffelsuppe mit Wienerle und verschiedener Getränke ging als Spende an die Opfer der Hochwasserkatastrophe an der Elbe) und haben den Abend wie in der vorherigen Nacht, nur unter einem anderen Pavillon, ausklingen lassen. Am Freitag besuchten Oli und ich das von der Anhöhe mit dem Feldstecher ausgemachte Römerkastell, leisteten Herbert Zellhuber am VdS-Stand Gesellschaft und nahmen uns fest für den nächsten Tag vor, wenigstens einen der täglich angebotenen Vorträge zu besuchen. Am Abend bekam ich etwas Kopfschmerzen, doch da tauchte der von mir schon sehnsüchtigst erwartete Stefan Schuchhardt von Intercon-Spacetec auf. Ihm entriss ich sogleich meinen bestellten Fujinon 7x50 FMTR-SX-2, taufte ihn auf den Namen MoFi (Monas First ;o), gab ihm beeindruckt sein ,,First
Abb. 4: Der VdS-Stand (nochmals herzlichen Dank an Herbert Zellhuber, Anm. d. Red.)
Abb. 3: Herbert Zellhuber (FG Selbstbau/Amateurteleskope) und der BTM Organisator Uli Zehndbauer (rechts)
stecher zu inspizieren meine ersten beobachtungstechnischen Aktivitäten auf dem BTM, die sich gen Abenddämmerung auch am lohnenden Himmel fortsetzten. Jedoch nicht in einer für ein Teleskopmeeting adäquaten Länge, denn die Bodenfeuchtigkeit bescherte uns zum einen beschlagene Objektive und zum anderen extrem kalte Füße. Zudem zog der Himmel mehr und mehr zu, so dass ich
grübelnd durch den 102-mm-Refraktor meines Freundes schauend, Albireo schon die Farben Grün und Blau andichtete. So haben wir den Himmel Himmel sein lassen, den
Abb. 5: Manchmal zählt der Blick unters Teleskop mehr ;o)
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132 B E O B A C H T E R F O R U M
Abb. 6: Natürlich gab es wieder einen Workshop übers Spiegelschleifen.
Abb. 7: Auf dem Astroflohmarkt konnte man auch ganze Einsteigerteleskope erwerben.
Light" an der beobachtungsinteressanten Umgebung und war hin und weg. Gegen was wollte ich noch mal eine Tablette nehmen? Wie für MoFi bestimmt prangte in dieser Nacht eine gut sichtbare Milchstraße über dem BTM-Lager und wir konnten nun endlich dem nachgehen, wegen dem diese Veranstaltung ,,Teleskopmeeting" heißt. Spechteln bis spät in die Nacht! Als am Samstag nun auch Martin
Birkmaier persönlich seinen Stand errichtete, war es um mich geschehen. Irgendwann muss es für mich doch ein MiyauchiGroßfernglas sein. Oli und ich hatten es natürlich nicht geschafft an diesem Tag einen Vortrag zu besuchen. Zum einen bekamen wir Besuch von einem in der Nähe wohnhaftem Freund und zum anderen war es wirklich schwer mich von Martins Binos wegzubekommen. Auch in dieser Nacht hatten wir mit dem Wetter
Glück. Mir war es sogar möglich den Kometen Hönig zu beobachten. Aber wirklich, wie hat er bloß diesen schwachen Fleck bei fast Vollmond entdecken können? Und wie bestellt gab es in dieser Nacht noch ein Highlight, flackerte doch tatsächlich ein Polarlicht über dem Horizont auf. Also ein Teleskopmeeting, wie man es sich wünscht! Aber bringen Sie all das mal Ihren Arbeitskollegen bei ;o)
CCD-Photometrie an offenen Sternhaufen - ein schulisches Astronomie-Projekt
von Peter Stinner und Daniel Hammann
In den Jahren 2001 und 2002 wurde von der Astronomie-Arbeitsgemeinschaft am Kopernikus-Gymnasium in Wissen (Sieg) das Projekt ,,Farben-Helligkeits-Diagramme (FHDs) offener galaktischer Sternhaufen" durchgeführt. Ziel des Vorhabens war zum einen die selbständige Erstellung der FHDs von acht offenen Sternhaufen mittels eigener CCD-Aufnahmen in B und V. Zum anderen sollten diese FHDs mit eigens erstellter Software im Hinblick auf Entfernung und Alter der Sternhaufen ausgewertet werden. Die beteiligten Schülerinnen und Schüler erlernten fundamentale Techniken zur Gewinnung und Auswertung astronomischer und physikalischer Daten. Sie erhielten durch eigene Experimente grundlegende Einblicke in astrophysikalische Methoden und Theorien. Insbesondere wurde die enorme Bedeutung von Farben-Hellig-
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keits-Diagrammen für das Verständnis der Sternentwicklung deutlich. Bei all dem kam der Spaß am astronomischen Beobachten nicht zu kurz: Für alle Beteiligten brachte unser FHD-Projekt eine gehörige Portion an Motivation für zukünftige Beschäftigung mit astronomischen Fragestellungen.
Vorbereitungsphase Im Winter 2000/2001 wurden die erforderlichen theoretischen Grundlagen erarbeitet. Ergänzend konnte unsere Arbeitsgruppe im Observatorium ,,Hoher List" der Bonner Universitätssternwarte erste praktische Beobachtungserfahrungen sammeln. Für ein einwöchiges Praktikum unter Anleitung von Prof. Dr. W. Seggewiß und Dr. M. Geffert stand uns das 340 / 500 mm Schmidt-Spiegelteleskop mit 1.400 mm Brennweite, bestückt mit einer ST6-
CCD-Kamera für erste photometrische Experimente zur Verfügung. Es folgte im Sommer 2001 die Wiederbelebung der seit Jahrzehnten leerstehenden Sternwarte der Geschwister-SchollRealschule in Betzdorf (50 Grad 48' N, 7 Grad 53' E). In der 3-m-Kuppel montierten wir unser C8-Schulteleskop mit einer ST6CCD-Kamera. Die Auswahl der zu untersuchenden Sternhaufen erfolgte anhand der Literatur [1] unter dem Aspekt einer möglichst breiten Streuung nach Entfernung und Alter. Des weiteren kamen wegen der erforderlichen Rücksichtnahme auf den laufenden Schulbetrieb nur Beobachtungsobjekte in Frage, welche in der ersten Nachthälfte im den Monaten Dezember bis März sichtbar sind: NGC1528, NGC 1912 (M 38), NGC 1960 (M 36), NGC 2099 (M 37), NGC 2264, NGC 2281, NGC 2632 (M 44) und NGC
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Abb. 1: Das Bild zeigt neben einem RGB-Komposit von NGC 2281 die zugehörigen B- und V-Bilder. Bei den markierten Sternen handelt es sich um rötliche Objekte (BV 1), die im blauen CCD-Bild deutlich schwächer erscheinen als im visuellen/ grünen.
2682 (M 67). Für die CCD-Beobachtungen wurde die Brennweite des C8 auf 900 mm bei Blende 4,5 reduziert. Somit konnte ein Sternfeld von ca. 25 Bogenminuten Ausdehnung auf den CCD-Chip der ST6-Kamera abgebildet werden. Für M 44 mit einem Durchmesser von ca. 80 Bogenminuten musste die CCD-Kamera an ein 300-mmTeleobjektiv angepasst werden. Die Nachführung regelte ein ST4-Autoguider an einem 60 / 700 mm Refraktor als Leitrohr.
CCD-Bilder in B und V Uns standen für die CCD-Aufnahmen der gewählten Sternhaufen im blauen Spektralbereich (B-Band) und im visuellen bzw. grünen (V-Band) aus Kostengründen keine Filter zur Verfügung, deren Transmissionskurven den relativen Empfindlichkeitsfunktionen des UBV-Systems optimal angepasst sind. Nach einem Vorschlag von Heimerl [2] verwendeten wir die Schott-Filter BG12 für das B-Band und VG9 für das V-Band. In Verbindung mit dem Infrarotsperrfilter KG5 kommen deren Transmissionscharakteristiken denen des UBV-Systems recht nahe. Die Filtergläser wurden uns von der Firma Schott in Mainz kostenlos überlassen und dann vom örtlichen Augenoptiker in 1,25Zoll-Schraubfassungen eingeschliffen. Von jedem Sternhaufen fertigten wir zuerst kurz belichtete Bilder in B und V. Die Belichtungszeiten (ca. 30 Sekunden bis 2 Minuten) wurden so gewählt, dass die von den hellsten Sternen belichteten Pixel auf dem CCD-Chip noch nicht in Sättigung gingen. Die sich anschließenden lang belichteten Aufnahmen (5 bis 20 Minuten) erreichten dann Sterne bis ca. 14 mag. Zusätzliche Bilder im Roten (Filter: RG610 + KG5) erlaubten später in Kombination mit den B- und V-Auf-
nahmen die Erstellung von RGB-Farb- sche Maße für die Sternhelligkeiten im
kompositen. Die Abbildung 1 zeigt bei- Blauen bzw. Grünen sind, steht die
spielhaft neben einem RGB-Komposit von Differenz B-V für den Quotient dieser
NGC 2281 die zugehörigen B- und V- Helligkeiten. Der Farbindex B-V be-
Bilder.
schreibt also die ,,Farbe" eines Sterns,
wobei B-V von blauen zu roten Sternen
Auswertung mit der Software
hin zunimmt.
,,WinStarFinder"
Im Farben-Helligkeits-Diagramm wird
Die im Rahmen unseres FHD-Projekts von dann jedem Stern ein Punkt zugewiesen,
Fabian Bieler eigens erstellte Windows- dessen Koordinaten B-V und V sind. Die
Software ,,WinStarFinder" erlaubt es, alle meisten FHDs wurden im Bereich hellerer
Auswertungsschritte vom Einlesen der B- Sterne aus den kurzbelichteten CCD-
und V-Bilder bis hin zur Darstellung der Bildern, für schwächere Sterne aus den
FHDs als Bitmaps rechnergestützt auszu- langbelichteten Aufnahmen, gewonnen.
führen. Zunächst lokalisiert das Programm Die Abbildung 2 zeigt ein solches FHD für
sämtliche Sterne in beiden Bildern und M 36.
ordnet sie einander
zu. Dann berechnet
WinStarFinder für
jeden Stern vorläu-
fige B- und V-
Helligkeiten NB und
NV. Diese sind
lineare Maße für die
Zahl der freigesetz-
ten Elektronen in
den von einem Stern
belichteten Pixel.
Zu der sich ansch-
ließenden Kalibrier-
ung unserer Appara-
tur gaben wir zu-
nächst für einige
katalogisierte Sterne
[3] die bekannten B-
und V-Helligkeiten
ein. WinStarFinder Abb. 2:
berechnete aus den Farben-Helligkeits-Diagramm von M 36. V und B-V stehen
vorläufigen Hellig- für die gemessenen, unkorrigierten Werte von scheinbarer
keiten NB und NV visueller Helligkeit V und Farbindex B-V. Die durchgezogene
dann die B- und V- Linie stellt die Hauptreihe dar mit ihren Koordinatenachsen
Magnituden sowie (B-V)0 und MV. Bei der Anpassung der Hauptreihenfunktion
die Farbindices B-V an die Sternverteilung im experimentell gewonnenen FHD
aller Sterne. Da B erfordert die Korrektur der Rötung des Sternlichts eine
und V logarithmi- Verschiebung der (B-V)-Achse um 0,24 nach rechts [6].
VdS-Journal Nr. 11
134 B E O B A C H T E R F O R U M
Entfernungsbestimmung Die damit vorliegenden FHDs basieren auf den scheinbaren Blau-Helligkeiten B und den scheinbaren visuellen Helligkeiten V, wie sie auf der Erde wahrgenommen werden. Bei einer quantitativen Auswertung der FHDs ist zu beachten, dass das Sternlicht auf dem Weg durch die Galaxis sowohl eine Farbänderung (Rötung) als auch eine Abschwächung (Extinktion) erfährt. Ursache ist in beiden Fällen die Streuung des Lichts an interstellaren Staubpartikeln. Auf unserer Homepage [4] kann der interessierte Leser ersehen, wie die bezüglich Rötung und Extinktion korrigierten visuellen Helligkeiten V0 und Farbindices (B-V)0 berechnet werden. In den FHDs offener Haufen liegt der überwiegende Teil der Sterne auf einer recht ausgeprägten Linie, der sogenannten Hauptreihe (vgl. auch Abb. 2). Diese Sterne befinden sich noch im Stadium des Wasserstoffbrennens. Für solche Hauptreihensterne gibt es einen stetigen Zusammenhang zwischen Oberflächentemperatur bzw. Farbindex und absoluter visueller Helligkeit MV. Dieser Zusammenhang wird durch die durchgezogene Kurve mit den Koordinaten (B-V)0 und
Abb. 3: Fabian Bieler, Michael Müller, Daniel Hammann, Philipp Wilking, Kai Märzhäuser und Christian Hammann vor der Kuppel unserer Sternwarte in Betzdorf an der Sieg
MV in Abb. 2 beschrieben [5]. Nun bezieht sich die absolute Helligkeit MV auf Sterne in der Entfernung 10pc. Für weiter entfernte Ansammlungen von Sternen verschiebt sich diese Hauptreihe zu geringeren Helligkeiten bzw. zu größeren scheinbaren visuellen V-Magnituden. Diese vertikale Verschiebung der Hauptreihe ist das ,,Entfernungsmodul" V-MV, welches sich
Abb. 5: Screenshot von ,,WinStarFinder". Ein Stern ist markiert. Soll er als Eichstern Verwendung finden, dann werden in der Dialogbox Katalogwerte für V und B-V eingegeben. Handelt es sich beim markierten Objekt um ein nichtstellares Objekt oder um überlappende Bilder von mehreren Sternen, kann über "ignore star" der Ausschluss von der weiteren Auswertung erfolgen.
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Abb. 4: Das Gebäude der Geschwister-SchollRealschule in Betzdorf(Sieg) mit der 3m-Baader-Kuppel
nach Abbildung 2 für M 36 ergibt zu V-MV = 11,1 +- 0,3. Korrigiert man V nun noch um die interstellare Extinktion, so erhält man als korrigiertes Entfernungsmodul V0-MV = 10,40 +- 0,35. Die Gleichung V0-MV = 5 · log d - 5 [5] liefert dann die Entfernung d des Sternhaufens in pc. Für M 36 erhielten wir damit: d = 1.220 +- 200 pc = 4.000 +- 650 Lichtjahre. Dieser Wert stimmt innerhalb der Fehlergrenzen mit dem kürzlich von Sanner et al. [6] publizierten Wert d = 1.318 +- 120 pc überein. Gleichermaßen berechneten wir die Entfernungen für die übrigen Sternhaufen. Es ergaben sich Werte zwischen 195 +- 35 pc bei M 44 und den erwähnten 1.220 +- 200 pc bei M 36. Die Messfehler betragen mitunter jedoch bis zu 30 % (vgl. Tabelle 1), da die Hauptreihen nicht in allen FHDs so ausgeprägt sind wie bei M 36.
Das Alter der Sternhaufen Die Dauer des Verbleibs der Sterne auf der Hauptreihe im FHD, d. h. die Zeit des Wasserstoffbrennens, nimmt mit zunehmender Sternmasse ab. Nun nimmt die Sternmasse im FHD nach oben zu, und die Sterne, deren Verweilzeiten auf der Hauptreihe kleiner als das Alter des Sternhaufens sind, haben sich bereits von der Hauptreihe entfernt. Deshalb ist das Alter der Sterne am oberen Ende der noch beobachtbaren Hauptreihe im FHD identisch mit dem Alter des Sternhaufens. Die Theorie der Sternentwicklung liefert einen
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NGC
1528 1912 (M 38) 1960 (M 36) 2099 (M 37) 2264 2281 2632 (M 44) 2682 (M 67)
Entfernungsmodul Entfernung
V0-MV (mag)
(Lichtjahre)
8,9 +- 0,3
1990 +- 280
9,75 +- 0,35
2940 +- 480
10,40 +- 0,35
3980 +- 640
9,9 +- 0,6
3230 +- 880
8,90 +- 0,65
2050 +- 600
8,1 +- 0,3
1370 +- 200
6,4 +- 0,4
635 +- 115
8,85 +- 0,40
1960 +- 360
Alter (Mio. Jahre) 280 +- 130 240 +- 125 27 +- 9 395 +- 270 59 +- 23 400 +- 200 580 +- 320 1000 +- 240
Tab. 1: Ergebnisse unserer CCD-Photometrie-Messungen
Zusammenhang zwischen der V-Magnitude dieser Sterne und dem Alter des Sternhaufens [7]. Für M 36 konnten wir damit ein Alter von 27 +- 9 Mio. Jahren bestimmen. Auch hier ergibt sich innerhalb der Fehlergrenzen Übereinstimmung mit dem Wert 16 (+10 / -5) Mio. Jahre von Sanner et al. [6]. Für die übrigen Sternhaufen liegen unsere Alterswerte zwischen 59 +- 23 Mio. Jahre bei NGC 2264 und 1.000 +- 240 Mio. Jahre bei M 67 (vgl. Tabelle 1).
in B,V und R findet man die jeweils aktuelle Version der Auswertesoftware WinStar Finder. Zu WinStarFinder gibt es eine ausführliche Anleitung, die den Anwender vom Einlesen der B- und V-Bilder über die Eingabe von Eichsterndaten zur Kalibrierung bis zum fertigen FHD führt. Einzelheiten zum Vorgehen, zum theoretischen Hintergrund und zu benötigten Daten bei der Bestimmung von Entfernungen und Alter der Sternhaufen findet man ebenso.
Fazit Mit dem beschriebenen Projekt haben wir gezeigt, dass (U)BV-CCD-Photometrie auch im schulischen Bereich erfolgreich praktiziert werden und zu vorzeigbaren Ergebnissen führen kann. Für interessierte Amateur-Astronomen, insbesondere für Lehrerinnen und Lehrer, sind auf unserer Homepage [4] alle Medien verfügbar, die für ein Nachvollziehen des FHD-Projekts benötigt werden. Neben den CCD-Bildern
Literaturhinweise [1] Alter, G., Ruprecht, J., Vanysek, J. 1970:
Catalogue of Star Clusters and Associations, Budapest [2] Heimerl, F., 2000: Bestimmung eines Farben-Helligkeits-Diagramms in der Schule, SuW 39 (5/2000), 345 [3] Mermilliod, J.-C.: WEBDA Database of Open Clusters, obswww.unige.ch/webda [4] www.physiksammlung.de/sternwarte
Abb. 6: Daniel Hammann am C8-Teleskop mit angebauter ST6-CCD-Kamera.
[5] Götz, W., 1989: Die offenen Sternhaufen unserer Galaxis, Leipzig
[6] Sanner, J., Altmann, M., Brunzendorf, J., Geffert, M., 2000: Photometric and kinematic studies of open star clusters, Astron. Astrophys. 357, 471
[7] Zimmermann, O., 2002: private Mitteilung
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Am Rand von ,,Tercidina"
von Oliver Klös und Stefan Messer
Abb. 1: Der vorausberechnete Verlauf des Finsternispfades im Bereich von Freiburg im Breisgau. Die violetten Linien stellen die Grenzen und die Mitte des Pfades dar. Unser Beobachtungspunkt ist gelb markiert.
Am 17. September 2002 um 00:45 UT sollte ein seltenes Himmelsschauspiel zu sehen sein: Der Asteroid (345) Tercidina würde einen 5,5 mag hellen Stern für ca. 11 Sekunden bedecken.
Die Vorbereitung Wir planten das Ereignis zum einen visuell mit einem Fernglas 9 x 63 und einem Maksutov 100 / 1000 mm zu beobachten und zum anderen mit unserem 10 Zoll LX200 per Videoaufzeichnung Zeitpunkt und Dauer der Bedeckung zu messen. Die genaue Zeit wird von den GPS-Satelliten empfangen und mittels Video Time Inserter in das Videobild eingeblendet. Anhand der gewonnenen Daten mehrerer Beobachter können der Durchmesser und die Form des Asteroiden bestimmt werden. Die Vorausberechnungen von Jan Manek von der IOTA-ES (International Occultation Timing Association - European Section) zeigten einen Finsternisverlauf über Süddeutschland. Eine Beobachtung
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in der Mitte des Finsternispfades war recht sicher, an den Grenzen aber schon sehr abhängig von der Genauigkeit der Vorausberechnungen der Stern- und Asteroidenposition. In der Vergangenheit haben sich schon oft Pfade verschoben und Beobachter in den Grenzbereichen konnten keine Bedeckung messen. Um unsere Fahrtzeit möglichst kurz zu halten, wollten wir unsere Station trotzdem nahe der nördlichen Grenze des Pfades suchen. Zu diesem Zweck gaben wir die Koordinaten für die mittlere Line des Finsternispfades und die nördliche und südliche Grenze in ein Kartenprogramm unseres GPS-Empfängers ein. Als eine für uns schnell zu erreichende Region ermittelten wir den Schwarzwald (Abb. 1).
Die Expedition Um 18:00 Uhr MESZ war das Auto gepackt, die Fahrt in den Schwarzwald verlief ohne Staus. Wir bewegten uns, geführt von unserem GPS-Empfänger, auf
die nördliche Grenze zu, die wir um 20:30 Uhr erreichten. Wir suchten uns nun einen Beobachtungsplatz - gar nicht so einfach. Der Schwarzwald hat nun mal viele hohe Bäume, die den Blick gen Himmel verdecken. Stefan entdeckte im Atlas einen Höhenzug, der gut mit Parkplätzen ausgestattet war. Wir verließen die Hauptstraße und bewegten uns nun über kleine, enge und gewundene Straßen dem Berg Brandenkopf entgegen. Das Symbol im Atlas versprach einen guten Rundumblick. Dort angekommen war die Enttäuschung groß: ein Aussichtsturm - rundherum hohe Bäume!! So suchten wir nach weiteren Möglichkeiten in der Nähe. Beim nächsten Platz stand eine Windenergie-Anlage im Weg, der dritte war zu windig. Nach einer kurzen Exkursion auf einen schmalen Schotterweg, die zu nichts führte, entschlossen wir uns, noch die letzte Möglichkeit am Brandenkopf auszuprobieren: Laut GPS-Karte führte ein Weg um den Berg herum nach Südosten - die für die Beobachtung richtige Himmelsrichtung. Wir hatten Glück, eine gut geteerte Straße brachte uns an eine Weggabelung, die ideal war. Hier bauten wir um 22 Uhr, 90 Minuten waren seit dem Passieren der nördlichen Grenze vergangen, endlich unsere Station auf (Abb. 2). Schon bald nach dem wir unsere genaue
Abb. 2: Unser ,,Occultation-Koffer" enthält alles, was man zur Messung einer Sternbedeckung braucht: Video Time Inserter STVAstro (2) mit GPSEmpfänger Garmin GPS 35 (1), Schwarzweiß-Videokamera 2006X mit einem hochempfindlichen Exview HAD CCD (3), VHS-Videorekorder mit 12 Volt Stromversorgung und eingebautem 4-Zoll-LCD-Bildschirm (eine echte Rarität, ersteigert im Internet) (4).
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Position mit dem GPS bestimmt hatten, zogen am nördlichen Horizont die ersten Schleierwolken auf. Bald konnten wir den Stern nur noch schwach im Teleskop sehen. Aber es waren noch über vier Stunden Zeit. Gegen 1 Uhr klarte der Himmel endgültig auf und bei uns stellte sich die erste Müdigkeit ein. Da half nur noch: Raus aus den Autositzen, beobachten und sich bewegen! Gegen 2 Uhr begann die heiße Phase. Wir schalteten die Videoausrüstung an und machten einen Systemcheck. Der Schreck war groß: Auf dem Bildschirm sahen wir nur ein starkes Flimmern. Oliver konnte sich das nicht erklären, hatte er doch die Ausrüstung erst zwei Tage zuvor ohne Probleme beim Messen von Sternbedeckungen durch den Mond benutzt. Wir verdächtigten die neue 12-Volt-Batterie, die wir zum ersten Mal benutzten. Als wir zur Autobatterie wechselten, atmeten wir auf. Sofort konnten wir ein klares Bild mit Zeitanzeige auf dem Bildschirm sehen. Erst Monate später stellte sich heraus, dass es nicht an der Batterie gelegen hatte. Wir konnten die gleiche Störung noch einmal beobachten, die tragbare 12-Volt-Batterie benutzten wir dabei nicht. Wir bleiben an der Fehlersuche dran... Um 2:35 Uhr starteten wir die Videoaufnahme. Zusätzlich beobachteten Stefan durch sein Fernglas und Oliver durch das Maksutov den Stern. Wie lange würde die Bedeckung andauern? Sind wir zu nördlich und sehen gar nichts? - Das waren die Fragen, die uns durch die Köpfe gingen.
Dann passierte es... Um 2:45 Uhr und 19 Sekunden wurde der Stern kurz erheblich schwächer. Wir beide versuchten, die Zeit mit unseren Stoppuhren zu nehmen, waren aber über die kurze Erscheinung sehr überrascht, so dass unsere Reaktionszeiten nicht besonders gut waren. Aber es hatte deutlich etwas stattgefunden. Wir rissen uns zusammen und beobachteten bis 3 Uhr weiter den Stern. Er blieb stabil, wir konnten keine weitere Helligkeitsschwankung sehen. Aufgeregt spulten wir dann das Band zurück und sahen uns die Aufnahme an: Wir hatten es uns nicht eingebildet. Deutlich war die Helligkeitsabnahme auf der Aufnahme zu sehen. Und nicht nur das: Sekundenbruchteile nachdem der Stern wieder heller wurde, war noch einmal ein kaum merklicher Abfall in der Helligkeit zu sehen (Abb. 3). Das Ganze
Abb. 3: In den Bildern a bis e (von oben nach unten) ist die zweifache Helligkeitsschwankung des Sterns deutlich sichtbar. Selbst im ersten Minimum (b) verschwindet der Stern nicht ganz. Die Bilder wurden aus dem AVI-File ausgewählt, der auch für die Intensitätskurve Verwendung fand.
dauerte 3 Sekunden! Stefan, der mit seinem Fernglas das weiteste Gesichtsfeld hatte, bestätigte eindeutig, dass es kein Wolkenfetzen gewesen sein konnte. Auch Oliver beobachtete keine Abschwächung der anderen Sterne im Okular. Unser Blick an den Himmel nach der Beobachtung zeigte, es war total klar. Uns drängte sich ein Verdacht auf: Da der Stern nicht ganz verschwunden war, hatten wir vielleicht genau die nördliche Grenze des Asteroidenschattens getroffen und die Schwankungen der Helligkeit waren durch den unregelmäßigen Rand des Asteroiden entstanden. Wir wussten, erst wenn die Messungen der anderen Beobachter eingehen würden, könnten wir unser Ergebnis genau deuten. Wir beobachteten noch ein paar Galaxien und Sternhaufen und machten uns gegen 4:30 Uhr auf die Heimreise. Die GPS Navigation führte uns auf den dunklen, schmalen Wegen wieder zur Hauptstraße. Nur zwei Rehe begegneten uns. Um 7:30 Uhr waren wir wieder zuhause.
Die Auswertung Nach ein paar Stunden Schlaf werteten wir die Videoaufnahme genau aus. Erste eingehende Messergebnisse zeigten, dass anderen Beobachter um die 10 bis 11 Sekunden als Bedeckungszeit gemessen hatten [1]. Wir gaben einen Vorbericht an die IOTAES ab. Der Präsident der IOTA, Dr. David Dunham, bestätigte in einer E-Mail unseren Verdacht - wir hatten höchstwahrscheinlich den Rand von (345) Tercidina getroffen! ,,Streifende" Bedeckungen von Asteroiden waren schon früher beobachtet worden, sind aber selten. Er schlug vor, dass unsere Videoaufnahme näher analysiert werden sollte. Dabei werden die Helligkeitswerte des Sterns über den Bedeckungszeitraum in einer Kurve dargestellt. Wir hatten so etwas noch nie gemacht, wagten uns aber selbst an diese Aufgabe. Eine zehnsekündige Sequenz um den Zeitpunkt der Bedeckung herum digitalisierten wir im Computer. Die entstandene AVI-Datei wurde in Einzelbilder im FITS-Format zerlegt. Mit der PhotometrieFunktion der Bildbearbeitungsoftware IRIS [2] haben wir die relative Intensität des Sterns Bild für Bild vermessen und als Diagramm dargestellt (Abb. 4). Der Verlauf der Kurve gibt sehr gut den Helligkeitseindruck wieder. Deutlich sind der erste, stärkere Helligkeitsabfall und das kurze und schwache zweite Minimum zu erkennen. Mit Hilfe der Kurve waren
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Zeit (UT) Ereignis
00:35:15 00:45:19,10 00:45:19,76 00:45:20,10 00:45:20,58
00:45:21,27 00:45:21,47 00:45:21,98 00:45:22,39 01:00:00
Videoaufnahme Start Helligkeit nimmt ab Start 1. Minimum Ende 1. Minimum Helligkeit fast wieder Maximum Helligkeit nimmt wieder ab Beginn 2. Minimum Ende 2. Minimum Ende der Bedeckung Videoaufnahme Ende
Abb. 4: Die Kurve der relativen Intensität des Sterns während der Bedeckung zeigt die zwei Minima. Danach konnten wir keine weiteren Helligkeitsschwankungen mehr feststellen.
Zeitpunkt und Dauer dieses Minimums bestimmbar, auf der Videoaufnahme war es nur schwer zu sehen. Wir mailten die Kurve Dr. Dunham, der sie für auswertbar hielt. Endlich konnten wir unseren endgültigen Bericht abgeben (Tab. 1). Mittlerweile hat Jan Manek viele Beobachtungen gesammelt und (345) Tercidina ist nun der am zweitbesten beobachtete Asteroid in der Geschichte der Sternbedeckungen. Alle Ergebnisse sind mittlerweile im Internet veröffentlicht. Auch ein Randprofil von (345) Tercidina ist aus
den Beobachtungen erstellt worden. Eine kleine Videodatei unserer Beobachtung ist dort für alle zugänglich [3].
Ein Fazit Für uns hat sich die 520 Kilometer weite Fahrt zu diesem außergewöhnlichen Ereignis wirklich gelohnt. Die ,,kleinen" Finsternisse bieten einen ähnlichen Nervenkitzel wie eine Sonnenfinsternis. Wer Spaß an einer Fahrt ins ,,Blaue" hat, Zeitdruck und Kartenlesen nicht scheut und auch verkraften kann, mal außerhalb des Finsternispfades zu stehen und keine
Tab. 1: Unsere Messergebnisse der ,,streifenden" Sternbedeckung durch Tercidina, geschätzte Genauigkeit: 0,1 Sekunden, Standort: Breite N 48 Grad 21' 18,3'', Länge E 08 Grad 10' 16,3'', Höhe 762 m über NN, Instrument: 10-Zoll-LX200 mit AlanGee-Telekompressor, Videoaufzeichnung mit 50 Bildern pro Sekunde, Zeitsignalquelle: GPS-Empfänger mit 1PPS. Ergebnis der Messung: gesamte Dauer der Bedeckung ca. 3 Sekunden
Bedeckung zu sehen, der sollte sich Sternbedeckungen durch Asteroiden nicht entgehen lassen.
Literaturhinweise [1] Bredner, E.H.R., 2003: Tercidina mon
amour..., VdS-Journal Nr. 10 (I/2003), 64 [2] Buil, C.: IRIS,
www.astrosurf.com/buil/us/iris/iris.htm [3] Manek, J.: Ergebnisse von
Sternbedeckungen durch Asteroiden, sorry.vse.cz/~ludek/mp/results/
Flucht in die Sonne
Ein Urlaub auf La Palma - Auszüge aus meinem Reiseund Beobachtungstagebuch
von Harald Ryfisch
- Teil 1 -
Es ist kalt, die Temperaturen bewegen sich um den Gefrierpunkt. Von Westen nähert sich ein weiteres Schlechtwettergebiet, Schnee und Eis sind angekündigt. Hoffentlich kann der Flieger starten. Das Taxi braucht 15 Minuten zum Flughafen, das Flugzeug nach planmäßigem Start noch einmal 4 Stunden, dann sind wir auf La Palma, der nordwestlichsten und grünsten der kanarischen Inseln. Wir steigen aus der Maschine, die Temperaturen sind knapp
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20 Grad C höher und sehr angenehm, aber es bläst ein schon fast sturmähnlicher Wind.
La Palma, der Name steht für Sommer, Sonne, Berge, eine üppige Vegetation und vieles mehr. Bergwandern und zahlreiche andere Freizeitaktivitäten versprechen Erholung pur. La Palma steht aber auch für noch etwas anderes. Dort gibt es den vermutlich besten und saubersten Himmel in ganz Europa. Aus diesem Grund hat sich dort auch die Elite der europäischen Profiastronomen versammelt, um in den
geheimnisvollen High-Tech-Tempeln auf dem 2.426 m hohen Roque de los Muchachos den Geheimnissen des Universums auf den Grund zu gehen. Auf der Insel gibt es auch das weltweit erste ,,Himmelsgesetz", das die Lichtverschmutzung durch zivilisatorische Einflüsse in Grenzen hält. Für mich also Grund genug, mich hier ebenfalls dem Himmelsstudium zu widmen. Leider setzen die Gepäckbeschränkungen der Fluggesellschaften enge Grenzen, so dass ich mich für den ,,Grauen
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Abb. 1: Mein Reiseteleskop, ein 80/400-mmFraunhofer-Refraktor
Star" entscheide, einen 80/400-mmRefraktor von Bresser (Abb. 1), der - auf ein Fotostativ gesetzt - praktisch in jedem Handgepäck unterzubringen ist. Ergänzend habe ich noch den Karkoschka sowie ein 10x25-Fernglas dabei, das mich ohnehin ständig begleitet. Untergebracht sind wir im Gästehaus der Casa Astronomia, einer 8.000 m2 großen, sehr ruhig gelegenen Finca, die trotz Stadtnähe einen wesentlich besseren Himmel bietet als alle unsere fränkischen Beobachtungsplätze. Der Wind hat sich zwischenzeitlich zu einem handfesten Sturm entwickelt, so dass am ersten Abend - obwohl wolkenlos - an Beobachtung nicht zu denken ist. Neugierig teste ich im Windschatten des Hauses aber auf jeden Fall den Himmel mit dem 10 x 25. Der Mond zeigt bereits sein erstes Viertel und trotzdem ist der Himmel erstaunlich dunkel. Bereits wenige Grad weiter wären ohne Problem Deep-Sky-Beobachtungen möglich. Ich überprüfe dies an M 41, einem offenen Sternhaufen in Canis Maior, einem Paradeobjekt. Zwar offenbart das lichtschwache Fernglas keine Wunder, löst den Sternhaufen aber ohne weiteres in mehrere Einzelsterne auf, die vor nebligem Hintergrund aufwarten. Am faszinierendsten ist jedoch die veränderte Perspektive. Orion steht wesentlich höher und der Schwanz des großen Hundes ertrinkt ausnahmsweise mal nicht im Horizontdunst, sondern steht gut 20 Grad darüber. Kein Wunder, so viele Breiten-
grade trennen uns auch von Nürnberg. Ist bei uns der Horizont nur bis ca. -35 Grad Deklination sichtbar, reicht der Blick nun bis ca. -56 Grad , eine Erweiterung des Horizonts im wahrsten Sinne des Wortes. Es offenbaren sich völlig neue Welten. Knapp 40 Grad südlich von Sirius steht ein sehr heller Stern. Was mag das wohl sein? Karkoschka klärt mich auf, es ist Canopus im Sternbild Carina, nach Sirius der zweithellste Stern am Himmel und das bei über 300 Lichtjahren Entfernung (!). Sogar ,,unterhalb" von Canopus ist noch ,,etwas Platz am Himmel".
Los Llanos, 22. Februar 2002 Ich wache um 6 Uhr morgens auf, der Wind hat sich gelegt und alles ist stockdunkel. Ich sehe aus dem Fenster und erblicke einen phantastischen Sternenhimmel. Der Löwe verabschiedet sich gerade am Horizont. Eine Minute später stehe ich im Pyjama mit Spektiv und Fernglas bewaffnet im Garten. Ich staune nicht schlecht, als sich der Skorpion glasklar vor mir in voller Größe aufgebaut hat und seinen Stachel schwenkt. Gegenüber hat sich der Rabe postiert, wie zu einem ungleichen Duell. Doch mein Ziel ist ein anderes. M 83 (Abb. 2), das letzte mir noch fehlende Messier-Objekt, sollte jetzt eigentlich kein Problem sein. Allerdings brauche ich ein paar Minuten, um mich in der ungewohnten Perspektive zu orientieren. Zunächst versuche ich mein Glück im Fernglas. Bereits nach wenigen Augenblicken blinzelt mich das Nebelbällchen verschlafen an, als ob es vom langen Warten auf mich ganz müde geworden ist. Den ,,Grauen Star" habe ich glücklicherweise bereits am Vorabend aufgebaut und justiert, so dass ich mich mit dem 6x30Sucher sofort ans Werk machen kann. Wieder dauert es etwas, bis ich mich mit Karkoschkas Hilfe vorantaste. Schließlich habe ich das Objekt der Begierde im
Abb. 2: M 83 in der Wasserschlange (Aufnahme von David Malin)
Sucher und wechsle zum Okular. Es ist ein faszinierender Anblick, ich sehe einen hellen Kern und schon bei 16x meine ich die Balken erkennen zu können. Bei 40x erkenne ich auf jeden Fall Strukturen um den Kern herum, ich bin begeistert. Beflügelt durch den Erfolg werde ich übermütig und nehme den prachtvollsten aller Kugelsternhaufen - Omega Centauri - ins Visier. Ich arbeite mich vom Skorpion her über den Wolf zum Zentauren vor. Omega Centauri lässt im 10 x 25 nicht lange bitten, sondern offenbart sich als neblige Wolke von beachtlicher Größe. Das MiniTeleskop löst ihn bei 40x am Rand in unzählige Sterne auf, die Mitte bleibt flächig granuliert. Leider lässt die aufsteigende Dämmerung den Kontrast schnell verschwimmen, aber es ist ja erst der erste Tag.
Los Llanos, 24. Februar, 6:00 Uhr Sonntag, wiederum 6 Uhr morgens. Meine Frau weckt mich zu einem phantastischen Sternenhimmel. Als erstes nehme ich mir wieder Omega Centauri vor, der schon mit bloßem Auge zu sehen ist. Bei 32x betrachte ich ihn in aller Ruhe. In den Randbereichen ist er schön aufgelöst, zur Mitte hin wird er dicht und undurchdringlich, Die Mitte selbst erscheint flächig und hell granuliert. Wenn ich jetzt nur mein Dobson hier hätte. Ich gehe weiter auf Entdeckungsreise. NGC 5128, die Galaxie Centaurus A (Abb. 3), ist fast ebenso leicht zu finden, was mich bei dem kleinen Gerät schon etwas wundert. Sie zeigt sich als elliptisches Wölkchen. Schwach ist in Längsrichtung ein breites, dunkles Band zu sehen. Weitere Einzelheiten lassen sich kaum erkennen. Obwohl recht unauffällig, fasziniert mich der Anblick, handelt es sich bei Centaurus A doch um eine Radiogalaxie und visuell um eine der hellsten am Südhimmel. Natürlich konzentriere ich mich auf die Bereiche des Himmels, die ich von Deutschland aus nicht sehen kann. Hierzu gehört auch der untere Skorpion. Dort befindet sich ein weiteres Highlight, der außerordentlich helle offene Sternhaufen NGC 6231. Bereits mit bloßem Auge kann er bestaunt werden; kein Wunder, bei einer Helligkeit von 2,6 mag. So klar sind Sternhaufen selten. Im Teleskop zeigt sich ein dreiecksförmiges Muster im Zentrum, einer Pfeilspitze nicht unähnlich. Diese ist von mehreren Sternketten und -gruppen umgeben. Unter dem Skorpion versteckt sich noch der Kugelsternhaufen NGC 6388, der mit 7 mag recht hell und daher leicht aufzufin-
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Abb. 3: NGC 5128 = Centaurus A (Aufnahme von Stefan Binnewies)
Abb. 4: NGC 2451 in Puppis und sein kleiner Begleiter NGC 2477 (Aufnahme von Matt BenDaniel)
den ist. Allerdings lässt er sich aufgrund der großen Entfernung nicht mehr auflösen. Die Helligkeitszunahme zur Mitte hin ist deutlich zu erkennen. Ähnlich präsentiert sich der ebenfalls kaum auflösbare, aber aufgrund seiner größeren Nähe zu uns etwas eindrucksvollere Kugelsternhaufen NGC 6541 im Sternbild der südlichen Krone (Corona Australis). Den Abschluss der morgendlichen Kugelsternhaufenrunde am Firmament bildet M 22. In unseren Breiten ist dieser eindrucksvolle Kugelsternhaufen immer leicht in Gefahr im Horizontdunst zu ertrinken. Diese Gefahr war zumindest heute gebannt. Eindrucksvoll hat sich die ,,Teekanne" (Sternbild Schütze) vom Boden gelöst und zieht - von allem irdischen Ballast befreit - ihre Himmelsbahn. Unweit des ,,Deckels" ist M 22 bereits mit bloßem Auge als heller rundlicher Nebel zu erkennen. Im Teleskop zeigen sich die Randbereiche deutlich aufgelöst, erst zur Mitte verschwimmen die Sterne zuerst granuliert, dann völlig zu einer Fläche.
Los Llanos, 24. Februar, 20:00 Uhr Zum Aufwärmen inspiziere ich erneut M 41 und versuche weitere Details zu entdecken. Immer neue Sternenmuster formieren sich vor meinen Augen, gruppieren sich um und nehmen wieder neu Gestalt an. Es ist ein interessantes Spiel der Wahrnehmung. Der nächste offene Sternhaufen ist NGC 2451 im Sternbild Puppis (Abb. 4) und bereits für das bloße Auge auffällig. Der Haufen schart sich um den hellen Stern c Puppis und ist bereits mit dem Fernglas am schönsten zu beobachten. Bei höherer Vergrößerung geht der Haufencharakter und mit ihm das Objekt rasch verloren. Ich suche weiter nach dem offenen Sternhaufen NGC 2477, der sich in unmittelbarer Nachbarschaft befindet. Ich werde jedoch nicht auf Anhieb fündig und sogleich durch unseren Gastgeber unterbrochen, der mich auf eine kleine Erkundungstour mit seinem 10zölligen LX 50 einlädt. Da kann ich natürlich nicht nein sagen. Leider lässt der bereits recht helle Mond echte Deep-Sky-Beobachtungen kaum noch zu, so dass wir uns auf
Jupiter, Saturn und den Mond konzentrieren. Diese darf ich allerdings durch ein hochwertiges Bino genießen, was mir ein völlig anderes Seherlebnis vermittelt. Die Planeten zeigen mir keine großen Überraschungen und ich beschränke mich daher völlig auf den ästhetischen Genuss unserer planetarischen Nachbarn. Wirklich beeindruckend hingegen ist der Spazierflug über die Mondoberfläche. Mit welcher Schärfe auch kleinste Details zu erkennen sind, fasziniert mich einfach. Im zweiten Teil geht es auf den Roque de los Muchachos, der Heimat vieler neuer Großteleskope.
Anmerkung Alle Beobachtungen wurden - sofern nicht anders erwähnt - mit einem 80/400-mmFraunhofer-Refraktor (Abb. 1) mit 6x30Sucher auf einem Fotostativ und bei 32facher Vergrößerung durchgeführt. Die Kombination ist ultraleicht, ultrabillig und (ultra)wackelig. Sie findet bequem im Handgepäck Platz.
Leserbriefe an die Redaktion oder an die Geschäftsstelle
von Werner E. Celnik und Charlotte Wehking
... Des weiteren ist es immer wieder ein tolles Erlebnis das neueste VdS-Journal zu lesen. Das ist eine echte Bereicherung und Ergänzung zu anderer Astro-Literatur. Auch Anregungen, wie der Bau eines Spektroskops sind sehr lehr- und hilfreich. Spontan hatte ich mich dazu entschlossen, Spektroskope in unserer Jugendgruppe der Astronomischen Vereinigung Nürtingen zu bauen und das Thema Spektroskopie eingehender zu ,,beleuchten"... Egbert Zwerschke, Oberboihingen
... danke an alle, die an dieser Ausgabe mitgearbeitet haben. Das Journal ist eine Zeitschrift von Amateuren für Amateure und sollte auch so bleiben. Es ist eine gute Ergänzung zu den mehr oder weniger ,,wissenschaftlichen" Zeitschriften. Der Inhalt ist eine gelungene Mischung aller Facetten der VdS. Das Layout ist hervorragend, man kann es kaum besser machen - ich hoffe, Sie können diese Niveau lange halten. Möge Ihnen der Stoff nie ausgehen. Ich lese fast alles im Heft und freue mich
an den guten Bildreproduktionen. .... Günter Petter, Liegau-Augustusbad
Für die Aufmachung des Journals muss ich euch allen mal ein dickes Lob aussprechen! Sehr gut aufgemacht! Bernd Gerhards, Wuppertal
... Außerdem möchte ich mich einfach mal nur so für Ihre Arbeit bedanken, besonders für das Schnell-Zirkular.... So hat mir das Zirkular schon in der kurzen Zeit meiner
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V D S > N A C H R I C H T E N 141
Mitgliedschaft (seit 1.1.2001) zu etlichen schönen Kometenbeobachtungen verholfen, Kometen, von denen ich ohne das Zirkular sonst erst viel später erfahren hätte. Reinhardt Pasch, Klais
... Zum VdS-Journal möchte ich sagen: Mann-oh-mann, das ,,Heftchen" hat's!!! Auch Andere befürworten die hohe Qualität UND ,,Teleskop-Benutzungstauglichkeit" dieser wunderbaren Fachzeitschrift. Das ist jetzt kein ,,Schmus", ich mein das ehrlich, weil: Viel bleibt nicht übrig von dem jeweiligen Heft, nachdem ich es durchstudiert habe (??) Ja, das Meiste wandert in meine ,,BeobachtungsOrdner", zum Gebrauch unterm Sternenhimmel!... Wilfried Wacker, SteinfurtBurgsteinfurt
... Aufmachung und Inhalt gefällt mir nach wie vor sehr gut. Insbesondere gefällt mir im neuen Heft (gemeint ist die Ausgabe 10, Red.) die Heraushebung der Jugendarbeit. Weiter so.... Dieter Welnowski, Obertshausen
... Auch ich hatte ...das Journal Nr. 10 gestern im Briefkasten und kann nur sagen, eine wirklich hervorragende Arbeit. Die Aufmachung, der Druck, die Bilder sowie die Textbeiträge absolut erste Klasse. Die Themenauswahl finde ich sehr gut, hier findet doch jeder Astronomieinteressierte sein spezielles Thema. Ich kann nur hoffen, dass es so weiter geht .... Ferdinand Schäfer, Bonn
... vorgestern bekam ich das ,,Journal für Astronomie", Nr. 10. Besten Dank dafür, es ist Klasse! Macht nur weiter so!.... Mathias Schmögner, Kronach
... Für mich ist das VdS Journal in Sachen Vielseitigkeit und Layout ganz vorne unter den Astronomiezeitschriften. Euch allen ein großes Lob von mir!! Konrad Horn
... Ich hab das Heft heute auch bekommen. Nach einem stressig-nervigen Arbeitstag, deprimierendem Wetter mit bedecktem Himmel und permanentem Nieselregen genau das Richtige für den Feierabend. Manfred Holl, Hamburg
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von Charlotte Wehking und Hildegard Plötz
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Christian Wöhler, 72535 Heroldstatt, 8315 - Der Infostand dient der Repräsentation, Information und dem persönlichen Kontakt
Martin Bieber, 73734 Esslingen, 8352 - unserer Mitglieder mit den VdS-Fachgruppen und dem VdS-Vorstand. Sternfreunde fin-
Dipl.-Ing. Klaus Enghofer, 75217 den hier außerdem die Ausgaben unseres VdS-Journals, Infoschriften unserer Fach-
Birkenfeld, 8346 - Gottfried Reimann, gruppen und vieles mehr. Auf mehreren Veranstaltungen und Treffen, die in diesem Jahr
75395 Ostelsheim, 8332 - Waldemar Kehler stattfinden, können Sie am Stand Kontakte knüpfen:
c/o Astronomische Vereinigung Rottweil e.
V., 78573 Wurmlingen, 8329 - Jürgen 17. Mai 2003:
19 Astronomie-Messe in Essen ATT
Gottschall, 79117 Frbg.-Kappel, 8319 - 28. Mai bis 1. Juni 2003: 11. Internationales Teleskoptreffen auf dem
Herbert Hardt, 79379 Müllheim, 8336 -
Vogelsberg ITV
Michael Parl, 81825 München, 8309 - 12. bis 14.September 2003: 26. VdS-Tagung in Berlin
Bernhard Wälder, 86576 Schiltberg, 8338 - 27.-29. September.2003: 10. Schwäbisches Amateur und Fernrohrtreffen
Bernhard Ziegler, 88213 Ravensburg, 8322 - SAFT
Andreas Langbein, 89075 Ulm, 8307 - 27. bis 28. September2003: VdS-Regionaltagung: 50 Jahre Sternwarte
Stud.-Dir. Claus Laegel, 90513 Zirndorf,
Recklinghausen
8348 - Matti Pootsmann, 90765 Fürth, 8326 Oktober 2003:
22. Bochumer Herbsttagung BoHeTa
- Friedrich Hutter, 91154 Roth, 8334 -
Joachim Schröder, 97996 Niederstetten.
Besuchen Sie den VdS-Infostand! Wir freuen uns auf Ihren Besuch.
VdS-Journal Nr. 11
142 V D S > N A C H R I C H T E N / T A G U N G S B E R I C H T E
Visionen für die Zukunft der VdS
Im Jahre 1995 fand im Odenwald das erste dieser visionären Treffen statt. Eines der Resultate aus 1995 liegt Ihnen gerade vor: unser VdS-Journal. Nun war es wieder an der Zeit, über die Weiterentwicklung der VdS nachzudenken. Unter dem Motto ,,Die VdS im Jahre 2010" fand am 21./22. Juni 2002 in Darmstadt-Griesheim ein Treffen von 16 Astronomiefreunden statt. Ziel dieses Treffens: Ideen und Visionen für die Ausrichtung der Vereinigung der Sternfreunde in der Zukunft zu entwickeln. Die Teilnehmer des Brainstormings waren diesmal Ilse-Dore Brodmann-Schmidt, Werner E. Celnik, Otto Guthier, Ernst Pollmann, Peter Riepe, Peter Völker, Edgar Wunder, Jens Bohle, Eberhard H.R. Bredner, Hans Günther Diederich, Iris Fleischer, Oliver Jahreis, Linda Johnson, Silvia Otto, Oliver Schwarz und Wolfgang Steinicke.
Kreative Arbeitsweise Eine Gruppe, aus Teilnehmern des Brainstormings von 1995, führte eine Bestandsaufnahme des Erreichten durch und entwickelte, basierend auf dem existierenden Konzept ,,VdS 2005", die zukünftige Ausrichtung der VdS. Bedeutende Fragestellung war auch, ob die VdS noch auf dem richtigen Weg ist, ob alle Punkte noch wichtig sind oder ob es auch Themen gibt, die nicht mehr verfolgt werden sollten. Eine zweite Gruppe arbeitete parallel, aber ohne Kenntnis des Konzeptes von 1995, an der zukünftigen Ausrichtung der VdS und sammelte Ideen zu Zielgruppen, Leistungen und Präsenz. In jeweils drei plenaren Arbeitssitzungen wurden die bestehenden und die neuen Punkte priorisiert, Vorteile für die VdS dargelegt und die Machbarkeit im Bezug auf erforderliche Ressourcen diskutiert. Alle Gruppen präsentierten ihre Ergebnisse. So wurden viele verschiedene Punkte
zusammengetragen, zusammengefasst und bewertet. In der Tabelle 1 sind jene Punkte, die sich als die für die VdS wichtigsten bzw. bedeutsamsten herausstellten, mit ihrem Prioritätsrang aufgeführt.
Aktueller Stand der Aktivitäten Einige der genannten Punkte wurden bereits im Vorstand adressiert: · Die VdS arbeitet an einer Kooperation
mit astronomie.de. Die Ankündigungen des VdS-Journals und der VdSVeranstaltungskalender sind dort bereits präsent. Einige Fachgruppen veröffentlichen bei astronomie.de. · Die Pressearbeit soll weiter ausgebaut werden. · Für den 23. August 2003 ist ein bundesweiter Astronomietag zum Thema MarsBeobachtung geplant. · Im nächsten Jahr sind Vergünstigungen für VdS-Mitglieder bei Tagungen geplant. (Vergessen Sie bitte nicht Ihren neuen Mitgliedsausweis, wenn Sie zum ATT fahren!)
Rang 1 2 3
4
5 6
7
Thema
Anfängerbetreuung Jugendarbeit Internetauftritt Gemeinsame VdSFachgruppenpräsenz Fachgruppenübergreifende Aktivitäten VdS Regionaltreffen, -gruppen, Stammtische Zusammenarbeit mit Volkssternwarten VdS als Sprachrohr Marketingprojekte Pressearbeit Vorteile / Vergünstigungen für Mitglieder Cooperate Identity Astronomie-Tag Ansprechpartner finden VdS-Sternwarte
Tab. 1: Die zukünftigen Aufgaben der VdS
Das VdS-Sekretariat
von Otto Guthier/Vorstand Die Adresse VdS-Sekretariat, Jagdfeldring 31, 85540 Haar, ist allen Mitgliedern bekannt. Geleitet wurde das Sekretariat von Frau Hildegard Plötz. Nach 35 Jahren Tätigkeit im Dienste unserer Vereinigung übergibt Frau Plötz, die für unsere Vereinigung jedoch weiterhin tätig bleibt, diese Kontaktadresse an die Geschäftsstelle in Heppenheim. Ab 1.1. 2003 übernimmt Frau Charlotte Wehking, die jeweils Montag und Donnerstag in der Zeit von 8:30 bis 12:30 Uhr für unsere Mitglieder zur Verfügung steht, diese Tätigkeit. Bitte richten Sie in Zukunft alle Anfragen, Adressänderungen und Mitgliedsanträge an die Geschäftsstelle: VdS-Geschäftsstelle Am Tonwerk 6, D-64646 Heppenheim Web: www.vds-astro/service.de E-Mail: service@vds-astro.de Tel. 06252 / 787154 Fax 06252 / 787220
Wie kann es weiter gehen? Aus der Liste von Punkten und zukünftigen Aktivitäten der VdS resultieren viele neue herausfordernde Aufgaben und Projekte. Der Vorstand allein ist mit seiner begrenzten Kraft und Kapazität nicht in der Lage alle diese Punkte umzusetzen. Wie können trotzdem Neuerungen vorangetrieben werden? In der vorletzten Vorstandssitzung wurde deshalb beschlossen, aus den Teilnehmern des Brainstormings eine Arbeitsgruppe einzurichten, die ein Konzept für die Umsetzung der neuen Ziele entwickelt. Diese Arbeitsgruppe kann auch zusätzliche Hilfe in Anspruch nehmen. Haben Sie Interesse an der Zukunft der VdS mitzuarbeiten? Dann melden Sie sich bitte beim Vorstand. Die Zukunft ist interessant und spannend! Und dafür brauchen wir Sie! Ihre Silvia Otto, Werner E. Celnik
Die 21. Bochumer Herbsttagung der Amateurastronomen
von Stefan Ueberschaer
Am 19. Oktober 2002 fand bereits zum 21. Mal die Bochumer Herbsttagung der Amateurastronomen (BoHeTa) statt, wieder in den Räumen der Bochumer RuhrUniversität. Peter Riepe und sein Team von der VdS-Fachgruppe Astrofotografie schafften es erneut, ein abwechslungsreiches Vortragsprogramm von Hobbyastronomen zu organisieren.
Nach der Tagungseröffnung durch das Organisationsteam erläuterte Andre Knöfel die aktuellen Prognosen für den Leonidenschauer 2002 und stellte fest, dass diesmal Europa in der ersten Reihe sitzt. Allerdings werden die Beobachtungsbedingungen durch den fast vollen Mond deutlich erschwert. Anschließend stellte Bernd Gährken seine
Jupiterbilder vor, die er mit einem Refraktor und einer Webcam von seiner Wohnung aus unter eher mäßigen Beobachtungsbedingungen angefertigt hat, um aus den gewonnenen Bildern eine Oberflächenkarte des Planeten zu berechnen. Dies wiederholte er regelmäßig bei lang anhaltenden Schönwetterphasen (merkwürdigerweise immer bei Vollmond), und
VdS-Journal Nr. 11
V D S > V O R O R T 143
die neue VdS-Fachgruppe ,,Geschichte der
Astronomie" vor.
Ihm folgte Peter Bresseler mit einem
Vortrag über die Objekte des ,,Atlas of
Peculiar Galaxies". Nach einer kurzen
Übersicht über die Entstehung des Arp-
Kataloges zeigte er einige seiner schönsten
Bilder von wechselwirkenden Galaxien.
Danach folgte durch Otto Guthier die
Verleihung der VdS-Medaille an Bernd
Flach-Wilken in Anerkennung seiner
langjährigen Tätigkeit im Bereich der
Astrofotografie. Das Preisgeld von 500
Euro spendete Bernd Flach-Wilken
sogleich der VdS für ihre Jugendarbeit.
Abb. 1:
Wolfgang Steinicke stellte in der Laudatio
Eberhard H.R. Bredner wird vor seinem Vortrag von Werner E. Celnik den
den astronomischen Lebenslauf des durch
Tagungsteilnehmern vorgestellt. Rainer Sparenberg kümmert sich im Hintergrund seine zahlreichen Bildveröffentlichungen
um die Technik.
bekannten Astrofotografen vor.
Nach der (offiziellen) Kaffeepause refe-
rierte Prof. Dr. J. V. Feitzinger von der
Bochumer Sternwarte über die Astronomie
des 21. Jahrhunderts. Ich nutzte die Zeit
zur Kontaktpflege und um mir die
Präsentationen im Foyer anzusehen. Die
Gesellschaft für volkstümliche Astrono-
mie (GvA) aus Hamburg informierte über
die Kündigung der Vereinsräume im
Hamburger Planetarium durch den neuen
Leiter Herrn Th. Kraupe. Norbert Stapper
zeigte seine Lösung zum Selbstbau einer
Abb. 2:
wirkungsvollen Taukappe für sein C11,
In den Vortragspausen wird in den Vorräumen gefachsimpelt, die Ausstellung
und am VdS-Stand wurden die Ausgaben
begutachtet und an den Präsentationstischen diskutiert.
des VdS-Journals vorgestellt.
Gestärkt von der langen Erholungspause
kombinierte so die über mehrere Monate dition, zusammen mit drei weiteren Stern- ging es für mich mit dem Vortrag von
erstellten Karten mit einem Morphing- freunden, nach Australien zur Beobacht- Hans-Günter Diederich über verschiedene
programm. Als Ergebnis entstand eine sehr ung des Leonidenschauers 2001. Neben Bildverarbeitungsmöglichkeiten von CCD-
schöne Animation, wo deutlich die Bewe- einigen gelungenen Astrofotografien und Aufnahmen weiter. Er stellte einige Filter
gungen innerhalb der Jupiteratmosphäre Bildern der Leoniden präsentierte er mit vor, um abgebildete Details in CCD-
sichtbar wurden.
vielen beeindruckenden Landschaftsfotos Bildern besser analysieren zu können.
Eberhard H. R. Bredner präsentierte die Schönheit des australischen Outbacks. Anschließend gewährte Oliver Jahreis mit
danach in seiner humorvollen Art seine Anschließend stellte Wolfgang Steinicke einem sehr unterhaltsamen Video Ein-
Videobeobachtung der Bedeckung
blicke in die Aktivitäten des letzten
des Sterns 43 Tauri durch den
Astrocamps der VdS-Jugend, was
Kleinplaneten (345) Tercidina und
immer wieder mit viel Beifall durch
beschrieb die ersten Auswert-
das Publikum gewürdigt wurde.
ungsversuche. Vor allem die mit
Den Tagungsabschluss bildete ein
einem Augenzwinkern versehenen
Video von Rainer Sparenberg über
Kommentare sorgten für gute
den gemeinsamen Urlaub einiger
Stimmung. Das letzte Referat vor
Astrofotografen in Namibia. Auch
der Mittagspause nutzte Werner E.
hier wurden neben beeindruckenden
Celnik, um die Entstehungsge-
Fotografien von Deep-Sky-Objek-
schichte des VdS-Journals Revue
ten viel Wert auf eine Präsentation
passieren zu lassen und beschrieb
der Schönheit des Landes gelegt. Im
den langwierigen und von allen
Anschluss lud Peter Riepe noch
Beteiligten viel Einsatz erfordern-
zum gemütlichen Ausklang der
den Entstehungsprozess einer jeden Abb. 3:
BoHeTa in eine nahe gelegene
neuen Ausgabe.
Von den Fotografen umlagert: der frisch gebackene
Pizzeria ein, wo noch bis weit in den
Nach der Mittagspause berichtete VdS-Medaillenträger 2002, Bernd Flach-Wilken bei der Abend hinein diskutiert wurde und
Werner E. Celnik von seiner Expe- Preisverleihung.
Tipps ausgetauscht wurden.
VdS-Journal Nr. 11
144 V D S > V O R O R T > P O R T R A I T
50 Jahre Volkssternwarte Recklinghausen
Aus Anlass des 50jährigen Jubiläums veranstalten die Westfälische Volkssternwarte, ihr Förderverein Freunde der Volkssternwarte Recklinghausen e.V. und die Vereinigung der Sternfreude e.V. (VdS) eine gemeinsame Jubiläumstagung im Ruhrfestspielhaus und in der Sternwarte. Diese Tagung wird für alle AstronomieInteressenten und aktiven Hobby-Astronomen viel Interessantes bieten: Eine Astro-Messe mit Ausstellung von Teleskopen und astronomischen Arbeitsmitteln, Amateur-Vorträge, eine große Bildausstellung im Foyer, Projekt Astronomie in der Schule und reichlich Zeit, mit Gleichgesinnten Gedanken auszutauschen. Die Tagung ist zugleich Regionaltagung der Vereinigung der Sternfreunde, auf der sich verschiedene VdS-Fachgruppen mit ihrer Arbeit präsentieren. Ab 19 Uhr gibt es ein gemütliches Zusammensein. Eintritt (Tageskarte): 3 Euro, ermäßigt 2 Euro. Am Sonntag, den 28. September 2003 findet in der Sternwarte und im Planetarium von 12 bis 19 Uhr ein Tag der offenen Tür statt. Dazu werden geboten: Besichtigung aller Einrichtungen und Fernrohre,
Die Olbersgesellschaft e.V. Bremen lädt ein
zur 27. SONNE-Tagung vom 29. Mai - 1. Juni 2003
Tagungsort: Olbers-Gesellschaft e.V.
Hochschule Bremen Werderstr. 73
Nähere Einzelheiten siehe im Artikel ,,SONNE-Tagung und partielle Finsternis", nachzulesen im SONNE-Heft 104 bzw. im Internet unter www.SONNEonline.org
und www.SONNE-Tagung.de
Kindertheater, Musikvorführungen, Kurzvorführungen im Planetarium (Eintritt 2 Euro), 15:00 Uhr Hörsaalvortrag (Mondlandung). Für das leibliche Wohl wird im Umfeld der Sternwarte gesorgt.
Interessenten wenden sich an: Dr. Burkhard Steinrücken Westfälische Volkssternwarte und Planetarium
Stadtgarten 6 45657 Recklinghausen Tel. & Fax: 02361 / 23134 info@sternwarte-recklinghausen.de www.sternwarte-recklinghausen.de
oder an: Vereinigung der Sternfreunde e.V. (VdS) Kontakt: Peter Riepe, pri@bfw-dortmund.de
25 Jahre Astronomische Vereinigung
Weikersheim
von Joachim Schröder
Das vergangene Jahr 2002 war für die fast 100 Mitglieder der Astronomischen Vereinigung Weikersheim e.V. ein Vereinsjahr mit sehr vielen Sternstunden. Mit dem 25jährigen Bestehen ist die Anzahl der Vereinsjahre astronomisch als nicht sehr hoch zu betrachten, um so höher waren jedoch die Aktivitäten rund um das Jubeljahr. Bereits ein Jahr vor der Jubiläumsveranstaltung bildete sich ein kleines Redaktionsteam, dass eine 50seitige Festschrift mit Beiträgen zur Vereinsgeschichte und zum Vereinsleben, sowie persönlichen Geschichten rund um das Hobby und die Faszination Astronomie verfasste. Zahlreiche erstklassige Astro-Fotos unse-
Abb. 1: Die Astronomische Vereinigung Weikersheim e.V. zählt im Vereinsjahr 95 Mitglieder; Sternfreunde von 15 bis 83 Jahren
VdS-Journal Nr. 11
V D S > P O R T R A I T 145
Abb. 2: Die Sternwarte Weikersheim auf dem Karlsberg
Abb. 3: Innenansicht - Sternwarte Weikersheim mit 30-cm-Spiegelteleskop
rer immer aktiver werdenden Fotogruppe auf der Sternwarte am Karlsberg umrahmten die Festschrift, die rechtzeitig als Eintrittskarte des großen Festjubiläums
den Gästen ausgehändigt werden konnte. Im Mai 2002 wurde dann in einem Festakt das 25jährige Vereinsjubiläum in der Zehntscheuer in Laudenbach gefeiert.
Über 350 Besucher folgten nach einem kurzen historischen Rückblick über die Vereinsgeschichte gespannt den hochinteressanten Ausführungen des deutschen Wissenschaftsastronauten Dr. Gerhard Thiele, der über ,,Ein anderes Bild der Erde" berichtete. Umrahmt wurde die Veranstaltung durch eine eigens eingerichtete Astro-Fotoausstellung. Dr. Thiele war bereits zum dritten Mal zu Gast bei den Weikersheimer Astronomen, so wie andere ,,Stars" wie Prof. Dr. Hans Elsässer, Prof. Dr. Hans-Ulrich Keller und der Hohenloher Astrofotograf Eckhard Slawik. Ein weiteres Highlight stellte sicher auch die Jubiläumsworkshop ,,Astronomie erleben" auf der Sternwarte dar. Bei gutem Wetter wurden den über 100 interessierten Besuchern in mehreren Stationen Grundkenntnisse der Astronomie auch an Teleskopen beigebracht. Obwohl das vergangene Jahr ohne ein spektakuläres Ereignis am Himmel war, wurde ein neuer Besucherrekord bei den Sternführungen und Planetenwegwanderungen erreicht, dass den Charakter einer beachtenswerten und kostenlosen Bildungseinrichtung über die Grenzen des der Region Hohenlohe-Franken unterstreicht. Damit auch in Zukunft die Weikersheimer Hobbyastronomen und deren Besucher einen klaren Blick auf den Sternenhimmel genießen können, wird im Sommer 2003 ein langgehegter Traum in Erfüllung gehen! Mit einer ,,First light Party" soll unser neues 50-cm-Spiegelteleskop von Philipp Keller das in die Jahre gekommene 30-cm-Spiegelteleskop ablösen, damit auch in Zukunft ein Besuch auf unserer Sternwarte zu einem unvergesslichem Erlebnis wird.
Die Johannes-Kepler-Sternwarte
von Andre Nikolai
in Weil der Stadt
Schon länger bestand der Wunsch der Kepler-Gesellschaft e.V. Weil der Stadt in der Geburtsstadt des großen Astronomen neben dem Kepler-Museum auch eine Sternwarte zu betreiben. Doch ein geeigneter Standort lies sich zunächst nicht finden, verschiedene Orte im Umland von Weil der Stadt wurden begutachtet, bis schließlich die Stadtverwaltung von Weil der Stadt ein Angebot machte: Sie würde einen Teil des Schulgebäudes des Johannes-Kepler-Gymnasiums dafür zur
Verfügung stellen. Dies ist zwar am Stadtrand, doch sind die Lichtbedingungen hier typisch ungünstiger. Dafür ist bereits Infrastruktur vorhanden, welches der Sternwarte wiederum Leben bringen wird. Das Schulgelände befindet sich zudem auf dem höchsten Punkt der Stadt, gut 50 m über der Altstadt. Hier gibt es selten Nebel und wenig direktes Störlicht, die Stadt hat zudem zugesichert, dass alle Laternen in der anliegenden Umgebung auf Natrium und nach oben abgeblendet umgestellt
werden, was auch geschehen ist. Der Unterschied ist deutlich wahrnehmbar, sogar direkt unter der Lampe bleibt die Milchstraße sichtbar. Die Sommermilchstraße ist an diesem Standort strukturiert zu erkennen, ob es der Kohlensack im Sommerdreieck ist oder das Milchstraßenzentrum, das man fast bis zum Horizont verfolgen kann. Ein Wermutstropfen ist allerdings ein gelegentlich strahlender Skybeamer in Richtung Calw (Westen), dessen Lichtstrahl bis in den Zenit stört.
VdS-Journal Nr. 11
146 V D S > P O R T R A I T
den Beobachtungsbetrieb verantwortlich
ist. Dafür wurde ein Kreis von Amateur-
astronomen aus der Umgebung zusam-
mengerufen, der die praktische Betreuung
der Sternwarte übernimmt. Schon bald
haben sich Amateure und Sternfreunde
aller Altersstufen zusammengefunden und
jeder kann etwas mit seinen Fähigkeiten
zum Gelingen dieses Projektes beitragen.
Der Bau begann im März auf dem Dach
des Schulgebäudes. Ein dreieckiges
Kuppelgebäude aus Stahlträgern mit
Wellblechverkleidung trägt die 3,2-m-
Kuppel von Baader-Planetarium. Eine
Abb. 1:
umliegende Plattform aus Gitterrosten
Die Johannes-Kepler-Sternwarte auf dem Dach des Johannes-Kepler-Gymnasiums
macht das Kuppelgebäude von außen
in Weil der Stadt.
zugänglich. Die Plattform dient auch für
Besucher. Insgesamt drei Aussparungen
Auf dem Schuldach befand sich schon seit
tragen kleine Funda-
längerem eine kleine Rollhütte mit einem
mente, auf denen
älteren C8-Schmidt-Cassegrain-Teleskop.
mobile Instrumente
Dort wurden immer wieder kleinere
aufgestellt werden
Schulgruppen von Lehrern in praktischer
können; zwei nach
Astronomie unterrichtet. Die Rollhütte
Süden, eine nach
samt Teleskop musste nun dem Neubau
Westen.
weichen, das Teleskop wird aber weiterhin
Die Hauptinstru-
genutzt.
mente sind ein
Da sich das Gymnasium als einer der
180/1620-mm-Re-
Erben der Kepler-Eliteschule sieht, wird
fraktor von Astro-
auch das Fach Astronomie als freiwilliger
physics und ein C14
Leistungskurs von zwei dortigen Lehr-
von Celestron. Sie
kräften angeboten. In Zusammenarbeit mit
ruhen gemeinsam
der Schule wurde das Projekt Sternwarte
auf einer Parmont-
aus der Taufe gehoben. Die Stadt Weil der
Montierung Modell
Stadt stiftet mit der Schule die Räum- Abb. 2:
ME von Bisque, die
lichkeiten und Infrastruktur, während die Das Stahlgerüst des Sternwartengebäudes wird auf dem
vollautomatisch per
Kepler-Gesellschaft e.V. die instrumentelle Schuldach des Johannes-Kepler-Gymnasiums errichtet.
PC angesteuert wer-
Ausstattung beisteuert und zugleich für
den kann, inkl. Auto-
guider. Ein Zeiss AQ 80/840-mm-
Refraktor, welcher auch als Protube-
ranzenfernrohr genutzt wird, rundet die
Instrumentierung ab.
Das Beobachtungsprogramm wird weitrei-
chend sein und alle klassischen Bereiche
der Amateurastronomie abdecken. Die ein-
zelnen Schwerpunkte werden sich mit der
Zeit herausbilden. Neben Amateurbeob-
achtungen, die hauptsächlich abends und
nachts stattfinden werden, sind Schul-
beobachtungsveranstaltungen schwer-
punktmäßig am Tage (Sonne) und in den
frühen Abendstunden vorgesehen. Darüber
hinaus sind regelmäßige, öffentliche
Führungen für die interessierten Bürger
geplant. Auch Schulen aus den Nach-
barortschaften haben bereits Interesse an
Führungen angemeldet.
Am 14. Juni 2002 trafen dann die
Instrumente ein, nachdem sich die Hand-
Abb. 3:
werker noch einmal ordentlich ins Zeug
Die Kuppel wird auf das Gerüst gesetzt.
gelegt haben, das Schuldach, das Stern-
VdS-Journal Nr. 11
V D S > P O R T R A I T 147
Abb. 4: Die montierten Instrumente
wartendach und auch den Innenausbau fertig zu stellen. Drei Mitarbeiter von der Firma Baader Planetarium montierten die Instrumente und machten eine provisorische Scheinerung, die erste Testbeobachtungen zuließ. Das Wetter war gnädig und so konnte bereits noch am selben Abend bis in die Nachstunden beobachtet werden. Es gab keine Probleme und die Instrumente zeigten alle eine gute, erwartungsgemäße Abbildungsleistung.
Abb. 5: Die Einweihungsfeier im Versammlungssaal des Johannes-KeplerGymnasiums.
Am 6. Juli 2002 fand dann im Rahmen einer feierlichen Einführungsveranstaltung mit Vorträgen symbolisch das ,,First Light" statt. Geladen waren die Mitglieder der Kepler Gesellschaft e.V. und Honoratioren von Stadt und Schule. Ein kleines musikalisches Beiprogramm und eine Ausstellung von Schülerarbeiten zum Thema Astronomie rundeten die sehr erfolgreich aufgenommene Veranstaltung ab. Das First Light wurde mittels einer Livebildübertragung von der Venus per Webcam in den Vortragssaal übertragen. Leider zog während der anschließenden Sternwartenbesichtigung der Himmel zu, dennoch waren alle Besucher begeistert und viele meldeten Interesse an einer Führung an. Die Öffentlichkeit sollte die Sternwarte ab
Herbst 2002 besuchen können. Am 6. Oktober 2002 sollte im Rahmen einer weiteren Eröffnung die Sternwarte auch Besuchern aus der Öffentlichkeit zugänglich werden. Geplant sind 1-2 Führungen pro Woche, Voraussetzung ist jedoch klares Wetter. Führungstermine werden in der Lokalpresse und auf der Homepage bekannt gegeben. In Zukunft, wenn Personal und Technik aufeinander eingespielt sind, wird die Johannes-Kepler-Sternwarte auch Beobachtungsergebnisse verschiedenster Art beitragen können. Schwerpunktmäßig werden es Deep-Sky-Beobachtungen sein (visuell/CCD), aber auch Planetenbeobachtungen. Da der Standort genau vermessen wurde, werden auch streifende Sternbedeckungen am Mondrand verfolgt werden. Am Tage werden Schülergruppen auch die Sonne im (geschützten) Blick haben, dazu werden auch Beobachtungsprojekte von Schülern wie Amateuren durchgeführt werden.
Und das lesen Sie u. a. im nächsten Heft ...
· VdS-Tagung und 50 Jahre VdS · Wie entsteht eigentlich das VdS-Journal? · Bericht des Vorstands für 2002 · Astronomie im Akkord · Armageddon - Oder warum Hollywood keine Physik kennt · Das Wetter - Beobachtungsplanung online · Effektiv Beobachten · Merkurdurchgänge: Perioden und Serien · Anleitung zur Beobachtung von Veränderlichen am Beispiel
W Cas · Erfahrungen mit dem Bedeckungsveränderlichen EM Aur · Geminiden am 13./14.12.2002
· Sonnenbeobachtung im Integrallicht · Carbon-Technik am Teleskop · Eine Zusatzkühlung für die ST-6 · Das Fokusproblem bei Fotoobjektiven · Astrofotografie mit der Digitalkamera FinePix S602 Zoom · Himmelsmechanik und Raumfahrt · Die Geburt eines Planetensystems · Die Emberger Alm und das Schwarze Loch · Von den alten Ägyptern ins Universum · Sterne großer Eigenbewegung · Canis Major · und vieles mehr ...
VdS-Journal Nr. 11
148 R E Z E N S I O N E N
,,Astrofotografie in 5 Schritten"
von Axel Martin, 218 Seiten, durchgehend S/W, mit 87 Graphiken und 118 Bildern, Oculum Verlag, 2002, ISBN 3-9807540-1-4
Bereits vor über zehn Jahren veröffentlichte der Autor Axel Martin seine ersten Artikel über Astrofotografie in einer Vereinszeitschrift. Daraus entwickelte sich im Laufe der Zeit ein vom Turtle Star Observatory in Mülheim/Ruhr herausgegebenes Heftchen, welches 2002 bis zum vorliegenden Buch ,,Astrofotografie in 5 Schritten" ergänzt und verbessert wurde. Zu Beginn werden die Grundlagen von Kameras, Objektiven und Filmmaterial erörtert. Es werden die verschiedenen Kameratypen vorgestellt und auf ihre Tauglichkeit für die Astrofotografie hin untersucht. Dabei stellt sich heraus, dass vor allem eine Spiegelreflexkamera für diesen Zweck prädestiniert ist, unter anderem wegen der großen Auswahl an erhältlichen Wechselobjektiven, vom Fischaugebis hin zum Teleobjektiv. Auch das Zusammenspiel von Blende, Belichtungszeit und Filmempfindlichkeit wird thematisiert. Nicht jede Montierung ist für Langzeitbelichtungen geeignet, weshalb die unterschiedlichen Montierungstypen und Stative/Säulen aus fotografischer Sicht beurteilt werden. Zum schnellen Einnorden der Montierung wird auf die Nützlichkeit eines Polsuchers hingewiesen, der aber nicht in allen Montierungen eingebaut ist. Deshalb wird das exakte Einnorden mit der Scheiner-Methode vorgestellt, welche vor allem bei ortsfest aufgestellten Teleskopen eingesetzt wird. Bei vielen Amateurastronomen kommt im Laufe der Zeit auch der Wunsch auf, kleine Deep-Sky-Okjekte mit einem Fernrohr zu fotografieren. Jedoch ist für diesen Zweck nicht jedes Teleskop gut geeignet. Es werden die üblichen Teleskoptypen auf ihre Abbildungsqualität hin beurteilt. Zusätzlich werden speziell für die Astrofotografie entwickelte Optiken vorgestellt. Neben der Primärbrennweite des Fernrohrs möchte der Besitzer gelegentlich die Brennweite verkürzen oder verlängern, um beispielsweise mehr Gesichtsfeld oder eine größere Abbildung eines Planetenscheibchens zu erhalten. Der Autor gibt Hilfestellungen bei der Wahl von Barlowlinsen oder dem richtigen Einsatz der Okularprojektion. Wenn nun die geeignete Ausrüstung ausgewählt wurde und die ersten Astrofotos angefertigt werden, steht der Einsteiger
VdS-Journal Nr. 11
vor allem bei der Fotografie durch das Teleskop meist vor zwei großen Problemen: Das richtige Fokussieren und das korrekte Nachführen der Optik. Axel Martin beschreibt neben der erforderlichen Fokussiergenauigkeit verschiedene Möglichkeiten des genauen Scharfstellens wie zum Beispiel mit einer Scheinerblende, er geht aber auch auf die Probleme der Filmplanlage und die mögliche Optimierung des vorhandenen Okularauszuges ein. Für das genaue Nachführen sind meistens Zusatzgeräte wie Off-Axis-Guider oder Leitrohr erforderlich. Es werden verschiedene Nachführvorrichtungen vom Fadenkreuzokular bis hin zum modernen elektronischen Autoguider vorgestellt. Zum Abschluss gibt der Autor Anregungen für den Einsatz der Astrofotografie. Dies könnte unter anderem ein eigener Sternatlas oder eine Dokumentation der Planetenbewegung vor dem Sternenhintergrund sein. Es werden aktuelle und für die Astrofotografie geeignete Filme (Stand 2002) vorgestellt, und wie sich die Lichtverschmutzung durch den Einsatz von Nebelfiltern reduzieren lässt. Für den engagierten Astrofotografen werden die Möglichkeiten einer eigenen Dunkelkammer oder der digitalen Bildverarbeitung im Computer kurz aufgezeigt. Der Titel ,,Astrofotografie in 5 Schritten" verspricht meiner Meinung nach einen schrittweisen Einstieg in die Thematik, wo der interessierte Astrofotograf wie in einem Kochrezept an die Hand genommen
wird, damit er schnell zu ersten gelungenen Ergebnissen kommt. Die fünf Schritte entpuppen sich aber beim näheren Hinsehen als die fünf Hauptkapitel des Buches (Grundlagen, Montierung, Teleskope, Scharfstellen/Nachführen und Anwendungsideen). Solche rezeptartigen Anleitungen sind nur an einigen wenigen Stellen vorhanden, wodurch der Einsteiger nach der Lektüre des Buches vor der Frage stehen könnte: Wie fange ich jetzt am geschicktesten an? Zur Auflockerung des Buches würden mir ebenfalls ein paar mehr Astrofotos gefallen, eine Vorstellung zu erhalten, was man zum Beispiel mit einem Teleobjektiv oder mit der Okularprojektion aufnehmen kann. In dem Buch sind leider nur S/WGraphiken und -Bilder vorhanden, vor allem bei den Filmtests würde ich farbige Fotos zur Beurteilung der Farbempfindlichkeit begrüßen. Vielleicht können bei der nächsten Auflage einige farbige Seiten eingefügt werden. Axel Martin beschreibt sehr genau, welche Ausrüstung für die Astrofotografie geeignet ist. Er gibt viele Tipps, worauf es bei den Geräten ankommt, und somit ist dieses Buch ein idealer Ratgeber vor dem Kauf oder der Erweiterung der Ausrüstung.
Stefan Ueberschaer
Rupes Recta
,,Siehst du den feinen geraden Strich, Irmgard? Das ist Rupes Recta. THE STRAIGHT WALL, die GERADE WAND!!!"
,,Ihr könnt mich doch nicht auf den Arm nehmen. Ich weiß es genau: Der
Mond war und ist unbewohnt!!!"
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150 I M P R E S S I O N E N
Abb. 1 (vorherige Seite): Die Himmelsregion um den großen Orionnebel und den Pferdekopfnebel. Christoph Lichtblau nahm dieses phantastische Gebiet mit einer 10-ZollSchmidt-Kamera bei Blende 2,0 auf. Der Beobachtungsort war ähnlich phantastisch: der 3135 m hohe Gornergrat in der Nähe des Matterhorns in den Schweizer Alpen.
Abb. 2 (links): Diese Sonnenprotuberanz fotografierte Marko Klüven am 18.11.2002 um 14:50 Uhr auf Teneriffa. Er verwendete einen Camcorder mit Digitalband und Standbild-Speicherchip an einem 70/400-mm-Coronado-Sonnenteleskop Helios 1 mit Okularprojektion über ein 12-mm-LV-Okular.
Abb. 3 (unten): Den flinken Planeten Merkur erwischte Rolf Girßmann am 11.10.2002 um 6:30 MEZ mit einem 300-mm-Teleobjektiv in der Nähe von Boostedt. Er belichtete 10 Sekunden auf Kodak FC 400-6 Farbfilm.
I M P R E S S I O N E N 151
Abb. 4: Die Sonnenoberfläche im H-alphaLicht zusammen und die Protuberanzen sind nicht einfach gleichzeitig abzulichten. Karl-Hermann Klein gelang dies am 15.8.2002 an einem AS 100/1000-mm-Refraktor. Mit 1,5fach-Konverter und 46-mmDistanzring zwischen Konverter und Kameragehäuse erzielte er 1,9 m Brennweite und belichtete 1/375 Sekunde durch einen Coronado-Halpha-Filter AS1-90/BF-30 (Bildbearbeitung W.E. Celnik).
Abb. 5: Den 8,9 Tage alten Mond nahm KarlHermann Klein mit einer 3,3Megapixel-Digitalkamera an einem 6Zoll-Refraktor (Brennweite 1,5 m) mit Okularprojektion über ein 50-mmOkular auf. Das Bild hat er über ein Fuji-Terminal in einem Drogeriemarkt eingegeben und auf Digital-Fotopapier zurück erhalten.
152 V O R S C H A U
Vorschau auf astronomische Ereignisse von Werner E. Celnik
Mai 2003 1. 3. 5. 7.
8. 9. 16.
23. 29. 31.
Juni 2003 1.
7. 9. 11.
14. 19. 21.-24. 21. 29.
Neumond, 14:15 MESZ 3-Juno (10,1 mag) in Opposition zur Sonne, Sternbild Jungfrau Mond 6 Grad nordöstl. Saturn, ca. 22:30 MESZ Merkurdurchgang vor der Sonne, 7:11 bis 12:33 MESZ, Merkurdurchmesser ca. 12,3'', kürzeste Distanz von der Mitte der Sonnenscheibe ca. 11,8' zum Nordpol der Sonne hin. Achtung: Sonnenfilter benutzen!! Mond 3,5 Grad nördl. Jupiter, 23:30 MESZ Erstes Viertel, 13:53 MESZ Vollmond, 5:36 MESZ, Totale Mondfinsternis, Kernschatten 4:03 bis 7:17 MESZ, Mitte: 5:40 MESZ delta Cephei im Maximum, ca. 1 Uhr MESZ Letztes Viertel, 2:31 MESZ Mond 0,5 Grad südl. Venus, ca. 5:00 MESZ (helle Dämmerung) Neumond, 6:20 MESZ, ringförmige Sonnenfinsternis (in Nordschottland, Island und Grönland), in Mitteleuropa partiell sichtbar, Sonnenaufgang bereits partiell verfinstert, in Ostdeutschland ca. 4:50 MESZ, in Westdeutschland ca. 5:30 MESZ, Ende der Finsternis in Norddeutschland ca. 6:30 MESZ, im Alpenraum ca. 6:20 MESZ.
delta Cephei im Maximum, ca. 3 Uhr MESZ, Mond 2,7 Grad nördl. Saturn, ca. 22 Uhr MESZ, tief Erstes Viertel, 22:28 MESZ Pluto (13,8 mag) in Opposition zur Sonne, Sternbild Schlangenträger, ca. 23 Uhr MESZ Mond bedeckt Doppelstern alpha Librae (2,8 mag), Eintritt ca. 23:30-23:45 MESZ, Austritt ca. 24:40-24:55 MESZ, je nach Standort Vollmond, 13:16 MESZ Mond 3,7 Grad südwestl. Mars, ca. 4 Uhr MESZ Mars zieht 3,1 Grad südl. an Uranus vorbei, jeweils ca. 3 Uhr MESZ Letztes Viertel, 16:45 MESZ, Sommersonnenwende, 21:10 MESZ Neumond, 20:39 MESZ
Juli 2003 6.
7. 10.
13. 14. 17. 21. 29. 30./31.
Mond bedeckt Doppelstern gamma Virginis (2,8 mag), Eintritt ca. 20:37-20:51 MEZ, Austritt ca. 21:06-21:29 MESZ, je nach Standort Erstes Viertel, 4:32 MESZ Mond bedeckt Doppelstern rho Ophiuchi (4,6 mag), Eintritt ca. 21:53-22:08 MESZ, Austritt ca. 23:10-23:25 MESZ, je nach Standort Vollmond, 21:21 MESZ delta Cephei im Maximum, ca. 1 Uhr MESZ Mond 4,1 Grad südwestl. Mars, 2:00 MESZ Letztes Viertel, 9:01 MESZ Neumond, 8:53 MESZ Mars: Beginn Oppositionsschleife, Kleinplanet 8-Flora (9,9 mag) zieht 12,5' südöstl. an chi Ophiuchi (4,4 mag) vorbei, jeweils ca. 22 Uhr MESZ
August 2003 4.
5. 7. 10.-14. 12. 13. 20. 21.
24.
28.
Neptun (Helligkeit 7,8 mag, Durchmesser 2,3'') in Opposition zur Sonne, 16 Uhr MESZ Erstes Viertel, 9:28 MESZ Algol (beta Persei) im Minimum, 3:08 MESZ Perseiden-Meteorschauer, 2. Nachthälfte Vollmond, 6:48 MESZ Mond 2,8 Grad östl. Mars, 23:00 MESZ Letztes Viertel, 2:48 MESZ Mond bedeckt kappa Tauri (4,2 mag), Eintritt ca. 0:30 MESZ, Austritt ca. 0:39-0:45 MESZ, je nach Standort, streifende Sternbedeckung entlang einer Linie nahe der Städte AachenDüsseldorf-Essen-Hamm-Osnabrück-BremenHamburg-Fehmarn Uranus (Helligkeit 5,7 mag, Durchmesser 3,7'') in Opposition zur Sonne, 12 Uhr MESZ Mars (Distanz 55,8 Mio. km, Helligkeit -2,9 mag, Durchmesser 25,1'') in Opposition zur Sonne, 20 Uhr MESZ
Bitte beachten Sie auch die Hinweise auf Finsternisse und Bedeckungen im Schwerpunktthema dieser Ausgabe!
Kündigung der Abonnements von Fremd-Zeitschriften
Liebe Mitglieder,
um den Arbeitsaufwand in unserer Geschäftsstelle nicht noch weiter durch die Verwaltung von Abonnements von Fremd-Zeitschriften zu belasten, weisen wir hiermit darauf hin, dass die Kündigung der verbilligten Mitglieder-Abonnements der Zeitschriften ,,Sterne und Weltraum", ,,Astronomie Heute" und ,,Star Observer" nur noch zur Jahresmitte und zum Jahresende möglich ist. Die Kündigungsfrist beträgt 8 Kalenderwochen.
Bei Nichteinhalten der Frist wird das Abonnement verlängert bis zum nächsten Kündigungstermin. In der Praxis hat sich gezeigt, dass alle anderen Verfahren die VdS erheblich belasten, und zwar organisatorisch und finanziell.
Wir bitten um Verständnis für diese Regelung und um freundliche Beachtung.
Der Vorstand
VdS-Journal Nr. 11
V O R S C H A U 153
Terminkalender
Mai 2003
Juni 2003
Do 1. - So 4.5.2003
Meeting on Asteroids and Comets in Europe (MACE 2003)
Ort:
Mallorca Observatorium
Info:
Reiner Stoss, Am Kanal 6, D-67227 Frankenthal,
www.oam.es/oam/mace/intro.htm
E-Mail:
rstoss@hrz1.hrz.tu-darmstadt.de
Fr 2. - So 4.5.2003
10. Tagung der VdS-Fachgruppe CCD-Technik
Ort:
VdS-Sternwarte Kirchheim
Veranstalter: VdS-Fachgruppe CCD-Technik
Info:
Dennis Möller, Sonnenstieg 3, D-37085
Göttingen, Tel. 0551-7974742,
home.t-online.de/home/dennismoeller/ccdtagung
E-Mail:
dennismoeller@t-online.de
Sa 17.5.2003
19. ATT in Essen,
Astronomischer Tausch und Trödel Treff
Deutschlands größte Astronomiebörse mit Vortragsprogramm.
Ermäßigter Eintritt für VdS-Mitglieder! Bringen Sie Ihren gülti-
gen VdS-Mitgliedsausweis mit!
Veranstalter: Verein für volkstümliche Astronomie, Essen
Ort:
Gesamtschule Bockmühle, Ohmstraße 32,
D-45143 Essen
Info:
Verein für volkstümliche Astronomie, Weberplatz 1,
D-45127 Essen, Tel./Fax: 0201-510401,
www.astronomie.de/att-essen/
(Bitte mit 1,44 Euro frankierten DIN-C-5
Rückumschlag einsenden).
E-Mail:
vva.essen@astronomie.de
Fr 6. - Di 10.6.2003
22. Planeten- und Kometentagung
Tagung der Fachgruppen Planeten und Kometen der VdS mit
praxisbezogenen Workshops, Vorträgen und Beobachtungen an
der Sternwarte Violau.
Ort:
Bruder-Klaus-Heim, Violau bei Augsburg
Info:
Wolfgang Meyer, Martinstr. 1, D-12167 Berlin,
www.schwebel.de/astro/violau_de.html
Sa 14. - So 15.6.2003
6. Kleinplanetentagung
Tagung der Fachgruppen ,,Kleine Planeten" der VdS.
Ort:
Drehbach, Sachsen
Veranstalter: VdS-Fachgruppe Kleine Planeten
Info:
Gerhard Lehmann, Persterstr. 6h,
D-09430 Drebach, Tel. 034341-7590,
www.kleinplanetenseite.de/
E-Mail:
g.lehmann@abo.freiepresse.de
Juli 2003
Sa 19.7. - Fr 8.8.2003
International Astronomical Youth Camp (IAYC)
3 weeks astronomy for young people between 16 and 24
Ort:
Klingenthal, Sachsen
Veranstalter: IAYC Workshop Astronomy e.V.
Info:
Jörg Dietrich, Steiningerweg 4, D-85748
Garching, Tel.: 089-32386944,
www.iayc.org/
E-Mail:
info@iayc.org
Mi 28.5. - So 1.6.2003
ITV Internationales Teleskoptreffen 2003
Ort:
Vogelsberg bei Fulda
Info:
Walter Kutschera, Ulrichsteiner Str. 24,
D-36325 Feldatal (gegen frankierten
Rückumschlag!), Tel. 06645-8754, Fax: 06645-
8756, www.teleskoptreffen.de
E-Mail:
walter@teleskoptreffen.de
Do 29.5 - So 1.6.2003
27. SONNE-Tagung
Das Tagungsprogramm umfasst zwei Fachvorträge von
Sonnenphysikern, zahlreiche Vorträge vom Amateuren, einen
mehrstündigen Einführungskurs in die Sonnenbeobachtung und
die Gelegenheit zur Beobachtung der partiellen Sonnenfinsternis
am 31.5. Dazu viel Gelegenheit zum Austausch von Erfahrungen.
Ort:
Olbers-Gesellschaft e.V., Bremen
Veranstalter: VdS-Fachgruppe SONNE
Info:
(auch Anmeldung) VdS-Fachgruppe Sonne,
c/o Planetarium am Insulaner, Munsterdamm 90,
D-12169 Berlin, www.sonnetagung.de/
Do 31.7. - So 3.8.2003
Amateur-Teleskoptreffen Burgwald (ATB)
Ort:
35288 Wohratal / Ot.-Hertingshausen (ca. 25 km
nördl. Marburg/L.)
Veranstalter: Astronomie-Gruppe Lahn/Der e.V.
Info:
Astronomie-Gruppe Lahn/Der e.V., c/o Manfred
Velte, Alte Kasseler Str. 1, 35039 Marburg,
Tel. 0171-7851699, Fax 06421-6900174
E-Mail:
astronomie@onlinehome.de
Sa 2. - Fr 15.8.2003
Astronomisches Sommerlager ASL 2003
Das astronomische Jugendlager der VdS!
Zwei Wochen Astronomie im Sommer. Für Jugendliche von 14-24.
Programm: Arbeitsgruppen, Vorträge, Workshops, Beobachtungen
uvm. Für Anfänger und Fortgeschrittene, VdS-Mitgliedschaft
keine Voraussetzung.
Ort:
Schullandheim Hobbach bei Aschaffenburg
Veranstalter: Jugendreferat der VdS
Info:
Susanne Hoffmann, Carl-von-Ossietzky-Str. 5,
D-14471 Potsdam, Tel. 0331-9792037,
www.vds-astro-jugend.de/sommerlager/
E-Mail:
infoheft@vds-astro-jugend.de
VdS-Journal Nr. 11
154 V O R S C H A U
Sa 23.8.2003
Astronomietag 2003
Die VdS ruft alle Astronomie-Interessierte zur Beteiligung am
Astronomietag 2003 auf! Machen Sie mit, machen Sie Aktionen,
informieren Sie uns darüber. Wir sorgen für Verbreitung!
Fordern Sie das farbige Astronomietag-Infoblatt der VdS an,
verteilen Sie es!
Info:
www.astronomietag.de
Oktober 2003
genauer Termin noch in Planung
22. Bochumer Herbsttagung der Amateurastronomen
Die große Tagung mit Vorträgen von Amateuren für Amateure,
Ausstellung astronomischer Arbeiten, Treffpunkt und Führungen.
Ort:
Ruhr-Universität Bochum
Info:
www.boheta.de, Vortragsanmeldungen an: Peter
Riepe, Lortzingstr. 5, D-44789 Bochum
September 2003
Fr 5. - So 7.9.2003
3rd International Congress for Radio Astronomy
Ort:
Starkenburg-Sternwarte, Heppenheim
Info:
The European Radio Astronomy Club (ERAC),
c/o Peter Wright, Ziethenstr. 97, D-68529
Mannheim, www.erac.wegalink.com/
E-Mail:
erac@wegalink.com
Fr 12. - So 14.9.2003
VdS-Tagung mit Mitgliederversammlung 2003
Detaillierte Infos folgen in der nächsten Ausgabe des VdS-
Journals.
Ort:
Archenhold-Sternwarte, Berlin-Treptow, Alt-
Treptow 1 (am Treptower Park)
Info:
VdS-Geschäftsstelle, Am Tonwerk 6,
D-64646 Heppenheim, www.vds-astro.de
E-Mail:
info@vds-astro.de
Termin noch unbekannt
19. ITT Kärnten
Ort:
Emberger Alm, Kärnten, Österreich
Info:
Wolfgang Ransburg, Wasserburger Landstraße
18a, D-81825 München,
Tel./Fax 089-425531, www.itt-astro.de/
E-Mail:
wolfi@itt-astro.de
Sa 25.10. - Sa 1.11.2003
Seminar ,,Einführung in die praktische Astronomie"
Anleitung zu eigenen praktischen Beobachtungen in toller
Hochgebirgskulisse. In Theorie und Praxis. Bei angenehmer
Atmosphäre. Referenten und Betreuer sind Werner E. Celnik
und Otto Guthier.
Ort:
Kulm-Hotel, Gornergrat, Zermatt, Schweiz (3135 m)
Veranstalter: Astronomische Arbeitsgemeinschaft Gornergrat
Infos:
(auch Anmeldung) Dr. W. E. Celnik, Graudenzer
Weg 5, D-47495 Rheinberg
E-Mail:
werner.e.celnik@vds-astro.de
Fr 26. - So 28.9.
10. Schwäbisches Amateur- und Fernrohrtreffen SAFT 2003
Beobachtungen Freitagabend bis Sonntag, Vortragsprogramm am
Samstagnachmittag
Ort:
Roßberg bei Reutlingen-Gönningen
Veranstalter: Sternwarten Albstadt, Reutlingen, Tübingen
Info:
Sternwarte und Planetarium, Hartmannstraße 140,
D-72458 Albstadt-Ebingen (bitte adressierten und
frankierten Rückumschlag beilegen!),
home.t-online.de/home/0743172881-0001/saft.htm
Sa 27. - So 28.9.
50 Jahre Sternwarte Recklinghausen
Jubiläumstagung und VdS-Regionaltagung
Ort:
Ruhrfestspielhaus, Stadtgarten, D-45657
Recklinghausen
Info:
Westfälische Volkssternwarte und Planetarium
Recklinghausen, Stadtgarten 6, D-45657
Recklinghausen, Tel. 02361-23134,
www.sternwarte-recklinghausen.de/
E-Mail:
info@sternwarte-recklinghausen.de
November 2003
Sa 29.11.2003
8. HATT - Astronomischer Gebraucht- und Neuwarenmarkt
Ort:
Aula der Realschule, Grünstraße,
D-45525 Hattingen
Veranstalter: Sternwarte Hattingen
Info:
Ingo B. Schmidt, Schonnefeldstr. 23, D-45326
Essen, Tel. 0201-8336082 oder 0174-8131234,
www.sternwarte-hattingen.de/hatt.htm
E-Mail:
ingoschmidt@cityweb.de
Bitte beachten Sie auch die aktuellen Termine auf der VdS-Homepage: www.vds-astro.de
VdS-Journal Nr. 11
H I N W E I S E 155
Komet im Vorgarten!
Über so etwas Spektakuläres kann ich heute an dieser Stelle zwar nicht berichten, aber wenn Sie auch in Zukunft von allen Mitgliedsleistungen, u. a. von unserem Schnell-Zirkular, dem VdS-Journal und dem ermäßigten Abonnement der Zeitschrift Sterne und Weltraum und/oder Astronomie Heute und/oder Star Observer profitieren möchten, habe ich hier einige wichtige Tipps für Sie:
Sie sind umgezogen? Dann geben Sie uns Ihre neue Anschrift schnellstens bekannt. Dazu können Sie den folgenden Coupon ausschneiden und per Post an uns senden oder Sie faxen uns. Wenn Sie Zeitschriften im Abonnement über die VdS beziehen, geben Sie die Anschriftenänderung bitte ausschließlich an uns! Wir informieren dann automatisch die Verlage.
Sie haben uns eine Einzugsermächtigung erteilt und Ihre Bankverbindung hat sich geändert? Informieren Sie die Geschäftsstelle bitte auch mit folgendem Coupon schriftlich. Ansonsten erbitten wir Zahlungen auf unser Konto 11745 bei der Sparkasse Starkenburg, Heppenheim, BLZ 509 514 69. Zur Vermeidung unnötigen Verwaltungsaufwandes bitte immer mit Angabe Ihrer Mitglieds-Nr.
Sie möchten Sterne und Weltraum und/oder Astronomie Heute und/oder Star Observer über die VdS zu ermäßigten Abo-Preisen
beziehen? Wenn Sie die Zeitschrift/en noch gar nicht im Abonnement beziehen, genügt es, wenn Sie uns schriftlich mitteilen, ab wann das Abo über uns beginnen soll (Sie möchten die Zeitschrift(en) zum 1.1. des nächsten Jahres abonnieren, dann teilen Sie uns dies bitte bis zum 15.11. diesen Jahres mit). Wir veranlassen dann alles Weitere. Wenn Sie schon Direkt-Abonnent sind, prüfen Sie bitte, zu welchem Termin Ihr Abonnement-Vertrag auslaufen kann und kündigen Sie diesen selbst beim Verlag. Dann teilen Sie uns den Start-Termin für Ihr Abo über die VdS mit. Wenn Sie zur Abwicklung weitere Fragen haben, rufen Sie uns an oder mailen Sie uns. Wir helfen Ihnen gerne weiter.
Sie möchten SuW und/oder Astronomie Heute und/oder Star Observer kündigen? Eine Kündigung ist zum 30.06. und zum 31.12. eines jeden Jahres möglich. Bitte teilen Sie uns dies jedoch schriftlich bis spätestens 15.05. bzw. 15.11. mit, da wir nur so die Zeitschriften rechtzeitig stoppen können.
Sie sind Student(in), Schüler(in) oder Auszubildende(r) und möchten auch in Zukunft die Mitgliedschaft zum ermäßigten Beitrag fortsetzen und die reduzierten Abo-Preise erhalten? Dann beachten Sie bitte folgendes: Wir können den reduzierten Beitrag nur dann gewähren, wenn uns von Ihnen eine Immatrikulations-, Schul- oder Ausbildungsbescheinigung vorliegt. Diese Bescheinigung
benötigen wir auch für den Nachweis gegenüber den Verlagen beim reduzierten Bezug von Sterne und Weltraum und/oder Astronomie Heute und/oder Star Observer. Für die korrekte Rechnungserstellung muss uns Ihre Bescheinigung unaufgefordert bis spätestens 15.10. eines jeden Jahres für das Folgejahr vorliegen. Eine nachträgliche Rechnungsänderung im Frühjahr erfordert einen enormen Zeit- und Kostenaufwand, sowohl bei uns als auch beim Verlag und ist nicht mehr möglich! Sollten wir Ihre Bescheinigung zum genannten Termin nicht haben, so verlieren Sie im Folgejahr Ihren Anspruch auf den ermäßigten Beitrag! Neumitglieder reichen uns die Bescheinigung bitte zum Beginn der Mitgliedschaft ein.
Und so erreichen Sie uns: VdS-Geschäftsstelle / Vorsitzender Am Tonwerk 6 D-64646 Heppenheim E-Mail Vorsitzender: vds-astro@t-online.de E-Mail Geschäftsstelle: service@vds-astro.de Tel.-Nr. 0 62 52 / 78 71 54 Fax-Nr. 0 62 52 / 78 72 20
Wenn es für Sie gut läuft, dann sind auch wir zufrieden. Für Ihre Unterstützung herzlichen Dank!
VdS-Geschäftsstelle Charlotte Wehking
Antwort Vereinigung der Sternfreunde e. V. Am Tonwerk 6 64646 Heppenheim
Gibt es Neuigkeiten? Sagen Sie es uns!
Hat sich Ihre Anschrift geändert, oder haben Sie die Bank gewechselt? Bitte informieren Sie uns über Änderungen. Vielen Dank! Schicken Sie einfach den ausgefüllten Coupon per Post oder per Fax an: 0 62 52 / 78 72 20.
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Name
Vorname
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Bankinstitut, Name und Ort
Kontonummer
BLZ
Ich ermächtige die Vereinigung der Sternfreunde hiermit widerruflich, zu entrichtende Zahlungen für Mitgliedsbeiträge und evtl. Abo-Beträge SuW bei Fälligkeit von o.g. Konto im Lastschriftverfahren abzubuchen. Der Kontoinhaber ist mit dem o. g. Mitglied identisch.
Datum, Unterschrift
156 H I N W E I S E
Hinweise für Autoren
Wir nehmen sauber getippte Schreibmaschinenseiten oder Ausdrucke als Manuskripte entgegen. In Ausnahmefällen können nach Absprache mit dem Redakteur auch handschriftliche Texte akzeptiert werden. Wer mit dem PC arbeitet, sollte sich an die folgenden Vorgaben halten. Im Zweifelsfall immer eine Rückfrage beim verantwortlichen Redakteur! Der Text der Beiträge darf 10000 Zeichen (inkl. Leerzeichen) nicht übersteigen. Längere Beiträge müssen leider zur Überarbeitung, d.h. Kürzung oder Aufteilung, an den Autor zurückgehen. Das Ziel der Redaktion ist erstklassige Berichterstattung: Der Autor bestätigt mit seiner Einsendung, dass der Beitrag (auch nicht in Teilen oder veränderter Form) noch nicht anderweitig veröffentlicht oder zur Veröffentlichung eingereicht ist. Bei mehreren eingereichten Beiträgen bitte je Beitrag eine Diskette. Tabellen: Tabellen müssen so angelegt sein, daß Spalten ausschließlich durch ein (!) Tabulator-Zeichen getrennt werden. Auf keinen Fall dürfen die Spalten durch das Eintippen von Leerzeichen gebildet werden. Die Tabellenfunktionen der Textverarbeitungssoftware bitte vermeiden. Große Tabellen (über mehrere Seiten) als Ausdruck
in der gewünschten Form beifügen. Text: Nur als MS-Word-Datei (Format *.doc, bitte Word-Version, z. B. Word97 angeben). Notfalls ASCII oder Fließtext-Datei (Format: *.rtf, *.txt, *.asc), einspaltig, ohne jedes Layout auf 3,5-Zoll-MS-DOS-Disketten. Bitte der Diskette immer einen sauberen Ausdruck beilegen. Zeichnungen und Fotos: Aufnahmen als S/W- oder Farbabzüge bitte nicht größer als DIN A4-Format, Fotoabzüge nur auf Hochglanz-Fotopapier. Nicht als selbst gescannte Datei einschicken! Aufnahmen und Zeichnungen müssen auf der Rückseite mit der Bildunterschrift und dem Namen des Autors versehen sein. Die zugehörigen Bildunterschriften für alle Abbildungen zusätzlich bitte auf eine eigene Seite bzw. in eine eigene Datei schreiben. Bilddateien, CCD-Bilder: Nur als TIFF oder JPG in ausreichend hoher Auflösung. Grafiken und Diagramme: Mit mindestens 600 dpi als Ausdruck (max. Abdruckgröße 1:1, ohne Raster) mit nicht zu dünnen Linien, möglichst zusätzlich auf Diskette als encapsulated Postscript-Datei (*.eps). Postscript- oder Corel
Draw-Dateien können nicht gelesen werden. Dateiträger: 3,5-Zoll Floppy Disk 1,4 MB, CD-ROM, 100 MB ZIP, möglichst keine E-Mail! Versand der Unterlagen: Jeder einzelne Beitrag sollte in einer gelochten Klarsichthülle zusammengefaßt sein und folgendes enthalten: · Namen, Anschrift und Telefonnummer · Aufsichtvorlagen (Fotos, Ausdrucke) · Kontrollausdruck des gesamten Textes
inkl.Bildunterschriften und Tabellentiteln · Zuordnung, zu welcher Rubrik der Bei-
trag gehört (z. B. ,,Sonne") · durchnummerierte Liste aller beigelegten
Teile (mit entsprechenden Nummern auf den einzelnen Teilen) · Dateiträger mit allen Text- und Bilddateien sowie Angaben zu den Dateien (verwendetes Programm mit Versionsnummer), je Beitrag 1 Datenträger Versandadresse: Vereinigung der Sternfreunde e. V. Geschäftsstelle Am Tonwerk 6 D-64646 Heppenheim Beiträge, die dem Bereich der FachgruppenArbeit zuzuordnen sind, bitte an nachfolgende Adresse des FG-Redakteurs senden:
Auf einen Blick
Beiträge, die dem Bereich der Fachgruppen-Arbeit zuzuordnen sind, bitte an nachfolgende Adresse des FG-Redakteurs senden:
Fachgruppe
Name
Vorname
Straße
PLZ Ort
email Redaktion
Amateurteleskope/ Selbstbau Astrofotografie Computerastronomie CCD-Technik Dark Sky Geschichte Jugendarbeit Kleine Planeten Kometen Meteore/atm.Ersch. Planeten Populäre Grenzgebiete Sonne Spektroskopie Sternbedeckungen VdS-Volkssternwarte Veränderliche(BAV) Visuelle Deep-Sky B.
Zellhuber Herbert
Riepe Jahns Langenbach Hänel Steinicke Jahreis Kandler Kerner Sperberg Nikolai Wunder Janke Hunger Bredner Schulz Bannuscher Steinicke
Peter Helmut Dirk Dr. Andreas Wolfgang Oliver Jens Heinz Ulrich Andre Edgar Steffen Thomas Dr. Eberhard Dr. Jürgen Dietmar Wolfgang
Kreuzeckstr. 1
82380
Lortzingstr. 5
44789
Glimmerweg 21
30455
Goethestr. 6
58089
Am Sportplatz 7
49124
Gottenheimerstr.18 79224
Berlinstraße 92
55411
Straße der Jugend 26 09430
Gerdehaus 11
29328
Südbockhorn 59
29410
Plangasse 10
71263
Heidelberger Str. 16 69207
An der Wuhlheide 197 12459
Rütscher Str. 165, Zi.113 52072
Ginsterweg 14
59229
Arnstädter Str. 49
99334
Burgstr. 10
56249
Gottenheimerstr. 18 79224
Peissenberg
Bochum Hannover Hagen Georgsmarienhütte Umkirch Bingen Drebach Fassberg Salzwedel Weil der Stadt Sandhausen Berlin Aachen Ahlen-Dolberg Kirchheim Herschbach Umkirch
redaktion-amateurteleskope@vds-astro.de redaktion-selbstbau@vds-astro.de redaktion-astrofotografie@vds-astro.de redaktion-computerastronomie@vds-astro.de redaktion-ccd-technik@vds-astro.de redaktion-darksky@vds-astro.de redaktion-geschichte@vds-astro.de redaktion-jugendarbeit@vds-astro.de redaktion-kleine-planeten@vds-astro.de redaktion-kometen@vds-astro.de redaktion-meteore@vds-astro.de redaktion-planeten@vds-astro.de redaktion-grenzgebiete@vds-astro.de redaktion-sonne@vds-astro.de redaktion-spektroskopie@vds-astro.de redaktion-sternbedeckungen@vds-astro.de
redaktion-veraenderliche@vds-astro.de redaktion-deepsky@vds-astro.de
VdS-Journal Nr. 11
Name
Vorname
Arlt
Rainer
Bannuscher
Dietmar
Bastian
Yves
Beck
Stefan
Beisker
Wolfgang
Bender
David
Berthold
Gerald
Binnewies
Stefan
Bode
Hans-Joachim
Bredner
Eberhard H. R.
Bresseler
Peter
Brüggenthies
Wilhelm
Büttner
Dietmar
Celnik
Werner E.
Dachsel
Michael
Diederich
Hans Günter
Dorst
Friedhelm
Elsen
Matthias
Flach-Wilken
Bernd
Gera
Hans-Dieter
Girßmann
Rolf
Glahn
Uwe
Guthier
Otto
Güths
Torsten
Hammann /
Daniel
Kopernikus-Gymnasium
Herzog
Gerhard
Hinz
Claudia
Hoffmann
Susanne
Hörenz
Martin
Horn
Konrad
Jäger
Michael
Jahns
Helmut
Jahreis
Oliver
Kammerer
Andreas
Kampschulte
Tobias
Klein
Karl-Hermann
Kleisa
Manfred
Klös
Oliver
Klüven
Marko
König
Michael
Kopplin
Jörg
Krause
Carola
Kretlow
Mike
Lange
Thorsten
Langenbach
Dirk
Latußeck
Arndt
Lau
Stephan
Lichtblau
Christoph
Martin
Axel
Messer
Stefan
Meyer
Maik
Meyer
Wolfgang
Möller
Dennis
Mrozek
Norbert
Müller-Blask
Klaus
Nikolai
Andre
Otto
Silvia
Quester
Wolfgang
Raab
Herbert
Rhemann
Gerald
Riepe
Peter
Rüpplein
Klaus
Ryfisch
Harald
Schirmer
Jörg
Schröder
Joachim
Schulte-Zurhausen Mona
Seeger
Karlheinz
Sparenberg
Rainer
Sperberg
Ulrich
Stapper
Norbert J.
Steffen
Michael
Steinicke
Wolfgang
Stinner /
Peter
Kopernikus-Gymnasium
Sturm
Christian
Thomas
Axel
Tiburg
Ulrich
Ueberschaer
Stefan
Ulbricht
Heiko
Vedder
Ulli
Vohla
Frank
Völker
Peter
Wilhelm
Jan
Will
Jean-Marie
Zellhuber
Herbert
Zunker
Andreas
Straße
PLZ
Ort
Friedensstr. 5
14109
Berlin
Burgstr. 10
56249
Herschbach
Zum Ebertswald 12
66620
Nonnweiler
Rilkeweg 4
71101
Schönaich
Frankfurter Ring 32
80807
München
Dorfstr. 36a
06862
Bräsen
Dr.-Salvador-Allende-Str. 212
09119
Kutzbach 10
53804
Much
Barthold-Knaust-Str. 8
30459
Hannover
Ginsterweg 14
59229
Ahlen-Dolberg
Kiebitzweg 8
21407
Deutsch-Evern
Im Eichholz 18
45768
Marl-Polsum
Keplerstr. 54
09117
Chemnitz
Graudenzer Weg 5
47495
Rheinberg
Inselstr. 16
Bramwaldstr. 6A Bahnhofstr. 55 Wattenscheider Str. 78 Heisterbarg 9 Lessingstr. 15 Am Tonwerk 6 Am Pfahlgraben 45 Pirzenthaler Str. 43
64287
37081 56422 44793 24598 37339 64646 61239 57537
Darmstadt Witten Göttingen Wirges Bochum Boosted Worbis Heppenheim Ober-Mörlen/Langenhain Wissen
Propsteiweg 3 Irkutsker Str. 225 Carl-von-Ossietzki-Str. 5 Hermsdorfer Str. 15 Heiligenberger Str. 107 Seibererstr. 225 Glimmerweg 21 Berlinstr. 92 J.-G.Breuer Str. 28 Mozartstr. 22 Regengasse 37 Pickartzend 7 b Waldallee 7.22 Ernst-Holst-Str. 4 Junker-Jörg-Str. 4 Geraer Str. 37 Grimmestr. 6 Wiesbadener Str. 83g Plesseweg 77 Goethestr. 6 Lützowstr. 5 Patoratstr. 11 Kurt-Schumacher-Str. 1 Friedhofstr. 15 Hauptstr. 47 Johann-Strauß-Str. 26 Martinstr. 1 Sonnenstieg 3 Rodersiepen 11 Am Koppenbach 3 Plangasse 10 Weimarer Str. 18 Wilhelmstr. 96 - B13 Schönbergstr. 23/21 Linzerstr. 372/1/6 Lortzingstr. 5 Georg-Achziger-Ring 3
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Falkenweg 19 Bahnhofstr. 7 Blumenstr. 32 Uferstr. 6/1 Humbusch 60 Südbockhorn 59 Verresbergerstr. 55 Zum Kaiserort 9 Gottenheimerstr. 18 Pirzenthaler Str. 43
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Flurstr. 8 Ebersheimer Str. 5b Bergstr. 6a Ruhrstr. 21 Opitzer Str. 4 Hohenstein 9 Buchenring 35 Weskammstr. 13 Emil-Voltz-Str. 43a Herrenbergerstr. 130 Kreuzeckstr. 1 Auf dem Wasen 14
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