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BEITRAG
4 AME in Villingen-Schwenningen am 16.9.2006 (Guthier Otto)
4 GvA Hamburg sucht erneut neuen Vereinssitz (Holl Manfred, Lüthen Hartwig)
5 Mein astronomischer Werdegang (Bohle Jens)
5 Zum Schwerpunktthema Einsteigerastronomie (Celnik Werner E.)
7 Von Sternhaufen und Nebeln träumen (Steinicke Wolfgang)
10 Astronomie in der Großstadt (Julius Karl-Peter)
12 Astrofotografie aus der Großstadt (Hahn Hermann-Michael)
14 Die Fotografie offener Sternhaufen am Beispiel M 45 (Walczak Andre)
18 Kometenbilder mit Einsteigerausrüstung (Recker Antonius)
19 GoTo-Teleskope - Fluch oder Segen? (Berger Dominik)
20 Der Sternpunkt lebt - Veränderliche für Einsteiger (Bannuscher Dietmar)
22 Veränderliche für den kleinen Feldstecher (Braune Werner)
23 Ein paar Gedanken über besonders wichtiges Astro Zubehör (Walczak Andre)
24 Einige praktische Erfahrungen aus der Arbeit mit "Einsteigern" (Celnik Werner E.)
26 Der Sofi-Fotowettbewerb der VdS zur Sofi am 29.3.2006 (Jahn Jost)
31 Die Sonnenfinsternis am 29.3.2006 über Side/Türkei (Runte Sigrid)
35 Schwarzer Neumond unter der Flagge des Halbmondes (Spuling Johannes, Ewers Dirk)
37 Trauma vom 11.8.1999 hat ein Ende - Sofi 29.3.2006 (Kohlhauf Franz Xaver)
38 Stuttgarter Sternwarte - unser Teamwork zur Sofi 2006 (Baroni Danilo et al.)
42 Sofi-Exkursion der Sternfreunde Münster (Stockel Jürgen, Dütting Michael)
46 Sonnenfinsternis Libyen 2006 (Otto Silvia)
50 Von der schwarzen Oase zur schwarzen Sonne (Celnik Werne E., Guthier Otto, Reimann Uwe)
56 Streulichtschutz durch Irisblende (Vedder Uli)
57 SCT ohne Tubusseeing (Höhle Wolfgang)
57 Mythen und Legenden: Zerodurspiegel besser als Pyrex (Kafalis Stathis)
62 Docter 8x42 B/CF und Zeiss Conquest 8x40 T (Schäfer Frank)
64 Warum soll der Tubus immer rund sein? (Mädlow Edgar)
64 Aktuelle Infos zur FG Astrofotografie (Riepe Peter)
65 Kompakte Mittelformat-Astrofotografie Teil 1 (Sprungmann Dirk)
68 Nachtrag zu Fornax Dwarf (Riepe Peter)
69 Halophänomen am 15. Oktober 2005 (Hinz Claudia)
72 Regenbögen im divergierenden Licht (Fenn Christian)
76 Der Jet in M 87 (Diederich H.-G.)
79 Der Nachweis schwacher Quasar-Komponenten (Diederich H.-G.)
82 Fachgruppe Computerastronomie Treffen 2005 (Jahns Helmut)
83 Serien-Fotometrie von CCD-Aufnahmen im FITS-Format (Nickel Otmar)
86 Fachgruppe Geschichte der Astronomie Neues J. 21 (Steinicke Wolfgang)
87 Webbs Sternhaufen (Fritz Michael)
90 Das archäologische Denkmal "Schwedenring” Gütz (Meinike Mechthild)
93 Geschichte und Literatur des Lichtwechsels VS (Schmidt Heinz)
94 VEGA live - Schlagzeilen (Hoffmann Susanne)
94 VEGA-Reise zur Sofi in die Türkei (Schönball Martin)
96 Neues vom Astronomischen Abenteuer Camp (Rongen Martin)
97 Die Beobachtung von Tautenburger Kleinplaneten (Lehmann Gerhard)
100 Kosmische Begegnungen (Ries Wolfgang)
101 Mein erster nummerierter Kleinplanet (Kocher Peter)
102 Die 22. Größenklasse geknackt (Meyer Erich)
103 Nomen est omen - Geschichte und Geschichten rund um die Namen von Asteroiden 2 (Griesser Markus)
106 AKM-Workshop 2006 an der "Sternwarte Märkische Schweiz" (Rendtel Manuela, Bader Pierre)
107 3. Tagung der VdS-FG Geschichte der Astronomie Info (Steinicke Wolfgang)
21
0 Raumfahrt-Sonderausstellung in Mannheim (Beitrag)
BEITRAG
108 Vergleich Zeichnung - Webcamaufnahmen Mars 2005 (Niechoy Detlev, Wohlfeil Arnold)
111 Saturn mit kleinster Öffnung (Gährken Bernd)
112 Spektroskopische Beobachtung der Pulsation des Polarsterns (Bücke Roland)
117 Die 2006-Jahrestagung der FG Spektroskopie (Pollmann Ernst)
119 Jahresbericht 2005 der FG Veränderliche (Braune Werner)
120 DK And - (k)ein RR-Lyrae-Stern? (Hambsch Josch)
122 AG Dra - ein symbiotischer Veränderlicher (Schabacher Markus)
123 Fachgruppe Deep Sky - Neues Journal 21 (Bohle Jens)
124 Ein Besuch auf dem Deep-Sky-Treffen 2006 in Bebra (Grunge Thomas)
126 Vier kristallklare Nächte unter Alpenhimmel 2 (Glahn Uwe)
128 Der "Double Quasar" Q0957+761 in Ursa Major (Fritz Michael)
129 M wie Messier Journal 21: M 30, M 103, M 77 (Güths Torsten)
132 Zum Nachdenken (Ihle Wolfgang)
133 Äff-sechshundert mit Äff-fümpf - alles klar? (Riepe Peter)
134 Auf Mondjagd im Sonnensystem (Bähr Roland)
134 Auskühlung beim Mars (Petkow Evelyn)
21
0 Original und Fälschung - die Auflösung (Beitrag)
BEITRAG
137 Der Sonnenring von Spanien am 3.10.2005 (Girrbach Dieter)
138 Kleinplanet (1862) Apollo mit NGC 2955 (Wenzel Klaus)
139 VdS Mitgliederentwicklung 2005 (Guthier Otto)
21
0 Spenden an die VdS (Beitrag)
0 VdS Mitglieder neu Begrüßung (Beitrag)
BEITRAG
141 ATT 2006 - für die VdS eine Veranstaltung der Rekorde (Steinicke Wolfgang)
142 Vorschau auf astronomische Veranstaltungen Journal 21 (Celnik Werner E.)
143 Jubiläum: die 25. BoHeTa (Riepe Peter)
144 Vorschau auf astronomische Ereignisse Journal 21 (Celnik Werner E.)
0 Editorial Journal 21 (Guthier Otto, Steinicke Wolfgang)
Textinhalt des Journals 21
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M103 107 Seite 131 107 142 143 144
78 17 U3
Saturnmonde Seite 134
VdS-Journal Nr. 21
4 N a c h Re d a k t i o n ssc h l uss
GvA Hamburg sucht erneut neuen Vereinssitz
von Manfred Holl und Hartwig Lüthen
,,Völker der Welt, schaut auf diese Stadt!", dieser berühmte Ausspruch des Berliner Bürgermeisters Ernst Reuter vor dem Reichstag am 9. September 1948 angesichts der Berlin-Blockade könnte in leicht abgewandelter Form auch für die Gesellschaft für volkstümliche Astronomie e. V. (GvA) in Hamburg gelten. Nachdem der Verein im Jahr 2002 aus dem Hamburger Planetarium geworfen wurde - ein in der bundesdeutschen Vereinslandschaft nach wie vor einmaliger Vorgang - hatte man ein neues Domizil auf dem City-Center Bergedorf gefunden: Ein auf ein Flachdach aufgesetzter Pavillon. Daraus hat sich dann für unsere hiesigen Stadtverhältnisse ein Traum von Sternwarte entwickelt. Eigene Räume, die nur uns gehörten, wo uns eigentlich niemand einfach vor die Tür setzen konnte, jederzeit zugängliche Vereinsgeräte und Beobachtungsmöglichkeiten zu jeder Tag-
und Nachtstunde (sofern es das Wetter zuließ). Nach anfänglichem Zögern wurde der neue Vereinssitz gut angenommen, verschiedene regelmäßige Workshops (Sonne, Video, Spiegelschleifen) abgehalten oder mit dem vereinseigenen C8 und einem kleinen Dobson beobachtet, mit WebCams Planeten und Mond aufgenommen. Eigentlich kein richtiger Grund, um sich zu beklagen. Doch vor ein paar Monaten kam dann eine erneute Hiobsbotschaft: Unser Pavillon muss aus bautechnischen Gründen (Sanierung des Flachdaches) ersatzlos abgerissen werden, weil es in den darunter liegenden Etagen zu Leckagen gekommen war. Zwar ist der Verein eindeutig nicht Verursacher dieser Schäden, gleichwohl verliert die GvA Hamburg aufgrund dieser Baumaßnahmen nun erneut ihren Vereinssitz. Und dieses Mal sieht es weniger gut aus: Ersatzräume stehen nicht zur Verfügung oder sind schlicht viel zu
teuer. Aussichten auf eine rasche Lösung der Probleme bestehen derzeit nicht. Zwar zeichnen sich Übergangslösungen ab, aber nichts ist konkret. Insofern ergeht hier ein Hilferuf an alle Sternfreunde: Wer kann uns helfen, in Hamburg einen neuen Vereinssitz zu finden? Hierzu muss man nicht zwangsläufig Mitglieder der GvA sein! Schön wären etwa 40 - 60 Quadratmeter, billig anzumieten, mit einer Möglichkeit der Beobachtung. Der Himmel muss nicht unbedingt dunkel sein, wichtiger ist uns eine einigermaßen zentrale Lage bzw. gute Erreichbarkeit mit öffentlichen Verkehrsmitteln. Wer in Hamburg so etwas kennt, melde sich bitte bei einem der Autoren: Manfred Holl: m.holl@t-online.de Hartwig Lüthen: h.luethen@12move.de
Astronomie-Messe (AME) in Villingen-Schwenningen
am 16. September 2006
Otto Guthier, VdS-Vorstand
Erstmals findet am 16. September in Villingen-Schwenningen eine internationale Astronomie-Messe unter der Mitwirkung der VdS und der VdS-Fachgruppen statt (siehe Anzeige in diesem Heft).
Die Veranstaltung bietet eine große Teleskop-Ausstellung und ein ebenso umfangreiches, wie interessantes Rahmenprogramm mit Präsentationen und Vorträgen. So wird der berühmte Teleskopbauer und Erfinder der DobsonTeleskope, der 90jährige amerikanische Sternfreund John Dobson, die Messe besuchen und einen Vortrag halten. Auch andere namhafte Hobby- und Profiastronomen werden aus ihrer Arbeit berichten. Eine spezielle Ausstellung ist dem Wissenschaftler Ernst Abbe gewidmet, die mit zahlreichen Exponaten bestückt ist. Auf besonderes Interesse dürfte die Präsentation ,,Das Astrolabium der Festo AG" stoßen. Das gesamte Programm finden Sie auf der
Webseite www.astro-messe.de.
Der 16. September ist zugleich der 4. bundesweiteAstronomietag.Aus diesemAnlass hat die VdS die AME als ihren zentralen Veranstaltungsort gewählt. Zusammen mit einigen VdS-Fachgruppen wird sie dort mit einem großen Informationsstand vertreten sein. Dazu laden wir unsere Mitglieder herzlich ein. Beobachtungen der Sonne sind auf dem Freigelände mit mehreren Teleskopen möglich.
Die AME findet von 10:00 bis 17:30 Uhr auf dem VS-Messegelände statt, direkt an der B 27 Abfahrt VS-Süd. Es sind ausreichend Parkplätze vorhanden. Vom Bahnhof sind es rund 15 Gehminuten. VdS-Mitglieder erhalten unter Vorlage ihres Mitgliedsausweises einen reduzierten Eintrittspreis.
VdS-Journal Nr. 21
e i n s t e i ge r a s t r o n o m i e 5
Zum Schwerpunktthema Einsteigerastronomie
Liebe Sternfreundinnen und Sternfreunde,
in den zurückliegenden Ausgaben unseres VdS-Journals für Astronomie hat es z. T. lebhafte Diskussionen zum Thema ,,Einsteiger in die Astronomie" gegeben. Und das ist gut so, aus zweierlei Gründen: Einmal zeigt dies die Bedeutung des Themas in der deutschen Amateurszene und den Bedarf darüber zu reden oder gar ,,etwas zu machen". Zum anderen gehören solche, auch durchaus kontrovers geführten Diskussionen einfach in eine lebendige Gemeinschaft, wie wir in der Vereinigung der Sternfreunde es sein wollen. Einige Autoren, die sich noch vor Kurzem als ,,Einsteiger" geoutet haben, sind nun regelmäßig in unserer Zeitschrift zu finden. Toll! Die Redaktion - und hoffentlich auch die Leser - freuen sich über jeden Beitrag aus dieser ,,Ecke". Der Vorstand der VdS und die Redaktion des Journals hatten so die Notwendigkeit gesehen, das Thema ,,Einsteiger" in dieser Ausgabe zum Schwerpunktthema zu machen, um interessierten Sternfreunden die Gelegenheit zu geben, darüber zu schreiben und sich anderen Sternfreunden
mitteilen zu können. Leider ist die Beteiligung an diesem zuvor als so wichtig erachteten Thema geringer als nur dürftig ausgefallen. Nach den Diskussionen hatten wir, gerade von den Einsteigern selbst, eine Flut von Einsendungen erwartet. Um so lobenswerter ist das, wie wir finden, sehr anregende, erfolgreiche Engagement jener Autoren dieser Ausgabe, die aus ihrer Sicht ihren Einstieg in die Amateurastronomie beschreiben. Vielen Dank dafür!
Darüber hinaus gibt es einige Beiträge mit Hilfestellungen für Einsteiger und Erfahrungen aus der Arbeit mit Einsteigern. Diese könnten hier und da ja doch nützlich sein, nicht nur für Einsteiger, sondern auch für ,,alte Hasen", die sich für die Förderung der Amateurastronomie interessieren. Ich wünsche Ihnen viel Spaß bei der Lektüre der Beiträge dieser Rubrik.
Ihr Werner E. Celnik
Liebe Leserinnen und Leser, Die Fachgruppe Amateurteleskope/Selbstbau wird für die Ausgabe 23 das Schwerpunktthema gestalten. Dazu werden noch Berichte zu folgenden Themen gesucht: Erfahrungsberichte/Beurteilung/Tests von kommerziellen Teleskopen,
Ferngläsern, Montierungen, Stativen, Zubehör Reinigen und Justieren von Astrooptiken Wartung und Reparatur Elektronik, auch Selbstbau von CCD-Kameras Spiegelschleifen, auch Testen von Optiken selbstgebaute Teleskope und Montierungen Bau von Sternwarten und Schutzbauten selbstgebautes Zubehör (Stative, Beobachtungsstühle ...) Verbesserungen an kommerziellen Teleskopen, Montierungen, Stativen ... Senden Sie Artikel zu diesen Themen bitte spätestens bis zum 20.1.07 an den Fachgruppen-Redakteur. Ihre Fachgruppen-Redaktion
Schwerpunktthemen und Redaktionsschlüsse der kommenden Ausgaben des VdS-Journals.
Die Adressen der zuständigen Fachgruppenmitglieder sind auf den letzten Seiten des Heftes zu finden.
VdS-Journal Nr.
22
I / 2007
23
II / 2007
24
III / 2007
25
I / 2008
Schwerpunkthema Planetarische Nebel
Amateurteleskope/Selbstbau VdS und Profi-Astronomie Jugendarbeit
Sammelstelle für Beiträge FG Astrofotografie, P. Riepe FG Vis. Deep-Sky Beob., J. Bohle FG Amateurteleskope/Selbstbau, H. Zellhuber FG Spektroskopie, E. Pollmann FG Jugendarbeit, S. Hoffmann
Redaktionsschluss 16.9.2006
27.1.2007 26.5.2007 15.9.2007
Mein amateurastronomischer Werdegang
von Jens Bohle
Jeder fängt mal an - hier zeige ich, wie mich das Fieber der Amateurastronomie erwischt hat. Von frühester Jugend bis jetzt hat das Hobby für mich nicht an Reiz verloren. Vielleicht kommen Ihnen, lieber Leser, einige Dinge bekannt vor und spiegeln somit die Probleme des beginnenden Sternfreundes wieder.
Ich kann mich noch an die Zeit ohne Teleskop erinnern, da war ich ca. 9 Jahre alt. Interessiert hat mich die Astronomie schon damals, allerdings beschränkte sich die Beobachtung von Himmelsobjekten
auf die Mondbeobachtungen mit dem 7x50-Feldstecher meines Vaters. Fasziniert hat mich damals vor allem der Anblick der Krater und der ,,dunkleren Areale". Bis zum Erwerb des ersten Teleskops sollten noch zwei Jahre vergehen. Zum Weihnachtsfest 1979 fand ich einen länglichen, schmalen Karton unter dem Weihnachtsbaum - darin wartete mein erstes Teleskop auf das ,,first light" (den Begriff kannte ich damals natürlich noch
Abb. 1: Der stolze Teleskopbesitzer 1982
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6 e i n s t e i ge r a s t r o n o m i e
Abb. 2: Beim Aufbau des neuen Teleskops schaut mein Bruder Heiko interessiert zu.
nicht). Ein Refraktor von der Fa. Tasco mit stolzen 40 mm Öffnung und einem Öffnungsverhältnis von 1:15 sollte nun mein Begleiter ins ferne Universum sein. Das eingebaute Zoomokular erlaubte mir Vergrößerungen von 25 bis 50fach. Als Manko und für astronomische Beobachtungen unbrauchbar, erwies sich sehr schnell das Tischstativ. Es folgte die Montage auf dem Fotostativ meines Vaters. Nun konnten die ersten Beobachtungen folgen. Zunächst natürlich der Mond - das war schon ein echtes Erlebnis. Sehr beeindruckt hat mich damals Saturn, dessen Ringe ich bei Höchstvergrößerung (50fach) als kleine Ansätze ,,links und rechts" der Planetenscheibe erkennen konnte. Als ich voller Freude meinen Eltern diesen Anblick offerieren wollte und sie in mein Zimmer bat um mal durchs Fernrohr zu schauen, konnten sie dem Anblick damals nicht all zu viel abgewinnen - für mich war es ein Blick ins Universum, auf eine fremde Welt. Zur Orientierung am Sternenhimmel wurde dann eine drehbare Sternkarte angeschafft. Um sie während der Beobachtung besser lesen zu können stellte ich mich bei meinen Beobachtungen in unmittelbare Nähe einer Straßenlaterne - von Dunkeladaption oder einer Rotlichtlampe hatte ich noch nichts gehört. So konnte ich zwar die Sternkarte lesen, aber die anvisierten Objekte niemals im Teleskop sehen. So suchte ich die dunkleren Ecken im Garten der Eltern auf um nun alles in voller Pracht zu sehen. So war ich begeistert, den Orionnebel erkennen zu können. Die Enttäuschung über die Sichtbarkeit von Deep-Sky-Objekten hatte sich bei mir erst eingestellt, als ich die ersten Bücher zum Thema Astronomie gelesen hatte und die darin abgebildeten Objekte dem Anblick im Okular scheinbar widerspra-
VdS-Journal Nr. 21
chen. Keine Farbe beim Orionnebel oder den Plejaden. Ein größeres Teleskop sollte da Abhilfe schaffen. Zur Konfirmation gab es dann das klassische ,,4,5-Zoll-NewtonArrangement" zum stolzen Preis von rund 950 DM. Zu dem Preis bekommt man heute schon eine Menge mehr an Öffnung und/oder Stabilität, was den Einstieg ins Hobby m. E. leichter macht. Aber auch die 4,5 Zoll Öffnung kamen mir gigantisch groß vor, zumal ich vorher nur kleinere Linsenfernrohre kannte. Mit dem 4,5-Zoll-Teleskop wurde dann im Garten oder am Fenster regelmäßig beobachtet. Durch Zufall wurde zu dieser Zeit der erste Kontakt zu einem Gleichgesinnten geknüpft - mein Klassenkamerad Meinolf, den ich in meiner neuen Klasse kennen lernte (ich bin in der achten Klasse sitzen geblieben...). Es gab doch tatsächlich noch mehr Menschen, die sich für das Hobby interessierten. Gleichgesinnte zu finden war mir damals nie in den Sinn gekommen, zumal ich das Hobby für sehr exotisch hielt. Da war dieser glückliche Zufall für mich kaum zu fassen. So wurden Beobachtungen nun regelmäßig zu zweit im Garten der Eltern durchgeführt. Allerdings bei recht widrigen Bedingungen (künstliche Aufhellung des Nachthimmels) unter denen ich heute kein Deep-SkyObjekt anpeilen würde. Aber damals war ich froh nicht mehr allein beobachten zu müssen. An dieser Stelle nochmals der Dank an unsere Väter, die uns geduldig mit dem gesamten Zubehör transportierten. Damals hatte ich mich noch nicht festgelegt, was ich denn so beobachten wollte: Mond, Sonne, und Deep Sky gehörten zu den Objekten der Begierde. Zu der Zeit saß ich regelmäßig mit meiner Sternkarte bewaffnet vor dem Fernseher und schaute die Sendung ,,Der Sternhimmel im
Monat...", welche von Erich Übelacker präsentiert wurde. Einige der wenigen Informationsquellen in einer Zeit ohne Internet. Zu dieser Zeit begann ich auch erste Aufzeichnungen zu machen, die ich heute schmunzelnd ab und zu lese. Noch gut in Erinnerung ist mir die Enttäuschung über so manches Himmelsobjekt: ,,Was... das ist M 57? So klein, der ist ja kaum zu erkennen". Auch das größere Teleskop zeigte nicht das, was ich erwartete - das Problem kennt vielleicht auch heute mancher Einsteiger. Zu jener Zeit bestellte ich mir die Produktkataloge einiger Astrohersteller und war erstaunt. Zum einen über die Größe der parallaktisch montierten Teleskope bis 40 cm Öffnung und zum anderen über die Preise, die für derartige ,,Monster" gezahlt werden müssen. Für mich als Schüler jenseits der Möglichkeiten. So blieb ich beim 4,5-Zoll-Teleskop. Neben der visuellen Beobachtung wagte ich auch erste Schritte in Richtung Selbstbau und Astrofotografie (Umbau des Stativs, Parallelmontage einer Spiegelreflexkamera). Im Alter von 15 - 16 Jahren ließ mein Interesse an der Astronomie dann arg nach, denn das Interesse lag nun bei anderen Objekten... Erst im Alter von 20 Jahren war das Interesse an Astronomie wieder stark genug gereift, so dass es zum Erwerb eines neuen Teleskops kam. Ein 4-Zoll-Refraktor auf einer ,,richtigen" Montierung. Ich war begeistert. Allein die Qualität war, verglichen mit der des vorigen Teleskops, schon beeindruckend. Es war auch schon ein recht imposantes Teleskop - ich erinnere mich an die interessierte Nachbarschaft, die öfter zusammen mit mir im elterlichen Garten stand und sich Jupiter, Saturn oder Mond zeigen ließ. Zu dieser Zeit erfolgten dann auch regelmäßige Astroexkursionen in dunklere Gefilde, denn ein Führerschein und ein eigenes Auto brachten die lang ersehnte Mobilität. Diverse Plätze wurden ausprobiert. Zu dieser Zeit knüpfte ich auch erste Kontakte zu einem örtlichen Astronomieverein, da fühlte ich mich aber weniger wohl, da die beobachtende Zunft in der Minderheit war und im Verein mehr gebastelt als beobachtet wurde. Anfang der 1990er Jahre traute ich mich erstmals zum Internationalen Teleskoptreffen in Stumpertenrod. Die dort aufgestellten Teleskope flößten mir Respekt ein und ließen mein Gerät winzig aussehen. Dort sah ich auch erstmals die so genannten ,,Dobsons". Die Beobachter der Teleskope wagte ich nicht anzusprechen, um mich nicht als absoluter Anfänger und Kleinteleskopnutzer (obwohl ich das
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ja gar nicht war) zu outen. Ich hielt die Teilnehmerschaft für eine eingeschworene Gemeinde. Wir postierten uns damals mit unserem kleinen Zelt am äußersten Rand des damals noch überschaubaren Treffens. Fortan fuhren wir (Meinolf und ich) jedoch jedes Jahr zum ITV und lernten so auch andere Sternfreunde kennen. 1995 schaute ich erstmals durch ein 20Zoll-Teleskop. Da war es geschehen. Ich wollte auch ein großes Teleskop! Diese Entscheidung manifestierte sich 1996, als ich ein Gerät dieser Größenklasse bestellte. Schon sehr früh (ich habe mir nur wenige Standardobjekte angesehen) machte sich bei mir dann die seltsame Neigung des ,,Extremspechtelns" bemerkbar - ich wollte die Leistungsfähigkeit dieses Gerätes voll ausnutzen und nach Möglichkeit die bekannten Beobachtungsobjekte auslassen und visuelles Neuland betreten. Zahlreiche Beobachtungen von Details in Galaxien oder sehr schwache Hintergrundobjekte
reizten mich. Mit dem großen Teleskop kamen auch die Kontakte zu anderen bekannten Leuten in der Szene - die hätten mich vielleicht vorher nicht wahrgenommen. Zu jener Zeit wurde der Austausch unter den Sternfreunden auch abseits der Treffen und Veranstaltungen durch die Einführung der Mailinglisten bzw. der Internetnutzung ermöglicht. So lernte ich per Internet auch weitere Sternfreunde kennen. Zu dieser Zeit publizierte ich auch meine ersten Artikel in amateurastronomischen Zeitungen. Ich war sehr stolz, als ich erstmals einen Artikel von mir in gedruckter Form sah. So sind nach und nach einige Artikel für diverse Zeitschriften entstanden. Dadurch lernte ich weitere Sternfreunde kennen und lebte mich in der Szene ganz gut ein. Meine Aktivitäten abseits der ,,eigentlichen astronomischen Beobachtung" nahmen zu. Ab Ende der 90er Jahre war ich bei der Zeitschrift Magellan aktiv und begleitete
dieses Amateurmagazin von der ersten bis zur letzten Stunde. Durch den Besuch der Bochumer Herbsttagung (BoHeTa) oder der DeepSky-Tagung lernte ich wieder neue Sternfreunde kennen. Anfänglich hatte ich eher eine gewisse Scheu diese ,,semiprofessionellen" Veranstaltungen zu besuchen, doch dies stellte sich schnell als unbegründet heraus. Ich wurde Mitglied in der Vereinigung der Sternfreunde und kurze Zeit später Leiter der Fachgruppe Visuelle-Deep-Sky-Beobachtung. Seit dem Jahr 2005 bin ich Mitglied im Vorstand der VdS. Dies birgt viele Aktivitäten neben der ursprünglichen Intention sich mit Astronomie zu befassen, aber die (ehrenamtliche) Arbeit in der VdS ist für mich eine interessante Aufgabe, die auch in Zukunft einen festen Platz bei meinen amateurastronomischen Aktivitäten hat.
Von Sternhaufen und Nebeln träumen - Astronomie ganz persönlich
von Wolfgang Steinicke
Ob ich bereits in der Wiege von Sternhaufen und Nebeln geträumt habe, weiß ich nicht. Sicher ist, dass mich der Sternenhimmel schon in frühester Jugend interessiert hat. Seitdem ist er vertrautes Terrain. Leider nimmt die SchreibtischAstronomie mit den Jahren zu und der innere Schweinehund souffliert einem an schönen Abenden immer öfter: ,,Bleib doch daheim. Der Weg auf den Berg (in diesem Fall der 1.250 m hohe Schauinsland bei Freiburg) ist mühsam. Und dann noch stundenlang in der Kälte stehen..." Aber wenn man es dann doch gepackt hat, ist es faszinierend wie in der ersten Nacht. Ich möchte hier über meinen astronomischen Weg berichten und einige Tipps geben. Keine Angst, dies sind nicht meine astronomischen Memoiren - das hat Zeit bis ich irgendwann aus Altersschwäche nicht mehr die Dobson-Leiter hochkomme [1].
Von der ,,Quelle" zum ,,Kosmos" Ich hatte das Glück in einer Kleinstadt aufzuwachsen, mit einem großen Balkon und relativ dunklem Himmel. Meine erste Beobachtung war Mitte der 1960er Jahre. Zum Glück habe ich meine Notizen nicht weggeschmissen. Machen Sie Aufzeichnungen und bewahren Sie sie auf!
Es müssen keine Romane sein. Einfache Beschreibungen oder kleine Skizzen werden Sie bis ins hohe Alter erfreuen. Am Anfang stand ein ,,Piratenfernrohr" von Quelle, Öffnung 30 mm (!), mit einem kleinen Dreibein-Tischstativ und Kugelmontierung. Den ausziehbaren Tubus habe ich umgehend verkürzt und ein besseres Okular eingebaut. Mit 15facher Vergrößerung suchte ich damit den Himmel ab, zeichnete die Umgebung von Wega, die Plejaden, Praesepe, Jupiter mit Monden und vieles mehr. An ein spektakuläres Ereignis kann ich mich noch gut erinnern: der Komet Ikeja-Seki von 1965. So etwas habe ich - sorry Hale-Bopp, Hyakutake, West, und wie ihr alle heißt - nie wieder gesehen. Mein nächstes Fernrohr war der 50mm-Kosmos-Selbstbaurefraktor: ein schwarzes Papprohr mit chromatischer Linse und einem abenteuerlichen Auszug mit ,,gesichtsfeldlosen" Okularen (Abb. 1). Sollte ich mich über den revolutionären Wechsel von schwarz/weiß zu ,,Farbe" freuen? Immerhin, nun waren Mondkrater, Venusphasen und der Saturnring zu erkennen. Als Montierung kam ein umgebauter Lampenständer zum Einsatz. Ich denke, Galilei war vor 350 Jahren besser ausgerüstet.
Abb. 1: Mein zweites Fernrohr: der 50-mmKosmos-Selbstbaurefraktor
VdS-Journal Nr. 21
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Abb. 2: Joachim Herrmann am 28-cm-Spiegel in Recklinghausen (aus einem Prospekt von 1967)
Denken Sie daran, nicht nur zu beobachten sondern auch Hintergrundwissen anzuhäufen: Was sind das für Objekte? Wie weit sind sie entfernt? Ich las zu dieser Zeit Kosmos-Hefte (gibt es die heute noch?), immer mit einer interessanten Astro-Rubrik, besuchte astronomische Vorträge von Joachim Herrmann und hörte Radiosendungen von Rudolf Kühn, Mitbegründer von SuW und leider viel zu früh verstorben. Ein erster Höhepunkt meiner Bildungsoffensive war ein Besuch der Volkssternwarte Recklinghausen im Juni 1967, organisiert von deren damaligem Leiter Joachim Herrmann, Träger der VdSMedaille 2005 [2]. Ich blickte zum ersten Mal durch ein 28-cm-Spiegelteleskop (Abb. 2), sah Strukturen auf den Planeten, die Cassini-Teilung, Mondlandschaften, Sternhaufen und Nebel. Ich war endgültig der Astronomie verfallen. Das geht sicher vielen so, die zum ersten Mal den Himmel richtig sehen - vorausgesetzt sie haben sich vorher etwas mit dem Thema beschäftigt! Für viele andere bleiben die kosmischen Objekte leider nur anonyme Lichtquellen.
Mit dem klassischen 4-Zoll-Newton zum ,,Deep Sky" Steigern Sie die Öffnung behutsam. Beginnen Sie also (vor allen bei geringem Vorwissen) nicht mit einem 20-ZollDobson. Das ist nur rausgeschmissenes Geld, denn Ihr neues Hobby kann nach wenigen Nächten bereits beendet sein. Nach meinem geglückten Einstieg war klar, es musste ein größeres Fernrohr her. Das Objekt der Begierde: ein 4-Zoll-
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Newton. Ich denke, da ging es vielen (der älteren Semester) ähnlich! 1967 konnte ich ein gebrauchtes Gerät erwerben; die Marke ,,Palomar" klang viel versprechend. Allerdings störte mich die wacklige parallaktische Montierung und ich konstruierte eine einfache azimutale - optimal für visuelle Beobachtungen. Meine erste Liebe galt dem Mond. Ich besorgte mir die Karte von Klepesta und zeichnete Mondkrater (Abb. 3). Dort kannte ich mich mit der Zeit besser aus als auf der Erde. Ab 1968 war ,,Sterne und Weltraum" mein ständiger Begleiter. Daneben kaufte ich mir die ,,klassische" Literatur (wobei es meist nur eine Adresse gab: der TreugesellVerlag): ,,Welcher Stern ist das?", ,,Das Himmelsjahr" von Kosmos, Vehrenbergs ,,Messier-Buch" und - was mich besonders begeisterte - das ,,Tabellenbuch für Sternfreunde" von Joachim Herrmann. Hier liegt der Ursprung für mein späteres Interesse an astronomischen Objekten und ihren Daten. Dies bedeutete auch den Einstieg in den ,,Deep Sky". Mit Unterstützung meines ,,Schurig-Götz"Sternatlas (Ausgabe 1925) hatte ich Ende der 1960er Jahre fast alle Messierobjekte beobachtet und mein persönliches ,,Messierbuch" gezeichnet (Abb. 4). Dann kam, unausweichlich, der ,,New General Catalogue" ins Visier - sowohl optisch als auch in Buchform. 1970 erstand ich die 1962er Ausgabe von Dreyers NGC/ IC - und war verloren. Eigentlich stand außer Koordinaten und einer kryptischen Beschreibung der Objekte nicht viel drin. Eine Art kosmisches Telefonbuch, nicht unbedingt als Bettlektüre geeignet.
Dennoch zogen mich die Objekte magisch an. Was verbarg sich hinter den zigtausend Einträgen? Ich kannte zwar NGC 1952 (mein Geburtsjahr) = M 1, aber was war mit den ,,Nachbarobjekten" NGC 1951 und NGC 1953? In der damaligen Zeit war dies nicht leicht zu ergründen. Es gab kaum Daten und schon gar keine Bilder. Wer bereit war 10.000 $ zu investieren, konnte sich eine Kopie des ,,Palomar Observatory Sky Survey" aus USA schicken lassen. Ich gehörte leider nicht dazu. Man stand also weitgehend ,,im Dunklen". Aber gerade das war faszinierend, weil geheimnisvoll: Jede neue Information wurde begierig aufgesogen und verarbeitet. Und heute? Man geht ins Internet und nach wenigen Mausklicks steht man vor einem Berg an Daten; der ,,Digital Sky Survey" zeigt ein Bild, man kann ,,online" Artikel zum Objekt studieren und Beobachtungsberichte konsumieren. Meine Erfahrung: Das bringt nur für den geübten, und mit dem nötigen Hintergrundwissen ausgestatteten Nutzer einen wirklichen Gewinn. Versuchen Sie nicht, alles auf einmal aus dem Internet zu
Abb. 3: Wallebene Posidonius im 4-Zoll-Newton bei 100x (Zeichnung vom 15.02.1967)
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ziehen. Man hetzt von einer Information zu nächsten und merkt gar nicht, wie flüchtig diese doch sind. Vermehren Sie Ihr Wissen also behutsam. Ein gutes Buch ist durch nichts zu ersetzen! Beginnen Sie Ihre Recherche mit den ,,klassischen" Quellen, selbst wenn diese heute als ,,veraltet" gelten. Nur so bekommen Sie etwas von dem ursprünglichen Geist mit, der mich so angesteckt hat. ,,Burnham's Celestial Handbook" ist ein solches Buch. Vergleichen Sie verschiedene Texte zum Thema. Es ist leider nicht alles verständlich was geschrieben wird, und auch nicht immer korrekt.
Vom Einzelkämpfer zum AstroBürokraten Ich sammelte also Daten und suchte den Himmel viele Jahre mit meinem 4-Zöller ab, bis das Ding quasi ,,leergeschaut" war. Mitte der 1970er Jahre kam ich, mittlerweile Student der Physik in Freiburg, mit den ,,Sternfreunden Breisgau" in Kontakt. Nun gab es die Möglichkeit mit einem C8 und später mit einem C14 zu beobachten - welch eine Steigerung. Galaxien, Galaxiengruppen und -haufen und viele Quasare gingen mir ins Netz. Mein Hunger nach Daten zur Identifikation der Objekte wuchs kontinuierlich. Er wurde gestillt durch Magnetbänder, die ich mir vom ,,Centre du Donnees Stellaires" (CDS) in Strasbourg schicken ließ. Vom Zwicky-Katalog über Quasarlisten bis hin zu Abellhaufen war alles drauf und ich jagte die Daten durch meinen ersten PC. Zur Visualisierung schrieb ich
Abb 5: Praxishandbuch Deep Sky, eine Fundgrube für visuelle Deep-Sky-Beobachter
Abb. 4: Meine erste Beobachtung von M 1 vom 11.3.1967 (leider schon etwas vergilbt)
ein Grafikprogramm. Nun konnte ich den Himmel zum ersten Mal virtuell bestaunen - und entdeckte jede Menge Fehler in den Daten. Dabei konzentrierte ich mich vor allem auf den NGC/IC und schuf 1977 einen ersten ,,revidierten" Katalog. Um meine Erfahrungen mit anderen zu teilen, war ich 1976 in die VdS eingetreten. Doch Kontakte zu Gleichgesinnten waren Mangelware. Mit wem sollte man über Quasare, IC 1296 (die Galaxie bei M 57), UGC 3697 (die Integralzeichen-Galaxie) oder Hickson-Gruppen diskutieren? So blieb ich lange Zeit Einzelkämpfer, beobachtete fleißig auf dem Schauinsland, befasste mich mit meinen Katalogen ohne die Ergebnisse zu publizieren. Machen Sie es nicht so wie ich damals. Nutzen Sie die heute bestehenden Möglichkeiten der Veröffentlichung - primär natürlich das VdS-Journal! Es bringt nichts, seine Erfahrungen vor der Welt zu verbergen. Besuchen Sie Veranstaltungen, wie z. B. das jährliche Deep-Sky-Treffen (DST) oder eines der vielen Teleskoptreffen. Hier finden Sie schnell Kontakt und erhalten viele interessante Informationen. Auch wenn Ihnen Ihre Ergebnisse (Fotos, Zeichnungen usw.) noch so unwichtig erscheinen, zeigen Sie sie her! In den späten 1990er Jahren habe ich mein Einzelkämpferdasein aufgegeben, zunehmend publiziert, Veranstaltungen besucht und Vorträge gehalten. Der Nachteil: Man wird mehr und mehr für offizielle Tätigkeiten vereinnahmt; gleichzeitig nimmt die Zeit für eigene Beobachtungen ab. Eigentlich paradox, denn nun stand mir auf dem Schauinsland ein 20-ZollDobson zu Verfügung. 1999 wurde ich Leiter der Fachgruppe ,,Visuelle DeepSky-Beobachtung" - nach vielen Jahren als
passives Mitglied der eigentliche Einstieg in meine VdS-Tätigkeit. Ein Höhepunkt war sicherlich die (langwierige und mühevolle) Herausgabe des ,,Praxishandbuch Deep Sky" im Jahr 2004 (Abb. 5) [3]. Mittlerweile im Vorstand als Schriftführer, und darüber hinaus in internationalen Institutionen tätig, muss man sich mit Terminen, Organisation und Verwaltung herumschlagen. Eine Hydra, die ständig versucht, einen vom eigentlichen Hobby - der Astronomie - abzuhalten. Man muss sich seine astronomischen Freiräume hart erkämpfen. Neben der visuellen Beobachtung ist es die ,,Geschichte der Astronomie" die mich fasziniert [4]. Ein Gebiet, das nicht erst mit dem Alter interessant wird [5]! So hat mich die Geschichte des NGC/IC, seit ich 1970 Dreyers Katalog erstmals in den Händen hielt, nicht mehr losgelassen. Heute weiß ich, dass ich von Sternhaufen und Nebeln träume!
Literaturhinweise [1] Weiteres biographisches Material und
Publikationen finden Sie auf meiner Homepage: www.klima-luft.de/steinicke [2] Meine Laudatio auf Joachim Herrmann finden Sie unter: www.vds-astro.de/vdsleistungen/daten/laudatio_Jherrmann.pdf [3] Steinicke, W. (Hrsg.), 2004: ,,Praxishandbuch Deep Sky", KosmosVerlag [4] Webseite der VdS-Fachgruppe ,,Geschichte der Astronomie": www. geschichte.fg-vds.de [5] Steinicke, W., 2006: ,,Astronomiegeschichte verbindet Amateur- und Schulastronomie", Astronomie & Raumfahrt 1/2006, 27
VdS-Journal Nr. 21
10 E i n s t e i ge r a s t r o n o m i e
Astronomie in der Großstadt - erste Schritte eines Einsteigers
von Karl-Peter Julius
Interesse an dem, was der Sternenhimmel an faszinierenden Bildern bietet, hatte ich eigentlich immer. Oft war ich drauf und dran, mir das nötige astronomische Werkzeug anzuschaffen und den Schritt in die Praxis zu wagen. Gebremst wurde ich eigentlich immer nur durch den Gedanken an meinen Wohnsitz: Stadtrandlage von Köln. Lohnt es sich überhaupt, an einem derart licht- und luftverschmutzten Standort ernsthaft über astronomische Beobachtungen nachzudenken?
Den entscheidenden Impuls, die Bedenken über Bord zu werfen, bekam ich im Grunde durch einen Besuch mit meiner Familie in der Kölner Volkssternwarte, die jeden Freitag Vorträge und - bei eini-
germaßen guter Sicht - Gelegenheit zur Himmelbeobachtung anbietet. Der Vortrag an diesem kalten, aber sternklaren Abend war ausgesprochen fesselnd, und der anschließende Blick auf den Orionnebel faszinierte wohl nahezu alle der zahlreich erschienenen Teilnehmer.
Entscheidend für einen guten Einstieg in die Praxis Dies war für mich ein versierter Händler aus Bonn (ortsnahe Sternfreunde werden ihn vielleicht kennen), der mir nicht auf Teufel heraus irgendetwas verkaufen wollte, sondern seine Empfehlungen realistisch meinen Ambitionen, Gewohnheiten und natürlich den lokalen Beobachtungsbedingungen anpasste (,,Verkaufe ich Ihnen gerne - aber
lassen Sie`s lieber"). Die Standardfrage jedes Einsteigers, ob es denn nun ein Refraktor oder ein (preisgünstigerer) Reflektor, vielleicht sogar bestückt mit einem GoTo-System, sein sollte, wurde vom Verkäufer sogleich relativiert. Entscheidender als die Optik sie eine gute Montierung. Letztendlich entschied ich mich für einen 4-Zoll-Refraktor einer bekannten japanischen Firma, nicht so sehr aus qualitativen Erwägungen, sondern mehr aus praktischen: Die eventuell nötigen Nachjustierungen traute ich mir mit meinen zwei linken Händen noch nicht zu, daher lieber ein robustes und sogleich einsatzbereites System. ,,GoTo" mit seinen schwindelerregenden Zahlen über mögliche Beobachtungsobjekte war für mich kein Thema, erst mal sehen, was der von mir immer noch als problematisch eingeschätzte Kölner Himmel bot.
Meine ersten praktischen Versuche im nächtlichen Garten waren ebenso schweißtreibend wie langwierig, weil die Orientierung am Himmel trotz aller SkyReiseführer in Buchform äußerst schwierig war - und im Grunde immer noch ist. Gleichwohl komme ich ohne unterstützende Fachliteratur nicht aus, jeder Besuch in einer Buchhandlung endet im Grunde mit dem Erwerb eines neuen Astro-Buches. Und so hat meine astronomische Bibliothek mittlerweile einen Umfang angenommen, der im umgekehrten Verhältnis zu meinem praktischen Können steht. Doch es ist wie bei (man verzeihe mir den Vergleich) Kochbüchern: Auch wenn sich die einzelnen Rezepte häufig überschneiden, der Gewinn für den Leser liegt in der Ergänzung.
Abb. 1: Der Autor an seinem Instrument
VdS-Journal Nr. 21
Meine erste ,,richtige" Entdeckung am Himmel Der Kugelsternhaufen M 3 hat dann zu der befriedigenden Erkenntnis geführt, dass Deep-Sky-Beobachtungen auch in Großstadtanlagen nicht von vornherein unmöglich sind. Nun hatte ich allerdings M 3 nicht gezielt gesucht, sondern zufällig beim planlosen Schwenken meines Refraktors entdeckt, als ein schwaches Nebelfleckchen bei 110facher Vergrößerung. Und dass es genauso gut auch der ,,ganz in der Nähe" liegende M 3
12 E i n s t e i ge r a s t r o n o m i e
hätte sein können, ließ mir die Frage der Identifizierung keine Ruhe und bewog mich schließlich, den Deep-Sky-Atlas ,,Uranometria 2000.0" anzuschaffen. Da ich zum Glück von jeder Beobachtung eine (schlichte) Skizze zeichne, konnte ich mit seiner Hilfe die wahre Identität des Nebelfleckchens an Hand der skizzierten Nachbarsterne lüften. Für meine Deep-Sky-Reisen habe ich mittlerweile die Anwendung des Atlanten meinen Bedürfnissen angepasst: Die aktuellen Seiten der von mir zu beobachtenden Sternbilder kopiere ich ab und markiere mit Phosphorstiften die interessanten Objekte farblich unterschiedlich je nach dem, ob es sich um Kugelsternhaufen, Offene Sternhaufen oder Doppelsterne handelt (Galaxien sind mir noch zu fern). Dann ziehe ich die einzelnen Blätter durch mein Laminiergerät und erhalte so recht stabile Folien, auf die ich dann des Nachts mit einem non-permanent-Filzstift meine jeweiligen Beobachtungsanmerkungen (z. B. Sichtfeld, Vergrößerung) schreiben kann. Das vereinfacht die Navigation in dunklen Nächten und die spätere Anfertigung eines Beobachtungsprotokolls erheblich.
Apropos ,,dunkle Nächte" Das ist natürlich für Großstadtastronomen neben der Luftverschmutzung das Problem schlechthin. Das Anliegen der Fachgruppe
Dark-Sky erhält gerade für unsereins besonders Gewicht. Doch die Tatsache, dass ich bei meinem Standort mit den wahrscheinlich schlechtesten Bedingungen zu kämpfen habe, motiviert mich eher als dass es mich frustriert. Die entscheidende Frage ist stets: Lässt der Himmel heute nur Planeten zu oder gelingt es mir, ein bisschen ,,Deep-Sky" zu erhaschen. Die BeobachterListe der Fachgruppe Deep-Sky ist da für mich ungemein wertvoll: Wenn andere Sternfreunde Himmelsobjekte bereits mit einem Feldstecher beobachtet haben, dann sind diese auch für mich grundsätzlich erreichbar.
Meine vorerst letzte astronomische Leidenschaft habe ich entdeckt, als mir ein Handbuch über populäre Astronomie aus der Mitte des 19. Jahrhunderts in die Hände fiel (,,Der Wunderbau des Weltalls oder Populäre Astronomie", 6. Aufl. 1867, von Johann Heinrich von Mädler, 1794-1874). Seine Beschreibungen von einigen hellen Nebeln und Sternhaufen lesen sich ungemein spannend und lassen erahnen, welch wissenschaftlicher Geist und Impetus die Astronomie zu dieser Zeit umtrieb. Dazu eine Kostprobe. Zum bereits erwähnten M 3 schreibt Mädler: ,,Mehr als 1000 Sterne auf einem Raume von 2 bis 2 1/2 Minuten Durchmesser. Das Innere ist
gegen die Mitte hin so stark verdichtet, dass es nicht mehr möglich ist, die einzelnen glänzenden Punkte zu unterscheiden. Von dieser Zentralmasse gehen gleichsam Radien nach verschiedenen Seiten, und verbreiten Arme weit über die angegebene Grenze hinaus. Die einzelnen Sterne sind nur 10-12ter Größe , das Ganze ist aber ein so stark glänzender Gegenstand, dass John Herschel ihn noch wahrnehmen konnte, als die Wolken dem bloßen Auge die hellsten Sterne, z. B. den in der Nähe stehenden Arcturus, verdeckten. Eine leichte Bewölkung scheint sogar die Auflösung dieses Sternhaufens eher zu begünstigen, als zu hemmen."
Jetzt habe ich mir zum Ziel gesetzt die im Buch benannten und beschriebenen Himmelsobjekte zu identifizieren (dort sind keine Messier-Zahlen, sondern nur Positionen angegeben), sie am Himmel zu finden und eigene Beobachtungsanmerkungen zu verfassen. Vielleicht wäre dieser vergleichende Blick über die Jahrhunderte hinweg auch einmal ein Thema für eine gesonderte Abhandlung in diesem - im übrigen wunderschönen - Journal.
Astrofotografie aus der Großstadt
von Hermann-Michael Hahn
Bei diesem Thema winken die meisten Sternfreunde genervt ab, legt ihnen doch die Lichtverschmutzung einen dicken Schleier auf jedes Bild. Doch seit einigen Jahren gibt es ein wirksames Mittel gegen die babylonische Sucht städtischer Lampen, neben den irdischen Straßen unbedingt auch noch die himmlische Milchstraße ausleuchten zu wollen: Die digitale Fotografie mit anschließender Bildbearbeitung.
Selbst seit dem Sommer vergangenen Jahres stolzer Besitzer einer Canon 300 D, die nach der Markteinführung des Nachfolger-Modells schließlich für unter 600 Euro zu haben war (,,Ich bin doch nicht blöd") und seit langem Opfer einer überaus verschwenderisch ausgelegten
Abb. 1: Einzelaufnahme mit aufgehelltem Himmelshintergrund (siehe Text).
Straßen-, Platz- und Bahnhofsbeleuchtung, habe ich inzwischen eine - hoffentlich nachahmenswerte - Methode entwickelt, den Beleuchtungsstrategen der Millionenstadt Köln ein Schnippchen zu schlagen. Damit erreiche ich buchstäblich aus dem Stand, das heißt, mit ruhender (nicht nachgeführter) Kamera, Sterne der zehnten Größenklasse, also weit mehr, als das bloße Auge an einem solchen Großstadthimmel erkennen kann. Die Abbildung 1 zeigt die örtlichen Verhältnisse recht eindrucksvoll: Da steht der Orion unmittelbar rechts oberhalb einer Laterne, die nicht nur den öffentlichen Weg an unserem Grundstück vorbei ausleuchtet, sondern auch nahezu jeden Winkel unseres - zugegebenermaßen nicht sehr großen - Gartens. Die Aufnahme wurde fünf Sekunden belichtet, durch ein 55-mmObjektiv bei Blende 2,8 und mit einer auf ISO 1600 eingestellten Empfindlichkeit. Das ist kurz genug, um die Sterne noch
der beiden überlager-
ten Bildebenen). Das
Resultat ist ein Bild,
das einem atmos-
phärelosen Anblick
des Himmels ähnelt.
Dieses Verfahren
lässt nicht nur jeg-
lichen Lichtschleier
irdischer Störbe-
leuchtung verschwin-
den, sondern kann
auch zur Beseitigung
der leidigen Rand-
verdunklung des
Aufnahmeobjektivs
genutzt werden.
Anschließend lassen
sich die ,,Schwarz-
himmel-Bilder" pro-
blemlos aufaddieren,
um so auch schwa-
che Lichteindrücke
zu
verstärken.
Allerdings sollte man
dazu nicht ein und
dasselbe Bild immer
wieder addieren,
damit sich das unver-
meidbare ,,Rauschen"
nicht mit addiert,
Abb. 2:
sondern unter-
Addition von 7 ,,behandelten" Aufnahmen (siehe Text).
schiedliche, nachei-
nander gewonnene
Einzelbilder benut-
halbwegs punktförmig abzubilden. Trotz zen. Erst dann gleicht sich das Rauschen
der beschriebenen ,,Leuchtdichte" der wegen der Kompositbildung statistisch
Umgebung lässt diese Aufnahme im aus.
Bereich der Gürtelsterne immerhin noch Für die Abbildung 2 wurden insgesamt
Sterne der achten Größenklasse erkennen, sieben Aufnahmen aufaddiert, die unter
wenngleich diese sich kaum noch gegen gleichen Voraussetzungen innerhalb einer
den ,,Himmelsvordergrund" durchsetzen Minute aufgenommen wurden. Sie zeigt
können. Wollte man solche Einzelbilder nicht nur den Orionnebel mit deutlich
pixelgenau addieren, würde bald alles in erkennbaren Strukturen, sondern auch den
einem gleißenden Weiß verblassen.
orangerötlichen Farbton von Beteigeuze
Zum Glück lässt sich mit Hilfe der - und Sterne bis zur 10. Größenklasse. Die
Bildbearbeitung ein totaler Stromausfall Gesamtbelichtungszeit entspricht damit
simulieren und die Störbeleuchtung mit 35 Sekunden, was normalerweise eine
ein paar Handgriffen gleichsam abdre- Nachführung voraussetzen und unter den
hen. Mit meinem vermutlich eher vor- gegebenen Lichtverhältnissen zu einem
sintflutlichen, aber dennoch hilfreichen ,,Weißbild" führen würde, so also gar
Programm mit Namen PhotoMagic (von nicht zu realisieren wäre. Natürlich ließen
Micrografx) erstelle ich dazu zunächst sich ähnliche Ergebnisse unter dunklem
eine Kopie des Bildes, die ich dann in Himmel auch mit kürzerer Belichtungszeit
mehreren Schritten ,,glätte"; dahinter ver- erzielen, möglicherweise sogar ebenfalls
birgt sich ein Effektfilter, der wie der ohne Nachführung, aber dazu müsste ich
Gaußfilter in Photoshop als Weichzeichner ziemlich weit fahren und könnte nicht
arbeitet. So erhalte ich ein Bild, das die ,,mal eben" ein paar Astrofotos aufnehmen
Himmelshelligkeit ohne Sterne zeigt und ...
das ich dann von dem Original ,,abziehe"
(bei Photoshop bildet man die ,,Differenz"
1. Internationale
Astronomie-Messe
Unter Mitwirkung der VDS e.V. und den VDS-Fachgruppen
Große Teleskop- und Verkaufsausstellung
Auszug aus dem Rahmenprogramm - Das Astrolabium der Festo AG Hermann-Michael Hahn, Prof. Dr.-Ing. Hans Scheurenbrand (siehe SUW 1/2006) - Faszination Astrophotographie Stefan Seip - Workshop Optikprüfung Wolfgang Rohr
Messe-Flyer Wir bieten Ihnen den Flyer als PDF
(160 kB) zum Download an: www.astro-messe.de
Wann / Wo? 16. September 2006 78054 VS-Schwenningen, Messegelände - 6000 kostenlose Parkplätze - Campingplatz (ca. 3 km) - 10 Gehminuten vom Bahnhof
www.astro-messe.de
info@astro-messe.de
14 E i n s t e i ge r a s t r o n o m i e
Abb. 1: Die Himmelsregion rund um Perseus, Andromeda, Dreieck und Cassiopeia. Andre Walczak setzte im Emsland ein Weitwinkelobjektiv 1:2,8 / 35 mm bei f/5,6 ein und belichtete 30 min auf Kodak Elitechrome 200. Das Bild zeigt, was alles nordwestlich der Plejaden zu finden ist.
Die Fotografie offener Sternhaufen am Beispiel M 45
von Andre Walczak
Bereits vor einiger Zeit startete die Einsteigergruppe der Fachgruppe Astrofotografie einen Aufruf an alle interessierten Einsteiger in die Astrofotografie, sich an einem von zwei Einsteigerprojekten zu beteiligen. Diese Projekte umfassten zum einen die astronomische WebCamFotografie sowie, worum es sich in diesem Artikel dreht, das Fotografieren von Offenen Sternhaufen, gleich mit welcher Technik und Brennweite. Dieses Projekt hat den Vorteil, dass auch mit einfachster Ausrüstung wirklich schöne Ergebnisse erzielt werden können. So reicht schon eine einfache Spiegelreflexkamera mit einem Normalobjektiv vollkommen aus, um bestimmte Offene Sternhaufen in Szene zu setzen. Als dankbare Objekte haben sich hier die größten Offenen Sternhaufen bestens bewährt, wie zum Beispiel die Praesepe (Messier 44), die Hyaden (Melotte 25), das Haar der Berenike (Melotte 111) oder eben auch der bekannteste aller Offenen Sternhaufen, die Plejaden (Messier 45). Da die Plejaden immer wieder gern als Fotomotive gewählt werden, rücke ich sie in den Mittelpunkt dieses Artikels. Die Plejaden befinden sich im Sternbild Stier und können deswegen nur in der Zeit der kühlen Nächte zwischen September und April beobachtet und fotografiert werden.
VdS-Journal Nr. 21
Die Entfernung von der Erde bis zu den Plejaden ist nicht exakt bekannt, liegt aber nach neuesten Messungen bei einem Wert von 385 bis 440 Lichtjahren. Sie haben mit
fast zwei Grad scheinbarem Durchmesser am Himmel genügende Größe und bieten sich auch für alle Arten von astronomischen Beobachtungen an, egal ob mit
Abb. 2: Mit einem Teleobjektiv 1:4 / 300 mm belichtete Sven Wienstein bei f/5,6 zweimal 15 min auf Fujichrome Sensia 400. Der Aufnahmeort war das Hochsauerland. Hier zeigen sich die Plejaden schon klar aufgelöst und mit den einhüllenden Reflexionsnebeln.
KALENDER HIMMEL UND ERDE 2007
Auch für das Jahr 2007 gibt es ihn wieder: den Bildkalender Himmel und Erde. Astronomen präsentieren ihre schönsten Aufnahmen in beeindruckendem Großformat und lassen Sie an den fantastischen Möglichkeiten der modernen Naturbeobachtung teilhaben. Das Kalendarium bietet zusätzlich wichtige Hinweise auf die herausragenden Himmelsereignisse 2007 und erläutert auf einer Extraseite alle auf den Monatsblättern des Kalenders abgebildeten Objekte knapp und anschaulich. Der Kalender Himmel und Erde 2007 ist ab 21. 07. 2006 im Handel erhältlich. 14 Seiten; 13 farbige Großfotos; Spiralbindung; Format: 60 x 48 cm; 30,- zzgl. Porto; als Standing Order 27,- inkl. Porto Inland; ISBN 3-938639-29-6
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DER HIMMEL 2007
Alle astronomischen Highlights des Jahres 2007 im Überblick. Nach Monaten geordnet, geeignet für Einsteiger ebenso wie für erfahrene Hobbyastronomen. Mit umfangreichem Kartenmaterial, durchgehend farbig. Das Buch Der Himmel 2007 erscheint in Kooperation mit S. Fischer und ist ab August 2006 im Handel erhältlich. ISBN 3-596-17252-7, ca. 200 Seiten im DIN-A5-Format; 12,95 (zzgl. Porto)
Alle Preise verstehen sich inkl. Umsatzsteuer.
AHNERTS ASTRONOMISCHES JAHRBUCH 2007
Ahnerts Astronomisches Jahrbuch ist das unentbehrliche Standardwerk für Hobbyastronomen. Im handlichen Zeitschriftenformat enthält es alle wichtigen Informationen über die Himmelsereignisse 2007, versehen mit Tabellen, Diagrammen und einem reichhaltigen Hintergrundwissen. So können sowohl Einsteiger als auch fortgeschrittene Sternfreunde Monat für Monat ihre eigenen Beobachtungen planen und auswerten. Amateurastronomen werden dabei sorgfältig angeleitet, die Planeten und Sternbilder am Himmel zu finden, und erhalten zudem noch wertvolle Tipps zur Beobachtung von Deep-Sky-Objekten mit dem Fernrohr. Zirka 190 Seiten mit zahlreichen, überwiegend farbigen Fotografien und Grafiken, ab 08. 09. 2006 im Handel erhältlich, 9,80 zzgl. Porto; als Standing Order 8,50 inkl. Porto Inland; ISBN 3-938639-33-4.
Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH, Slevogtstrasse 3-5, 69126 Heidelberg Telefon: 06221 9126-743, Fax: 06221 9126-75, E-Mail: service@spektrum.com
Eine Bestellmöglichkeit finden Sie unter:
www.spektrum.de/lesershop
16 E i n s t e i ge r a s t r o n o m i e
Abb. 3: Einen schönen Anblick nahm Andre Walczak vom Münsterland auf: M 45 zusammen mit dem Kometen Machholz. Die Ausschnittvergrößerung war ebenfalls mit einem 300-mm-Tele entstanden, allerdings bei Blende 4 auf Fujichrome Provia 400F Prof im Mittelformat 4,5 cm x 6 cm. Belichtet wurde 10 Minuten.
freiem Auge, Fernglas oder Teleskop, die Plejaden geben immer einen faszinierenden Anblick ab.
Doch für Beobachter und Astrofotografen sind sie noch aus einem anderen Grund interessant. Der gesamte Sternhaufen ist umhüllt von Reflektionsnebeln. Gerade das Abbilden von Strukturen innerhalb dieser Nebel ist eine Herausforderung für jeden Astrofotografen, und auch diese Herausforderung kann bereits mit kleinerem Gerät angenommen werden. Reflexionsnebel allerdings strahlen nicht in bestimmten Wellenlängen, sie strahlen im gesamten Kontinuum, ganz im Gegensatz zu den Emissionsnebeln, die ihr Licht nur in ganz spezifischen Wellenlängen aussenden. Aus diesem Grund kann zur Kontraststeigerung kaum ein Filter sinnvoll genutzt werden. Allenfalls ein Breitbandfilter, der selektiv bestimmte Störquellen (z. B. Quecksilber- und Natriumdampflampen) herausfiltert, kann hier von Nutzen sein. Dies geht aber zumeist einher mit Farbverschiebungen sowie deutlich längeren Belichtungszeiten, da ja auch Anteile des Nebels gefiltert werden. Es ist entsprechend nicht ver-
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wunderlich, dass für die Fotografie und Beobachtung von Reflexionsnebeln, ebenso wie für Galaxien, ein möglichst dunkler Standort fernab großer Städte aufgesucht werden sollte. Gerade in dunkleren Gegenden macht es dann besonders viel Spaß mit kurzen Brennweiten zu fotografieren, da durch die fehlende Beleuchtung in der direkten Umgebung kaum Helligkeitsgradienten auf der Aufnahme entstehen. Ansonsten sorgen diese dafür, dass der Himmel nicht an allen Stellen der Aufnahme die gleiche Helligkeit besitzt, oder dass manch schwächeres Objekt auf der Aufnahme von der Helligkeit des Himmels partiell 0der komplett überstrahlt wird.
Wenn es um ein Objekt wie die Plejaden geht dann ist es generell sehr reizvoll auch mit kurzen Brennweiten zu arbeiten, also mit einem leichten Teleobjektiv, einem Normalobjektiv oder gar mit einem Weitwinkelobjektiv, denn die Plejaden liegen der Ekliptik recht nahe, so ergeben sich immer wieder interessante Konstellationen, mit anderen Himmelskörpern. Entsprechend passiert es dass der Mond die Plejaden recht nahe passiert, oder auch verdeckt,
gleiches kann sich auch mit Planeten oder mit Kometen ereignen. Ebenfalls gibt es in der Gegend des Himmels, in welchem die Plejaden liegen auch andere große Objekte die sich fotografisch gut zusammen mit ihnen erfassen lassen, hier sei nur der California Nebel (NGC 1499), die Hyaden (Melotte 25) sowie die Dreiecksgalaxie (Messier 33) genannt.
Um solche Aufnahmen zu planen sollten für die genutzten Sternkarten entsprechende Schablonen angefertigt werden, welche genau das Bildfeld der Objektive zeigt mit welchen gearbeitet wird, aber auch jede professionelle Planetariumssoftware bietet heute die Möglichkeit mit entsprechenden Rahmen die Bildfelder von Objektiven oder Teleskopen auf der Sternkarte kenntlich zu machen. Durch diese Maßnahmen kann im Vorfeld genau geplant werden, wo das Bildfeld am Himmel positioniert werden soll.
Für solche Planungen ist es in jedem Falle hilfreich die genaue Größe der Bildfelder der eigenen Optiken zu kennen. Das Bildfeld einer jeden fotografisch genutzten Optik lässt sich natürlich errechnen, dies
E i n s t e i ge r a s t r o n o m i e 17
funktioniert nach folgender Formel:
x = 2 arctan a 2f
Hierbei steht das x jeweils für die Höhe oder die Breite des Bildfeldes am Himmel in Grad, und das a steht für die Höhe oder die Breite des eingesetzten Detektors in Millimetern, bei der Verwendung eines Kleinbildfilmes als Detektor ist entsprechend eine Höhe von 24 oder eine Breite von 36 Millimetern einzusetzen, je nachdem ob die Höhe oder die Breite des Bildfeldes errechnet werden soll. Bei einer digitalen Spiegelreflexkamera wie beispielsweise der beliebten Canon EOS 350D hat der CMOS Detektor eine Höhe von 14,8 und eine Breite von 22,2 Millimetern. Der Buchstabe f in der Formel steht selbstverständlich für die Brennweite der Optik, diese wird ebenfalls in Millimetern eingesetzt. Wird mittels dieser Formel das Bildfeld eines Normalobjektives mit einer Brennweite von 50 mm berechnet, so erhalten wir ein Bildfeld mit der Größe von ca. 27O x 40O im Kleinbild. Wie oben beschrieben, haben die Plejaden eine Ausdehnung am Himmel von ca. 2 Grad, somit können wir abschätzen, dass dieser Sternhaufen nur recht klein auf der Fotografie abgebildet werden wird. Soll der Sternhaufen jedoch das ganze
Abb. 4: Aus der Stadt Gelsenkirchen heraus fotografierte Roland Plaschke die Plejaden. Er setzte einen 114-mm-Newton mit f = 900 mm ein und belichtete 40 min auf Kodak Select 400.
Bildfeld ausfüllen, so ist natürlich eine erheblich längere Brennweite nötig. Wird die Brennweite beispielsweise verzehnfacht auf 500 mm, so ist das resultierende fotografische Bildfeld ebenfalls zehn mal kleiner und liegt bei ca. 2,7O x 4O bei der Verwendung von Kleinbildfilm. Somit passen die Plejaden noch optimal in das Bildfeld und einer detaillierten Gesamtaufnahme steht nichts mehr im Wege.
Inserentenverzeichnis
AME Astro-Messe
13
APM Teleskopes, Saarbrücken
11
Astrocom, Gräfelfing
45
Astro-Shop, Hamburg
U2
95
Baader Planetarium
U4
Intercon Spacetec GmbH,
113
Augsburg
Kosmos, Stuttgart
47
Meade Instruments Europe,
61
Borken
Gerd Neumann jr., Hamburg
119
OCCULUM-Verlag
89
Photo Universal
49
Abb. 5: Die Aufnahme von Antonius Recker wurde an einem selbst gebauten 200-mmNewton f/4,5 im Münsterland gewonnen. Bei 15 minütiger Belichtung auf Kodak Ektachrome E200 prof zeigen sich die Reflexionsnebel sehr kräftig.
Spektrum der Wissenschaft
15
Verlagsgesellschaft mbH,
71
Heidelberg
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18 E i n s t e i ge r a s t r o n o m i e
Kometenbilder mit Einsteigerausrüstung
von Antonius Recker
Am 4. Mai 2006 gelangen mir Bilder vom Kometen 73P/Schwassmann-Wachmann 3 mit recht einfachem Standardequipment. Die Ausrüstung bestand aus der Montierung EQ6, die mit ConradGetrieben und dem MCU-Update ausgerüstet ist. Als Leitrohr diente ein 5 Zoll Skywatcher Maksutov mit selbstgebautem, beleuchtetem Fadenkreuzokular. Die eigentliche Aufnahmeoptik bestand aus dem Spiegelteleobjektiv MTO 300 mm (f/4,5) mit einer Canon EOS 300d, die auf der Gegengewichtsstange montiert wurde. Der Aufnahmeort lag ungefähr 2 km westlich von Meerfeld im Meerfelder Bruch bei Dülmen. An diesem Abend waren die Bedingungen durch Dunst und Mond leider etwas beeinträchtigt. Die beiden abgebildeten Kometenbruchstücke B und C befanden sich im Sternbild Herkules.
Es wurden jeweils 4 Aufnahmen mit 300 s Belichtungszeit bei ISO 800 aufgenommen. Diese Aufnahmen wurden auf einen nahe gelegenen Leitstern nachgeführt. Außerdem wurden vor, nach und während der insgesamt 8 Aufnahmen 3 Dunkelbilder erstellt. Überlagert habe ich die Bilder mit dem Programm Giotto 2 von Georg Dittie. Dazu wurden die Bilder auf den Kometenkern zentriert und gemittelt. Von jedem Einzelbild wurde dabei ein aus den 3 Dunkelbildern gemitteltes Dunkelbild abgezogen. Die weitere Nachbearbeitung wurde dann mit den Programmen Gimp und NeatImage durchgeführt. Da die Kometen nicht ganz in der Bildmitte waren, habe ich eine Ausschnittsvergrößerung mit dem Faktor 2 erstellt, um die Kometen zu zentrieren.
Abb. 1: Komet 73P/Schwassmann-Wachmann 3 am 4.5.2006, Kometenbruchstück B
BALLERMANN Is weiss net, woran des list, hicks... awer mer sieht hier in Ma... Ma... Majorka auch am Taach nur Doddelsterne und
Mehrfachfyfteme!!!
VdS-Journal Nr. 21
Abb. 2: Komet 73P/Schwassmann-Wachmann 3 am 4.5.2006, Kometenbruchstück C
E I N S T E I G E R A S T R O N O M I E 19
GoToTeleskope - Fluch oder Segen?
von Dominik Berger
Eine wesentliche Frage bei der TeleskopWahl wird für den Einsteiger immer die nach der Montierung sein. Die Montierung ist mindestens so wichtig, wie das optische Instrument selbst. Eine zu klein dimensionierte und schlecht verarbeitete Montierung verdirbt die Freude an dem besten Teleskop. Das ist eine Binsenweisheit und es wird jedem Einsteiger dringend nahe gelegt beim Kauf darauf zu achten.
Aber nicht nur die Art und Ausführung der Montierung, ob azimutal oder doch parallaktisch, ist für den Aussuchenden ein Kriterium. Er wird sich auch zwingend mit der Frage beschäftigen müssen, ob er eine manuelle Montierung wünscht, oder eine mit elektrischer Nachführung. Moderne Amateurteleskope (insbesondere die der Firmen Meade und Celestron) sind jedoch nicht nur mit Nachführungsmotoren ausgestattet, sondern mit einer so genannten ,,GoTo"-Funktion. Das bedeutet nichts anderes, als dass das Teleskop mittels einer Handsteuerbox oder dem angeschlossenen PC in der Lage ist, die Position eines gespeicherten Objekts selbstständig am Himmel anzufahren. Man braucht also nur zu wissen was man sehen möchte und das Instrument fährt das Objekt dann selbstständig an. Ganz so einfach ist es jedoch nicht. Zwar funktioniert das Prinzip der Technik so und bei korrekter Einrichtung des Teleskops auch zuverlässig, aber es gibt dabei einige Punkte zu beachten. Außerdem wird zwischenAmateurastronomen heftig diskutiert, ob ein GoTo-Teleskop auch den pädagogischen Aspekten der Astronomie Rechnung tragen kann. Ein häufiges Argument dabei ist, dass man bei der Benutzung von GoToTeleskopen Techniken, wie das Auffinden von Objekten mittels ,,Star Hopping" nicht trainieren kann und wird. Und sich somit ohne sein ,,Computer-Teleskop" nicht richtig am Himmel zu recht finden lernt. Sehen wir uns ganz nüchtern die Vor- und Nachteile eines GoTo-Teleskops einmal an. Unabhängig von der Größe des Instruments ist bei einer Montierung mit elektronischer Nachführung und Objektfindung natürlich ein höherer Anschaffungspreis mit einzukalkulieren. Neben den meist identischen mechanischen Komponenten kommen ja noch die elektronischen Bauund Bedienteile sowie die Motoren hinzu.
Diese müssen je nach Instrumentengröße natürlich ausreichend dimensioniert sein. Ein weiterer Nachteil ist, dass alle mit Elektromotoren nachgeführten Teleskope eine ständige Stromversorgung benötigen. Bei den kleineren Kaufhausteleskopen reichen hier noch normale Batterien aus, bei größeren Instrumenten benötigt man entweder ein Netzteil, den Kfz-Bordstrom oder eine große und schwere Autobatterie. Das größte Manko jedoch ist, dass auch das beste GoTo-Teleskop nicht ohne eine, zwar meist einfache, aber dennoch zwingend durchzuführende Initialisierung auskommt. Das bedeutet, vor jeder Beobachtung muss das Teleskop erst ,,geeicht" werden. Ein normales GoToTeleskop benötigt die Position des Ortes, an dem es aufgestellt ist, in Koordinaten, muss wagerecht ausgerichtet sein und danach die Position von ein oder besser zwei Referenz-Sternen. Diese Prozedur dauert beim geübten Beobachter ca. 5 bis 10 Minuten. Für den Anfänger kann das schon ein unüberwindbares Hindernis sein, muss er doch so viel über den Himmel wissen, um zu jeder Jahreszeit mindestens einen Referenzstern in seinem Blickfeld zweifelsfrei identifizieren zu können. Nach ein wenig Übung ist aber auch die Eichung des GoTo-Teleskops für den Anfänger kein Problem mehr und sie geht zügig von der Hand. Ist das Instrument exakt geeicht, dann können je nach Leistungsfähigkeit der Elektronik hunderte, tausende oder gar zehntausende Objekte genau positioniert werden. Allerdings sollte man sich nicht von den Werbeversprechen der Hersteller irreführen lassen. Ein Teleskop mit einer Handsteuerbox mit 65.000 gespeicherten Objekten heißt noch lange nicht, dass die Optik auch in der Lage ist, diese zu zeigen. Bei den meisten dieser Objekte wird das Okular dunkel bleiben, einfach deshalb weil die Beobachtungsbedingungen und Öffnung nicht ausreichen, um überhaupt etwas zu erkennen. Nichts desto trotz ist ein GoTo-Teleskop
Abb. 1: Das Meade LX200 (hier mit 10 Zoll Öffnung) ist ein typisches Beispiel für ein GoToTeleskop.
ein sehr guter ,,Himmelsführer", wenn es darum geht schwierige Objekte am Rande der Wahrnehmbarkeit überhaupt
aufzusuchen. Gerade wenn die Beobachtungsbedingungen durch viel Lichtverschmutzung ver-
schlechtert werden, kann dennoch ein planetarer Nebel oder ein Sternhaufen gefunden
werden, welcher sonst nicht aufgefunden werden könnte. Und wenn wir ehrlich sind,
die meisten Sternfreunde haben auch nur eine begrenzte Teleskopzeit.
Abb. 2: Die Handsteuerbox enthält zehntausen
de Objektpositionen und ist das elektronische Gehirn des
Teleskops.
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Zwar kann man auf das Instrument jederzeit zugreifen, aber wie oft verhindern ein bedeckter Himmel oder die Arbeitszeiten, dass wir beobachten können?! Möchte ich dann wirklich lange nach einem Objekt suchen, wenn ein elektronisch gesteuertes Teleskop dies für mich in wenigen Sekunden erledigt? Und wenn ich mich nicht um das große Erfolgserlebnis bringen möchte ein Objekt auch mal so aufgefunden zu haben, spricht ja nichts dagegen dies zu tun. Auch das GoTo-Teleskop kann ohne diese Funktion betrieben werden! Ist man sich dann nicht hundertprozentig sicher, kann die Position vom Teleskop Rechner ja bestätigt werden. Zusammenfassend kann man sagen, auch hier gilt: Ein GoTo-Teleskop ist nicht
unbedingt jeden Sternfreunds Sache. Aber ein Einsteiger ist sicherlich gut beraten damit, wenn er nicht einige Anfängerfehler begeht. Man darf den Himmel auch mit einem GoTo-Teleskop nicht konsumieren, sondern muss ihn sich erarbeiten. Meist ist man versucht schon in der ersten Nacht ein Objekt nach dem anderen anzufahren, ohne auch nur einmal wirklich beobachtet zu haben. Diese Möglichkeit wird zwar von den Herstellern beworben (,,sehen Sie schon in der ersten Nacht hunderte von Objekten..."), ist aber nicht wünschenswert. Außerdem sollte man sich nicht alles von der Elektronik abnehmen lassen. Wenn man sich hin und wieder auch bemüht schwierige Ziele per StarHopping aufzusuchen, lernt man ebenso den Himmel kennen.
Wer bereit ist die Vorteile eines GoToTeleskops sinnvoll zu nutzen, ohne sich davon so abhängig zu machen, dass man mit einem ,,normalen" Teleskop gar nicht mehr zu Recht kommt, kann sehr großen Nutzen daraus ziehen. Diese Erkenntnis ist auch im Umgang mit moderner Technik in anderen Bereichen des täglichen Lebens ein guter Standpunkt. In diesem Sinne hoffe ich einige Anhaltspunkte für die Teleskopwahl gegeben zu haben und wünsche allen Neuerwerbern viele klare Nächte - und immer daran denken: Das Teleskop, mit dem man am meisten beobachtet, ist das Beste!
Weitere Informationen auf meiner Homepage http://www.eas-online.de.vu
Der Sternpunkt lebt oder: die Beobachtung der veränderlichen Sterne für Einsteiger
von Dietmar Bannuscher
Wie jeder Sternenfreund vielleicht weiß oder schon erfahren hat, bleiben die Sterne selbst in den größten Teleskopen Lichtpunkte. Allerdings zeigen sie verschiedene Farben und, nicht zuletzt, einige von ihnen auch veränderliche Helligkeiten. Diese Helligkeitswechsel erfolgen teilweise in Minutenabständen, innerhalb von Tagen, Wochen, Monaten oder gar Jahren und haben mannigfaltige Ursachen.
Der Sternpunkt lebt also doch und die Änderung der Helligkeit kann durchaus ohne Aufwand beobachtet werden, sei es mit dem bloßen Auge, einem Fernglas oder einem Teleskop. Die Helligkeitsänderung muss nur groß genug sein. Ein Beispiel ist das Sternbild Cassiopeia, dessen Sterne Helligkeitsunterschiede von insgesamt 1 Größenklasse (2,2 - 3,4 mag) haben; man kann diese Differenz der Sterne untereinander sehr schön und leicht erkennen. Interessante helle Sterne, die ihre Helligkeit wechseln (so genannte Veränderliche), gibt es reichlich, einige von ihnen möchte ich hier kurz vorstellen. Deren Beobachtung dauert nicht lange, eine Lichtveränderung stellt man dann nach einigen Tagen fest. Der Stern Beta in Sternbild der Leier (Abb. 1) ist recht hell und somit auch mit bloßem Auge gut beobachtbar. Die Änderung der Helligkeit beruht auf der Doppelsternnatur
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von Beta Lyrae. Zwei Sterne umkreisen einander und bedecken sich von der Erde aus gesehen gegenseitig. Im Falle von Beta Lyr geht dies relativ langsam, es dauert fast 13 Tage (12 Tage, 22 Stunden, 35 Minuten). Er bildet mit dem Stern Gamma und zwei schwächeren Sternen das Viereck unterhalb der strahlenden Vega, des Hauptsterns der Leier. Um den Effekt der Lichtveränderung zu erkennen, braucht man Beta nur mit Gamma zu vergleichen, Beta wird manchmal schwächer oder zu anderer Zeit gleichhell wie dieser erscheinen. Für Beobachter, die gerne den ganzen Lichtwechsel dokumentieren möchten, gibt es bei der FG
Abb. 1: Aufsuchekarte für den veränderlichen Stern Beta Lyrae
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Veränderliche (BAV) Karten mit Vergleichsternhelligkeiten und Hilfen z. B. zur Fertigung von Lichtkurven.
Ein weiterer ,,Einstiegsstern" ist sicherlich Delta Cephei, der durch Pulsationen der oberen Sternschichten seine Helligkeit verändert. Er befindet sich an einer ,,Ecke" des Sternbildes Cepheus und hat seine beiden Vergleichsterne direkt neben sich. Er ist einmal so hell wie der eine, ein andermal so schwach wie der zweite Nachbarstern. Sein Lichtwechsel dauert etwa 5,3 Tage und lässt sich mit bloßem Auge oder schöner noch mit einem Feldstecher gut verfolgen. Der geneigte Beobachter sollte sich die Schätzung merken oder besser notieren, so dass er einige Tage später den Wechsel des Lichtes auch wirklich nachvollziehen kann. Wer ihn bei gutem Wetter mehrere Tage hinweg beobachten kann, nimmt den ganzen Lichtwechsel von Delta Cep wahr.
Der dritte Stern im Bund soll Eta Aquilae sein, ein Stern etwas unterhalb von Atair im Adler. Er pulsiert ebenfalls, ist aber
im Lichtwechsel heller als Delta Cep. Allerdings verändert er sein Licht mit einer Periode von etwas mehr als 7 Tagen (man muss halt mehr Geduld aufbringen). Alle drei Sterne sind im Sommer/Herbst sehr gut sichtbar, so dass ein Versuch, die Veränderung der Sternhelligkeit wahrzunehmen, sicherlich von Erfolg gekrönt werden wird. Die beiliegenden Karten mögen als Aufsuchhilfen dienen und das erste Schätzen ermöglichen.
Die ,,Fachgruppe Veränderliche" (das ist der Verein BAV e.V.) hilft gerne weiter. Bitte an den Autor wenden oder gerne auch an Werner Braune Münchener Str. 26 10825 Berlin braune.bav@t-online.de
SEHR GUTES BILD
,,Ich kann einfach nicht glauben, Mos, dass du in Horizontnähe noch ein gutes Bild haben willst!"
,,Das Bild ist sogar sehr gut, Kos!!!"
Abb. 2: Aufsuchekarte für den veränderlichen Stern Delta Cephei
Abb. 3: Aufsuchekarte für den veränderlichen Stern Eta Aquilae
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Veränderliche für den kleinen Feldstecher
von Werner Braune
Für denjenigen, der mit der Veränderlichenbeobachtung als Sternfreund mit Beobachtungsziel und Elan ohne große Ausrüstung beginnen möchte, ist neben dem Auge der kleine Feldstecher das geeignete Beobachtungsinstrument um neben den wenigen mit dem Auge beobachtbaren Veränderlichen wie Mira oder Beteigeuze (halbregelmäßig) und den Bedeckungsveränderlichen Algol oder Beta Lyrae die Anzahl der Veränderlichen zu erweitern. Hierbei hilft einerseits ein einfaches Beobachtungsinstrument und andererseits die BAV als ,,Fachgruppe Veränderliche" der VdS mit Vorhersagen und Karten für bereits viele weitere Veränderliche und zudem mit Hinweisen zu Beobachtungsverfahren.
Das Instrumentarium
Der kleine Feldstecher, etwa das Standard
gerät 7 x 50 (7fache Vergrößerung, 50 mm Öffnung ), ist für die Veränderlichenbeobachtung ein beliebtes Gerät: - billig in der Anschaffung, man stellt
keine großen Ansprüche an die Bildgüte - leicht mitzunehmen und einzusetzen - Beobachtung aus der Hand Das alles gilt schon nicht mehr für das etwa gleichwertige kleine Fernrohr von 2 bis 3 Zoll Öffnung. Ein größerer Feldstecher ist gemeinhin nur noch mit Stativ einsetzbar.
Die Veränderlichen Die mögliche Auswahl Veränderlicher ist mit einer unter guten Bedingungen bei rund 8 mag liegenden Grenzhelligkeit wirklich viel umfangreicher als allgemein angenommen wird. Leicht kommt man in die Größenordnung von hundert Veränderlichen unterschiedlicher Sterntypen mit mindestens 0,5 mag Amplitude, die zur visuellen Wahrnehmung von Helligkeitsveränderungen nötig ist. Detailfragen sind wichtig. Voraussetzungen für die Beobachtung sind neben Karten zum Finden der Sterne und ggfs. mit Helligkeiten der Vergleichssterne auch die Vorhersagen (Ephemeriden), um zielgerichtet vorgehen zu können. Die Kartenfrage ist hinsichtlich des Veränderlichenortes heutzutage z. B. durch den Einsatz des PC-Programms GUIDE lösbar. Da das Auffinden der Veränderlichen damit aber schwierig
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ist, werden die gedruckten BAV-Karten empfohlen. AAVSO-Karten (American Association of Variable Star Observers), die es hauptsächlich für Mirasterne gibt, sind für helle Veränderliche auch als Aufsuchkarten nutzbar. Was der Beobachter bei den einzelnen Sterntypen benötigt, ergibt sich aus der Tabelle.
Die Sicht des Beobachters Jeder Beobachter hat so seine spezielle Einstellung zum Veränderlichen-Himmel an einem klaren Abend. Einer beobachtet, vor allem als Anfänger, gern Mirasterne, weil er da von Abend zu Abend zumeist Helligkeitsänderungen sieht und durch Angaben von Vergleichssternhelligkeiten ,,abgestützt" ist. Halbregelmäßige sind erst etwas für den Geübten. Einem Fan der Bedeckungssterne und von RR Lyrae wird möglicherweise nur ein Stern am Abend für die Beobachtung, mit Schätzungen etwa im Abstand von zehn Minuten über zwei bis drei Stunden, zu wenig sein. Das BAV-Programm umfasst hier 14 Veränderliche für das Auge und den Feldstecher mit Karten. Vorhersagen und grundsätzliche Angaben zum Stern enthält das BAV-Circular. Die Verteilung der Veränderlichen am Himmel ist aber über das Jahr betrachtet sehr unterschiedlich. Drei dieser kurzperiodischen Veränderlichen etwa gleichzeitig an einem Abend zu haben, das ist dann schon ein Ereignis! An der Beobachtung von RZ Cas, TV Cas und RR Lyr ließ ich schon andere BAVer anlässlich eines Treffens beim Bierchen teilhaben und bekam den nachfolgenden Spruch: ,,Und kiekt und kiekt, der BAVBeobachter" (so Dieter Lichtenknecker, inzwischen verstorben). Der flexible, mitgebrachte Feldstecher machte es möglich.
Andere zu beteiligen ging nicht... Heute benutze ich meinen Feldstecher noch für einzelne Schätzungen an klaren Abenden bei Beta Lyrae und Rho Cassiopeiae (Halbregelmäßiger), deren Helligkeiten im Bereich um 4 mag in Berlin mit dem bloßen Auge nicht mehr schätzbar sind.
BAV Blätter Nr. 7: Feldstechersterne Mario Fernandes, damaliger Feldstecherbeobachter von Bedeckungsveränderlichen zeigte auf, was in diesem Bereich neben den Sternen des BAV-Programms noch alles geht. Derartig angeregt, stellte ich zusätzlich alle Veränderlichentypen aus den BAV-Programmen mit Sternen für den Feldstecher als BAV Blätter Nr. 7 zusammen. Grundlage waren die BAVProgrammsterne mit einigen Ergänzungen weiterer Veränderlicher. Das sind alle Sterntypen der Tabelle. Die Daten des GCVS (Generalkatalog der Veränderlichen Sterne) wurden übernommen und ergänzt durch eigene Angaben zu Mirasternen. Die aktuell überarbeiten und ergänzten BAV Blätter Nr. 7, vier Seiten, sind für 0,50 plus Porto bei der BAV erhältlich. Sämtliche Daten wurden aktualisiert. Es blieb aber bei den besonders für Feldstecherbeobachter von Mirasternen wichtigen Angaben der Schwankungsbreite der Maxima: Kataloge geben hier jeweils die Helligkeit des höchsten Maximums an. Dies bringt ein völlig falsches Signal für die Beobachtung: Mit 4 oder 5 mag angegebene Maxima sind verführerisch. Es ist aber eine Beobachtungspleite, wenn der Mirastern bei 7 oder 8 mag stecken bleibt. Da ist dann im Feldstecher wenig zu sehen und für eine Maximum-Ableitung reicht es nicht. Der Beobachter möchte doch aber einen Erfolg seiner Schätzungen über einige Monate mit einem ableitbaren
Sterntyp Bedeckungs-/ RR-Lyrae-Sterne Mirasterne Halbregelmäßige Cepheiden
Vergleichssternhelligkeiten keine (Stufenschätzung) nötig (AAVSO) nötig (AAVSO und andere) keine
Vorhersagen nötig (BAV) nötig (BAV) keine keine
Tab. 1: Was benötigt der Beobachter bei einzelnen Sterntypen? Nur Cepheiden brauchen weder Vergleichssternhelligkeiten noch Vorhersagen. Bei Halbregelmäßigen benötigt man zwar keine Vorhersagen, aber Helligkeiten der Vergleichssterne.
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Ergebnis haben, das ihn erbaut und über die BAV international zugänglich veröffentlicht wird. Die übliche, monatliche Einsendung seiner jeweiligen Schätzungen an die
BAV und damit weiter an die AFOEV (Frankreich) als Kooperationspartner und zugleich an die AAVSO als die internationale Sammelstelle als Zeichen allgemeiner Beteiligung ist insgesamt wirklich sinn-
voll, aber leider nicht zielführend im Sinne des persönlichen Gesamtergebnisses.
Ein paar Gedanken über besonders wichtiges Astro Zubehör
von Andre Walczak
Gerade bei Diskussionen auf Vereinstreffen, in Internetforen oder bei sonstigen Veranstaltungen, wo Amateurastronomen und vor allem auch Neueinsteiger sich begegnen, kommt zumeist auch das Thema des richtigen Zubehörs zum erfolgreichen Beobachten oder Fotografieren auf.
Gerade ein Einsteiger ist am Anfang häufig überfordert, da geht es um Gerätschaften zur Justage des Teleskops, Weitwinkelokulare oder doch nicht, welcher ist der richtige Feldstecher, welche Montierung soll es sein, besser ein acht Zoll großer Spiegel oder doch gleich ein Zehnzöller?! Regelmäßig ist auf Teleskoptreffen oder auch beim heimischen Beobachtungstreff ähnliches zu beobachten, wenn dann ein unerfahrener Neueinsteiger die ersten Nächte am Teleskop verbringen will: Nach kurzer Zeit wird weniger beobachtet, sondern mehr gehüpft oder gelaufen, oder gar zusammengepackt und die Nacht für beendet erklärt. Dabei war der Tag vorher doch so sonnig und warm... Gerade am Anfang wird die Wichtigkeit der richtigen Kleidung für nächtliche Aktivitäten bei weitem unterschätzt. Dabei kommt noch erschwerend hinzu, dass sich die körperliche Bewegung bei der praktischen Ausübung der Astronomie, sowohl bei der Beobachtung als auch bei der Fotografie nach dem Aufbau der mobilen Gerätschaften zumeist stark in Grenzen hält. So kann der Körper auskühlen, was auch noch dadurch begünstigt wird, dass die Temperaturen selbst im Sommer auf freier Fläche außerhalb der Städte recht schnell fallen können, gerade auch in Niederungen, bzw. Tälern. Und besonders auf Bergen kann sich zu jeder Jahreszeit sehr gut kalte Luft ansammeln. Wenn dann noch ein gewisses Maß an Feuchtigkeit/ Tau dazu kommt, dann kann es sehr schnell kalte Füße geben. Schon mehr als einmal ist es mir selbst passiert, dass ich in der Dämmerung in TShirt und kurzen Hosen mein Equipment
Abb. 1: Gerade in klaren Winternächten gehört eine angemessene Beobachtungskleidung zur ,,Standardausrüstung" eines Amateurs. Hier Mitglieder der Astronomischen Arbeitsgemeinschaft Bochum im Februar 1983 bei der Beobachtungsvorbereitung im nächtlichen Sauerland.
aufgebaut habe, ohne dabei zu frieren, und wenige Stunden später beim Abbau das Teleskop und das Auto vom Eis befreien musste. Dann wieder daheim in der Stadt angekommen, kann man es draußen auf der Straße auch wieder ohne Jacke aushalten. Aufgrund dieser Temperaturunterschiede, die zeitweise auftreten können, ist es ratsam, selbst im Sommer auch wärmere Bekleidung mit einzupacken, wenn es mit dem Teleskop mal wieder in die Wildnis geht. Hierbei sollte ein ganz besonderes Augenmerk auf die Füße gelegt werden. Sind die Füße erst einmal richtig kalt, dann wird es schwierig diese wieder warm zu bekommen. Deswegen ist es wichtig, diese trocken zu halten. Problematisch wird es auch bei den Autofahrten zum
Beobachtungsplatz, wenn im Auto sowieso die Heizung den Innenraum und auch die Füße wärmt. Hier können die Füße schon leicht anfangen zu schwitzen, was in den meisten Fällen nicht bemerkt wird. Aber dies führt schon dazu, dass die Füße schneller auskühlen. Deswegen sollte auf der Fahrt zum Beobachtungsplatz der Fahrzeuginnenraum nicht zu stark beheizt werden, was auch noch den Nebeneffekt hat, dass die mitgeführten Teleskope schneller auskühlen. Die warmen Beobachtungsstiefel sollten dann erst vor Ort angezogen werden, zumal richtig warme Schneestiefel auch das Autofahren deutlich erschweren. Bei den verwendeten Stiefeln rate ich von so genannten Moonboots aus dem Kaufhaus oder Supermarkt ab, denn diese sind zumeist eher ein Modegag, denn ein
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funktionales Kleidungsstück. Wirklich empfehlenswert sind Schneestiefel nach kanadischer Art, wie sie mittlerweile auch von mehreren Herstellern hier in Europa angeboten werden. Diese Lederstiefel haben zum Schutz vor Feuchtigkeit im unteren Bereich einen Überzug aus Kautschuk und im inneren einen isolierten und atmungsaktiven Innenschuh. Häufig werden bei diesen Stiefeln Temperaturbereiche von -30 bis -70 Grad C als Wohlfühltemperatur angegeben, doch trotz unserer mitteleuropäischen Winter lohnt es sich solche Reserven zu haben. Denn wie eingangs schon erwähnt ist mit der astronomischen Beobachtung oder Fotografie nicht sehr viel Bewegung verbunden. Ganz allgemein ist es höchst wichtig die oberen und unteren Extremitäten vor der Kälte zu schützen. Und dies am besten bevor das wirkliche Kälteempfinden einsetzt, denn unser Körper hat einen Schutzmechanismus, der dafür sorgt, dass die inneren Organe immer auf möglichst gleicher Temperatur bleiben. Dabei registriert der Körper ob das Blut auf dem Weg durch unsere Extremitäten deutlich an Temperatur verliert, was ja auch der Fall ist, wenn wir kalte Hände und Füße haben. Damit der Temperaturverlust im Körper aber nicht zu groß wird regelt der Körper die Durchblutung der Extremitäten dann nach einer bestimmten Zeit etwas herunter. Durch diesen Vorgang steigt das Kälteempfinden weiter an und der Beobachter fängt richtig an zu frieren.
Sehr viel Wärmeenergie verschenkt der Sternfreund auch, der in kühleren Nächten ohne Mütze am Teleskop arbeitet. Genau genommen kann ein Kopf ohne Mütze bei kühlen Temperaturen auch der Grund für kalte Füße und Hände sein, denn infolge der starken Durchblutung des Gehirns kann ein Mensch nahezu 50 Prozent seiner Wärmeenergie über den Kopf in die Umgebung abstrahlen. Aus diesem Grund sollten spätestens bei Temperaturen von weniger als 10 Grad Mützen zur Wärmung des Kopfes eingesetzt werden. Der Rest des Körpers sollte ebenfalls warm, atmungsaktiv und vor allem winddicht gekleidet sein. Hier hat sich Skibekleidung bestens bewährt. Und gerade im Winter sollte auch auf ordentliche Funktionsunterwäsche nicht verzichtet werden, denn diese hält den Körper ebenfalls trocken, was genauso wie bei den Füßen sehr wichtig ist. Wenn der Körper wirklich warm eingepackt ist, so hat die Erfahrung gezeigt, sind in der Regel keine Handschuhe mehr nötig, zumindest im flachen Land. Aber das ist oftmals auch von Mensch zu Mensch unterschiedlich, und bei Wind oder wenn viel mit metallischen Gegenständen hantiert wird, geht es manchmal wirklich nicht ohne. Da jedoch oft genug das Fingerspitzengefühl gebraucht wird, ist es ratsam Handschuhe zu nutzen, welche es erlauben die Finger freizulegen, ohne gleich den ganzen Handschuh auszuziehen. Wer keine Ski- oder hochalpine Daunen
bekleidung in seinem Kleiderschrank hängen hat, sollte sich auch mal die Angebote von Jagdausstattern vor allem aber auch mal größere Geschäfte für den Anglerbedarf ansehen. Gerade Jäger und Angler haben das gleiche Problem wie Sternfreunde: Sie sind lange draußen und bewegen sich dabei meist recht wenig und dies auch oft zu unchristlichen Zeiten. Entsprechend gibt es bei spezialisierten Geschäften auch dafür ausgelegte Kleidung. Gerade im Anglerbereich ist es oftmals günstig sich entsprechend warm einzukleiden. Nur sollte hier wirklich darauf geachtet werden, dass die Bekleidung atmungsaktiv ist, was bei wirklich günstigen Angeboten nicht immer der Fall ist. Vereinzelt wird auch in Geschäften für landwirtschaftlichen Bedarf Arbeitskleidung für den Winter angeboten, welche ebenfalls sehr gut wärmt und auch preislich noch nicht allzu abgehoben ist. Weitere Hilfsmittel, um auch in finsterer, kalter Nacht einen Sternfreund bei Laune zu halten, sind neben einer heißen Tasse Tee oder Kaffee auch Kleinigkeiten zum Essen. Da darf es auch mal der eine oder andere Keks sein. Ein kleiner Taschenofen am Körper kann auch ein guter Schutz vor Kälte sein. Die richtige Astrobekleidung hilft gerade am Anfang den Sternfreund vor unnötigem Frust zu bewahren. Und sie stellt sicher, dass die Freude daran den natürlichen Sternenhimmel zu genießen noch länger währt - jedenfalls solange keine Wolken dazwischen kommen.
Einige praktische Erfahrungen aus der Arbeit mit ,,Einsteigern"
von Werner E. Celnik und Otto Guthier
Wir schreiben das Jahr 1997. Hale-Bopp naht, der große Komet der 90er Jahre des 20. Jahrhunderts. Otto Guthier ruft zum gemeinsamen Beobachten des Kometen auf dem Gornergrat auf, jenem über 3.100 m hoch gelegenen Bergrücken im Schweizer Wallis zwischen Matterhorn und Monte Rosa. Mehr als 50 Sternfreunde folgen diesem Ruf in Eis und Schnee. Das Kulm-Hotel ist fest in Sternenhand. Es sollten wunderschöne 14 Tage mit fast 100prozentigem Wetter werden. Alle Teilnehmer berichten anschließend begeistert vom dunklen Nachthimmel mit Sterngrenzgrößen weit jenseits der 6 Größenklassen, vom Panorama der umge-
benden 4.000er und - natürlich - vom Kometen. Wer ist hier ,,alle"? Das waren nicht nur ,,alte Hasen" mit Ihren CCD-Kameras, Deltagraphen und Schmidt-Kameras. Nein, auch zahlreiche Familienangehörige und ... Einsteiger waren gekommen. Das Credo war einhellig: eine Superzeit, eine tolle Gemeinschaft - ein schönes Erlebnis eben. Und das scheint uns der Knackpunkt zu sein. Astronomie im Amateursinne soll in erster Linie Spaß machen, eine ,,Liebhaberei" sein. Wie schon an anderer Stelle dieser Rubrik deutlich gemacht wurde, geht es hier nicht um ,,Meisterschaften" (wenn auch
ein klein wenig Wettbewerb dem persönlichen Fortschritt gut tut). Niemand zwingt uns, mit einem Computerteleskop in einer Nacht möglichst viele Himmelsobjekte abzuhaken. Am meisten Spaß macht die Amateurastronomie, wenn man sich langsam an neue Objekte und Erkenntnisse herantastet. Je mehr wir über die beobachteten Himmelsobjekte lernen, um so interessanter werden sie für uns. Wir wollen sie intensiver beobachten (erfahren?, erleben?) als vorher - Fortschritt. Dies zieht vielleicht die Anwendung einer neuen Beobachtungstechnik nach sich ... Der zweite Punkt ist das Gemeinsamkeitsgefühl. Ähnlich, wie eine gute
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Fußballmannschaft (gerade beim Verfassen dieser Zeilen hat bei der WM Deutschland gegen Ecuador ein tolles 3:0 erzielt) mit Teamgeist erfolgreich spielt und bei sich und den Zuschauern Begeisterung hervorruft, kann auch das gemeinsame Beobachten eines schönen Himmelsobjektes, das gemeinsame Erleben eines kosmischen Ereignisses uns mit Euphorie erfüllen. Sei es eine totale Sonnenfinsternis wie die vom 29. März d.J. oder ,,nur" das Verfolgen des Vorübergangs des Schattens des Jupitermondes Io vor der Scheibe des Mutterplaneten. Gerade das zuletzt genannte Ereignis ist uns im Gedächtnis geblieben. Nicht wegen der kosmischen Dynamik, die hier live erlebt werden konnte, denn Ähnliches hatten wir beide schon des öfteren beobachten können. Nein, wegen der besonderen Beobachtungssituation. Wie kam es dazu? In Volkshochschulen und Volkssternwarten haben wir im Laufe vieler Jahre reichlich Erfahrungen in der astronomischen Weiterbildung interessierter Kursteilnehmer erworben. Seit einigen Jahren veranstalten wir nun als Mitglieder der Astronomischen Arbeitsgemeinschaft Gornergrat (www. gornergrat.de) ein Seminar speziell für Einsteiger, die ,,Einführung in die praktische Himmelsbeoachtung", das (wo sonst?) auf dem Gornergrat stattfindet. Die bis zu 16 Seminarteilnehmer aus Deutschland, Schweiz und Österreich, besitzen unterschiedlich tiefe Vorkenntnisse in Theorie und Praxis. Die allermeisten haben sich selbst als ,,Einsteiger" bezeichnet. Alle Teilnehmer sind dazu angehalten ihr eigenes Teleskop oder auch ein kleineres Beobachtungsinstrument mitzubringen. Zusammen mit unseren eigenen Geräten können wir so stets einen guten Querschnitt durch die typischen Amateur-Instrumente für vergleichende Beobachtungen bieten. Den Teilnehmern werden etwa im Verhältnis 50:50 Theorie und Praxis geboten. U.a., wie bereitet man Beobachtungen vor, was kann man überhaupt beobachten, wie richte ich ein Instrument und eine Montierung aus, wie funktioniert Starhopping? Beginn ist nach dem Frühstück, Ende gegen 21:30. Das fordert uns als Referenten, macht aber ungeheuer viel Spaß! In einer bitterkalten Nacht war gegen 23 Uhr Schluss: Alle Seminarteilnehmer begaben sich zur Ruhe. Wir dachten zunächst: na klar, typisch Einsteiger, keine Power. Aber denkste. Um 3 Uhr in der Früh, als wir gerade unsere eigenen Beobachtungen abbrechen wollten, kamen plötzlich alle wieder aus den Löchern: Sie wollten den
Abb. 1: Gornergrat-Praxisseminar für Einsteiger im Januar 2005: Tagsüber stellen die Einsteiger nicht nur neugierige Fragen im Seminarraum, sondern schrauben auch begeistert an den Teleskopen auf der Beobachtungsplattform. (Aufn. W.E. Celnik)
Vorübergang des Io-Schattens vor dem Jupiter beobachten! Am Vortag hatten wir auf dieses Ereignis am Rande des Seminars hingewiesen. So zog sich das Seminar in Regie der ,,Einsteiger" bis in die Morgendämmerung hin. Ein tolles Gemeinschaftserlebnis in einer grandiosen Landschaft. Es war das Moment des ,,Gemeinsamen", das dieses Erlebnis so bedeutsam gemacht und für viele erst ermöglicht hat. Wer hätte wohl alleine den inneren Schweinehund überwinden können und sich wieder aus dem warmen Bett in die Eiseskälte gequält? Unsere Einsteiger haben es erfahren: Sie haben etwas Neues kennen gelernt, sie haben schöne Beobachtungen gemacht, sie haben emotionale Gemeinsamkeit erlebt. Kann es eine bessere Motivation für das Weitermachen geben?
VTT
Hier Kos: Meine Antwort auf das VLT!!! VTT!!! ,,Very Tiny Telescope". Das
Fadenkreuz war schwierig herzustellen!!!
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26 S o n n e n f i n s t e r n i s
Der Sonnenfinsternis-Fotowettbewerb der VdS zur Sonnenfinsternis am 29.3.2006
von Jost Jahn
Abb. 1: 1. Platz in der Kategorie I - Totalität (100 Euro): Jörg Ackermann aus 71254 Ditzingen mit einem Komposit aus 8 Aufnahmen bei ISO 200 mit 1/1600 s bis 1/25 s, Refraktor APQ 100mm/640mm, Canon EOS 300D, Oase Jalu, Libyen.
Wenige Wochen vor der totalen Sonnenfinsternis am 29. März 2006 entstand während einer Vorstandssitzung der VdS die Idee, dazu passend einen Fotowettbewerb auszuloben. Nach einiger Diskussion wurde entschieden mit den drei Kategorien ,,Totalität", ,,partielle Phase" und ,,Drumherum" allen Beobachtungsorten gerecht zu werden. Da es ein Vereinswettbewerb ist, durften auch nur VdS-Mitglieder teilnehmen. Im Internetzeitalter üblich, wurde dazu die Webseite sofi-wettbewerb.de ins Leben gerufen. Leider war unser Journal schon erschienen, so dass der Hinweis auf diesen Fotowettbewerb erst in der letzten Ausgabe Nr. 20 erscheinen konnte. Durch verschiedene Verzögerungen lag der gedruckte Einsendetermin dann vor dem Erhalt des Journals bei den Mitgliedern. Daher wurde der Einsendeschluss mittels Webseitenbekanntmachung auf den 10. Juni 2006 verlängert. Es gab zum Schluss hin zunehmend mehr Einsendungen, insgesamt 52 Bilder von 20 Fotografen(gruppen). Die JurySitzung fand am 22. Juni 2006 in Lüneburg statt. Juroren waren Jost Jahn, Wolfgang Mahlmann und Thomas Keßler. Die Jury-Sitzung lief spannend ab. Die Fotos wurden anonym auf dem Tisch nach den eingeschickten Kategorien vorsortiert. Danach wurden die Bilder in den Kategorien in einigen Fällen noch umsortiert, da nicht alle Einsender die Kategorien
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korrekt verstanden hatten. Nun wurden die Bilder der Kategorien einzeln auf einen Tisch ausgebreitet. Einige nicht preisfähige Kandidaten wurden innerhalb einer Diskussion aussortiert. Die verbleibenden jeweils sechs bis neun Kandidaten wurden mit einem Punktesystem von jedem Juror bewertet. Dabei waren die Meinungen durchaus nicht konsistent. Die addierte Punktsumme ergab dann die Reihenfolge der Preise. Manche Ergebnisse waren knapp, andere eindeutig.
Die Ergebnisse Durch die schlechten Wetterbedingungen in Deutschland und die daraus resultierenden wenigen Einsendungen hat es leider kein Teilnehmer außerhalb der totalen Finsterniszone geschafft unter die ersten Plätze zu kommen. Innerhalb der Kategorien sind die drei wichtigsten Reiseziele Libyen, Ägypten und sehr stark die Türkei vertreten. Die Digitaltechnik hat auch in der Finsternisfotografie ihren beherrschenden Einzug gehalten. Um so erfreulicher, dass die klassische analoge Fotografie über den Weg des Scannens einen ersten Platz in der Kategorie III erzielen konnte.
Kategorie I: Totalität Den ersten Platz gewinnt eine ,,klassische" Korona-Aufnahme. Auf Platz zwei liegt eine stark bearbeitete Aufnahme mit einem Mondgesicht und feinen Koronastrukturen.
Platz drei gewann überraschend eine Serie um den 2. Kontakt herum.
Kategorie II: Partielle Phase Platz eins gewinnt eine ,,klassische" partielle Phase mit der gewohnten Sonnenfarbe. Ein interessantes Komposit gelangte auf Platz zwei. Dem klassischen LochkameraEffekt gebührte der Platz drei.
Kategorie III: Drumherum Der Montage aus Beobachtern, Korona und 2./3. Kontakt gelang der Sprung auf Platz eins. Platz zwei errang ein immer wieder beliebtes Kindermotiv. Platz drei erreichte ein farblich gelungenes Panorama.
Fazit Die Jury hat sich gefreut, dass das technische Niveau der Aufnahmen generell hoch ist. Sobald die Korona ins Spiel kommt, kann und sollte man heutzutage auch die Rechner an die Aufnahmen lassen, um den in einer Aufnahme nicht darstellbaren Kontrastumfang zu bewältigen. Den Mitgliedern fielen immer wieder überraschende Perspektiven und Montagen ein. Wir bedanken uns bei allen Einsendern, deren hohes technisches Niveau die Auswahl nicht leicht machte. Leider kann nicht jeder gewinnen. Im VdS-Journal werden aber sicher noch etliche weitere Fotografien von Teilnehmern des Sonnenfinsterniswettbewerbes abgedruckt!
S o n n e n f i n s t e r n i s 27
Abb. 2: 1. Platz in der Kategorie II - Partielle Phase (100 Euro): Thomas Tuchan aus 89134 Blaustein mit einem Einzelbild mit 2x-Barlowlinse und ND4 Glasfilter bei 1/800 s, Refraktor Pentax 75 SDHF, Canon EOS 20D, Türkei.
Abb. 3: 1. Platz in der Kategorie III - Drumherum (100 Euro): Harald Kavel aus 53721 Siegburg mit einer Montage aus Fisheye-, Teleund Fernrohraufnahmen, Landschaft mit Nikon 1:4/14mm Fisheye (Automatik mit 1,3 Stufen Unterbelichtung), Korona mit Nikon 1:8/400mm Objektiv mit 2-fach Konverter (1/2,5 s), Protuberanzen mit Vixen FL 102S f/9 mit 2-fach Konverter (1/250 s und 1/2000 s). Alles auf Elite Chrome 100 mit Nikon LS-2000 digitalisiert, Nikon F4 und 2x Nikon F5, Hochplateau bei As Sallum, Ägypten.
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Abb. 4: 2. Platz in der Kategorie I - Totalität (60 Euro): Hartwig Lüthen aus 22767 Hamburg mit einem Komposit aus 11 Aufnahmen bei ISO 100 und 800 mit 1/1000 s bis 2 s, Objektiv 1:6,3/500mm, Canon EOS 350D, nahe Side, Türkei.
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Abb. 5: 2. Platz in der Kategorie II - Partielle Phase (60 Euro): Andre Müller aus 52074 Aachen mit einem Komposit mit gegenseitigen Subtraktionen aus 16 Einzelbildern mit ND3,8 Filterfolie bei ISO 200 und 1/2500 s mit jeweils 5 Minuten Abstand, Refraktor ETX 90RA, Nikon D70, Strand von Side, Türkei.
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Abb. 6: 2. Platz in der Kategorie III - Drumherum (60 Euro): Uwe Bachmann aus 64832 Babenhausen mit einem Einzelbild der Töchter Annika (6, 2. SoFi) und Katharina (3, 1. SoFi), Refraktor ETX 90RA, Panasonic Lumix FZ 30, Güngdogdu, Türkei.
Abb. 7: 3. Platz in der Kategorie I - Totalität (40 Euro): Andre Müller aus 52074 Aachen mit einer Montage aus 6 Einzelbildern bei ISO 200 und 1/1600 s innerhalb von 9 Sekunden nach dem 2. Kontakt, Refraktor ETX 90RA ohne Filterfolie, Nikon D70, Strand von Side, Türkei.
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Abb. 8: 3. Platz in der Kategorie II - Partielle Phase (40 Euro): Sigrid Runte aus 38302 Wolfenbüttel mit ,,Tausend Sonnensicheln" durch einen locker gestrickten Wollpullover mit Zopfmuster als Projektion auf ein weißes Blatt Papier auf Fuji Diafilm, AFTele-Super, Minolta Automatik, Wiese nahe Kumköy, Türkei.
Abb. 9: 3. Platz in der Kategorie III - Drumherum (40 Euro): Dirk Ewers aus 34369 Hofgeismar mit einem Komposit aus 2 Fisheye- Aufnahmen bei ISO 100, jeweils 2 s belichtet, Fisheye 1:4/28mm, unbekannt, Side, Türkei.
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Die Sonnenfinsternis am 29.3.2006 über Side / Türkei
von Sigrid Runte
Es ist sommerlich warm. Ich stehe auf einem Hügel auf einer Gänseblümchenwiese. Durch das kurze Gras huschen Eidechsen. Über mir wölbt sich hoch ein intensiv blauer Himmel. In der Ferne hinter mir liegt eine Bergkette, deren Gipfel noch schneebedeckt sind. Und in der anderen Richtung berührt das Meer den Horizont. Die Ruhe ist wohltuend und die Gedanken schweifen zurück ... Ich stand schon einmal auf so einem Hügel
auf einer Blumenwiese, es war im August 1999 bei Stuttgart. Aber damals ließ ein wolkenverhangener Himmel Schlimmes befürchten: Die totale Sonnenfinsternis am 11. August sollte für uns ins Wasser fallen ... Es wurde zwar während der Totalitätsphase bemerkenswert dunkel unter der Wolkendecke, aber die Enttäuschung war dennoch groß. Wir machten damals das Beste draus und besuchten mit unseren Kindern anschließend noch den schönen
Abb. 1: Um 14:06 Ortszeit fotografierte Thomas Lüthi aus Järna/Schweden die schmale Sonnensichel mit einem ZoomObjektiv (Blende 11, Brennweite 210 mm, Belichtung 1/60 s) auf ISO 100 Farbnegativfilm, natürlich durch einen Sonnenfilter. Zu dieser Phase beeinträchtigten leichte Zirruswolken etwas den Anblick.
Abb. 2: So sah die Landschaft ca. 40 km nordöstlich von Konya/Türkei aus, vor der totalen Verfinsterung, um 13:57 Ortszeit. (Aufn. Thomas Lüthi)
Abb. 3: Während der Totalitätsphase um 13:59:30 Ortszeit wurde es so dunkel, dass die Venus am Himmel erschien und in der Stadt Konya die Lichter angingen. (Aufn. Thomas Lüthi)
Stuttgarter Zoo. Seitdem aber nagte in mir der Wunsch, einmal eine ,,richtige" Sonnenfinsternis zu sehen. Und nun war es wieder fast soweit: Am 29. März 2006 sollte der Kernschatten des Mondes über die südliche Türkei hinwegrasen und den Beobachtern dort - sofern denn das Wetter mitspielte - ein großartiges Himmelsschauspiel bieten. Einer Initiative des Astro-Stammtisches in Peine hatten sich rund 600 Menschen aus ganz Deutschland angeschlossen, und wir alle waren nun frohen Mutes für eine Woche in die Türkei gereist. Das große Hotel NOVA PARK in der Nähe von Side war von dieser Gruppe komplett belegt. Darüber hinaus waren aber noch Tausende weiterer ,,Eclipse Chaser" in diesen Bereich der Zentrallinie gereist, einschließlich der Vertreter von Fernsehstationen und der NASA. Letztere hatten sich sogar das Antike Römische Theater dort als Kulisse für ihre SoFi-Beobachtung ausgesucht. Es herrschte all die Tage dort eine fröhliche Stimmung und viele Kontakte wurden geknüpft. Schließlich gab es ja offensichtlich gemeinsame Interessen, wie schon an den vielen bunten T-Shirts mit den unterschiedlichsten Astro-Motiven erkennbar war. Als der große Tag nun angebrochen war, hatten sich schon am frühen Morgen viele Mitreisende mit schwerer optischer Ausrüstung in der Nähe der Hotels und am Strand in eine möglichst günstige Position begeben oder aber hatten es sich - mit gekühlten Getränken in Griffweite - auf einem der schön ausgerichteten Balkons des Hotels gemütlich gemacht. Und sie alle durchlitten noch das Wechselbad der Gefühle, ob das Wetter halten würde, was
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Abb. 4: Herbert Frank beobachtete die totale Sonnenfinsternis in Kemor, Nähe Antalya/ Türkei, und bildete das Diamantringphänomen beim 2. Kontakt mit einem Spiegeltele 1:8/500mm auf ISO 200 Farbdiafilm ab.
der sonnige Morgen des 29. März versprach. Denn in den letzten Tagen waren vereinzelte Gewitter über uns hinweg gezogen, jeweils nur kurz zwar und bei angenehmen Temperaturen, aber für eine Totalitätsdauer von knapp 4 Minuten gegebenenfalls fatal.
Eine kleine Gruppe mit gewichtsmäßig tragbarer fotografischer Ausrüstung hatte sich dann auch auf den Weg gemacht, um zu Fuß im Hinterland, über Wissen und Gräben hinweg, auf einem Hügel einen optimalen Standort aufzusuchen, der eine weitgehend freie Rundumsicht
Abb. 5: Der Standort von Ulf Poschmann war Side/Türkei. Die Aufnahmedaten für diese lang belichtete Korona-Aufnahme sind: Blende 8, Brennweite 270 mm, Fujichrome Farbdiafilm ISO 100, ca. 3 s belichtet.
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gewährte. Dort wollten wir die rund 3 Stunden verbringen, die der Anlass für diese vorbereitungsintensive Reise war. Und die Zeit wurde uns dort keineswegs lang: Der 1. Kontakt, mit dem der Mond die Sonnenscheibe anzuknabbern begann, wurde durch präparierte Feldstecher, mit Projektionsgeräten und durch kleine Teleskope pünktlich um 12:38 Uhr festgestellt und freudig begrüßt. Die gute Stunde Zeit bis zur Totalität war mit vielfältigen Aktivitäten kurzweilig angefüllt: Wilde Schildkröten kamen vor die Kamera. Verschiedenste Schattengeber wurden getestet, ob sie auch Sichelschatten erzeugen konnten: Zum Beispiel die Lochkamera-Tauglichkeit von Uhrenarmbandlöchern und Gürteln. Verblüffend waren die Tausende von kleinen Sonnensicheln, die durch einen locker gestrickten Wollpullover erzeugt wurden. Mitgeführte Spezialfilter an den Teleskopen offenbarten, dass uns die Sonne trotz ihres derzeitigen Aktivitätsminimums mindestens drei hübsche Sonnenflecken und auch einige kleine Protuberanzen präsentierte. In kurzen Abständen wurde die Temperatur gemessen, die im Laufe der Verfinsterung um ganze 7 Grad spürbar fiel, an unserem Standort von 22 auf 15 Grad C im Schatten. Ich suchte mir eine Pflanze aus, die weit geöffnete, weiße Blüten trug: Milchstern, eine kleine Lilienart. Dieses Pflänzchen fotografierte ich nun während der ganzen Zeit immer wieder, und wirklich: Es machte mir die Freude und schloss mit zunehmendem Dämmerlicht seine Blüten. Etwa bei halber Bedeckung der Sonnenscheibe begann das Licht sich auch für unsere Augen wahrnehmbar zu verändern. Alles erschien in einem silber-gräulichen Licht. Da unsere Augen ja eine zunehmende Dämmerung durch vergrößerte Pupillenweite und durch Bereitstellung von mehr Sehpigmenten teilweise kompensieren, zeigten fotografische Belichtungsmesser, dass das Sonnenlicht schon erstaunlich stark abgenommen hatte, als wir es optisch erst bemerkten. Und dann, als von der Sonne kurz vor 13:54 Uhr nur noch ein winziges Segment übrig war, überschlugen sich die Ereignisse! ,,Da, die Venus!" reif jemand und ,,Seht nur, der Mondschatten am Horizont!" Wie eine hohe Welle überrollte uns dieser Schatten und es wurde dunkel. Ich hatte nun so etwas wie eine nächtliche Dunkelheit erwartet, aber nein: Es war eine farbenfrohe Dunkelheit! Rundherum leuchtete der Horizont orangerot, wie
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Abb. 6: Die feinen Strukturen in der Sonnenkorona konnten Joachim Lorenz und Guido Wollenhaupt herausarbeiten. Sie beobachteten 50 km südlich von Jalu/Libyen mit einem 80 mm / 600 mm Skywatcher ED-Refraktor auf einer GP-E Montierung. 12 Aufnahmen mit einer Canon EOS 20D mit Belichtungen von 1/1600 bis 4 Sekunden wurden digital mit Fitswork zusammengefügt und das Ergebnis mit einem Larson-Sekanina-Filter und Photoshop bearbeitet.
Abb. 7: Die Sonnenprotuberanzen und die Chromosphäre kurz nach dem 2. Kontakt belichteten Joachim Lorenz und Guido Wollenhaupt 1/1600 s bei ISO 100. Sonstige Daten wie für Abb. 6.
Abb. 8: Die Sonnenprotuberanzen und die Chromosphäre kurz vor dem 3. Kontakt belichteten Joachim Lorenz und Guido Wollenhaupt 1/1600 s bei ISO 100. Sonstige Daten wie für Abb. 6. Vgl. die bogenförmige Protuberanz mit Abb. 9!
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Abb. 9: 80 km südlich der Oase Jalu/Libyen beobachtete Stefan Binnewies und nahm diese Bildsequenz des 3. Kontaktes auf. Er verwendete einen 4 Zoll Astrophysics-Refraktor mit Brennweite 920 mm und belichtete 1/500 bis 1/1000 s auf Fujichrome ISO 50 Farbdiafilm, Format 6x7. Interessant ist die kleine bogenförmige Protuberanz direkt neben der auftauchenden Sonnensichel (Vgl. mit Abb. 8!)
bei einem Sonnenuntergang. Aber ein Sonnenuntergang, der sich 360 Grad um uns herum erstreckte! Und nach oben hin durchlief die Himmelsfarbe alle Blauschattierungen bis zu einem fast schwarzen Kobaltblau. Und dort, mitten drin, wie ein Auge, im hellen Kranz einer Korona, erschien an Stelle der Sonne eine kleine, scharf begrenzte schwarze Scheibe, der Mond. Ich war spontan aus der Menschengruppe herausgelaufen, um den Anblick möglichst nach allen Richtungen zugleich wahrnehmen zu können. Die Filterfolien vom Fernglas hastig abgezogen, offenbarte die verfinsterte Sonne bei 10facher Vergrößerung eine rätselhaft anmutende Schönheit, die kein Foto wiederzugeben vermag: Die Korona leuchtete vor dem dunklen Himmel zwar hell, aber doch auch so zart, dass sie wie ein Schleier zerfasert nach den Seiten wegzuwehen schien. An den Polen standen etwas kürzere Faserstrahlen senkrecht ab, und unmittelbar am Rand der schwarzen Scheibe erkannte man in einem Rot-Ton, der etwas ins Lila tendierte, auch die hell leuchtenden Protuberanzen. Es war ein unglaublich schöner und bewegender Anblick! Ich wollte mit meiner Handkamera schnell ein paar Fotos machen, aber lieber Himmel, wo war noch der Knopf, der den automatischen Blitz unterdrückte??? Es war ja dunkel!! Die anderen würden es mir sicher nie verzeihen, wenn ich Ihnen diesen Moment mit einer Blitzaufnahme verdorben hätte. Mit einer Taschenlampe fand ich das Knöpfchen (und die dann geschossene Aufnahme wurde leider nichts), aber oje, die Sucherei hatte mich 1 Minute der
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Totalität gekostet ...! So plötzlich und leise, wie er gekommen war, zog der Mondschatten wieder ab. Ein Hahn krähte, als es wieder heller wurde. Noch hing aber bleiernes Licht über der Landschaft, wie nach einem Gewitter, jedoch war der Himmel praktisch wolkenfrei. Na, das würde den Fotolaboren aber Kopfzerbrechen bereiten, wenn sie später versuchen sollten, diese Aufnahmen ,,realistisch" abzuziehen (da gab es dann ja auch einige seltsame Ergebnisse ...). Aber erst einmal waren wir alle, die diesem Ereignis beiwohnen durften, einfach nur überwältigt von unseren Gefühlen. Gut konnte ich mir die Ergriffenheit bis zur Panik vorstellen, die so ein Ereignis bei unvorbereiteten Beobachtern hervorrufen können. Wir aber waren euphorisch
gestimmt, und der Rest des Tages wurde wie ein großes Fest gefeiert. Einige gaben zu, dass sie beim Anblick der total verfinsterten Sonne so bewegt waren, dass ihnen die Tränen gekommen waren. Jedenfalls hat dieses Erlebnis bei allen Beobachtern einen großen, bleibenden Eindruck hinterlassen, für das an dieser Stelle auch einmal Dank gesagt werden soll an all jene, die zum Gelingen dieser schönen Unternehmung beigetragen haben!
Abb. 10: Ulf Poschmann registrierte den Temperaturverlauf am Standort Side/Türkei während der Sonnenfinsternis.
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Schwarzer Neumond unter der Flagge des Halbmondes - totale Sonnenfinsternis über der Türkei am 29.3.2006
von Johann Spuling und Dirk Ewers
Wir erlebten die totale Sonnenfinsternis direkt auf der Zentrallinie, in der Nähe des Küstenortes Side. In den Tagen vor der Finsternis wechselten die Wetterbedingungen von wolkenlosem Himmel über Schleierwolken bis hin zu massiver Bewölkung. Ab Montag, dem 27.3. herrschte bis zum Tag der Finsternis gutes Wetter. Über Internetquellen sowie durch Gespräche mit dem Wetterexperten einer amerikanischen Gruppe konnten alle Zweifel bezüglich einer Verschlechterung des Wetters beseitigt werden. Und tatsächlich - mit der Morgendämmerung des 29.3. lag ein strahlend blauer, völlig wolkenloser Himmel über uns. Diese Wetterbedingungen blieben über den ganzen Tag nahezu unverändert. Lediglich wenige Zirruswolken wurden im Verlaufe der Finsternis gesichtet.
An dem von uns ausgewählten Beobachtungsort - einer Grünfläche auf unserer Hotelanlage in direkter Nähe des Meeres - wurden die Gerätschaften bereits ab 7 Uhr aufgebaut. Zum Einsatz kamen ein Vixen VC200L 8 Zoll CassegrainTeleskop (Brennweite 1.800 mm) und ein Meade LX200 12 Zoll SchmidtCassegrain-Telekop (Brennweite 2.000 mm) sowie verschiedene Video- und Spiegelreflexkameras. Abwechselnd gin-
Abb. 1: Der 2. Kontakt - die totale Verfinsterung beginnt, Aufnahme von Dirk Ewers.
gen die Mitglieder unserer kleinen Gruppe danach zum Frühstück und vervollständigten anschließend ihre Vorbereitungen. Für unseren Hotelmanager war dieser Tag wohl einer der arbeitsreichsten bisher, denn er hatte es in seinem Hotel mit verschiedenen Astro-Reisegruppen zu tun, die alle ihre Wünsche vortrugen. Auch wir wurden tatkräftig unterstützt, sei es eine kleine Absperrung des Beobachtungsplatzes oder die erforderliche Stromversorgung. Die hinter uns liegenden
Abb. 2: Die Sonnenkorona. Aufnahme von Johann Spuling.
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Süd-Balkone des Hotels füllten sich nach und nach mit den Fotostativen begeisterter Hobby-Astronomen. Ebenfalls in unserem Hotel untergebracht war eine amerikanische Reisegruppe um den bekannten SoFi-Experten Glenn Schneider, der hier seine 26. totale Sonnenfinsternis beobachten wollte. Diese Gruppe baute ihre Instrumente auf dem eigens dafür abgesperrten Helikopter-Landeplatz des Hotels auf.
Der erste Kontakt fand um 12:38 Uhr Ortszeit statt und konnte bereits wenige Sekunden danach in den Instrumenten erkannt werden. Die Zeit bis zur Totalität verging daraufhin wie im Fluge. Etwa ab Mitte der partiellen Verfinsterung kühlte sich die Lufttemperatur von zuvor 22 Grad C fühlbar ab und erreichte bis zur Totalität 16 Grad C. Schon gut 2 Minuten vor dem Beginn der totalen Verfinsterung konnten wir in einer Höhe von 20 Grad den Planeten Venus am Südwest-Horizont erkennen. Kurz vor 13:55 Uhr kündigte ein Diamantring den direkt bevorstehenden 2. Kontakt an und eine Gänsehaut überlief die Beobachter. Direkt danach stand in einer Höhe von 55 Grad ein wunderschöner Schmetterling über den vor uns platzierten Palmen und dem dahinter liegenden Meer. Die Korona, wel-
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Abb. 3: Protuberanzen auf der Westseite der Sonne, nur ganz kurze Zeit nach dem 3. Kontakt, Aufnahme von Dirk Ewers.
che mit ihren vier Hauptausläufern weit in den Finsternishimmel hineinreichte, nahm die Struktur von Schmetterlingsflügeln an. Der Körper bestand aus der extrem schwarz erscheinenden Mondoberfläche. Am Horizont zeigte sich eine falsche Dämmerung mit einem wunderschönen Farbenspiel von Gelb über Orange bis hin zu zarten Rottönen. Wieder und wie-
der hörte man Menschen nun ,,Aaah" und ,,Oooh" rufen, das Raunen auf der Hotelanlage wurde untermalt vom Klacken auslösender Fotoapparate und der gedämpften Meeresbrandung im Hintergrund. Auf halbem Weg zwischen Venus und der verfinsterten Sonne war Merkur zu sehen, weitere Sterne hingegen konnten ohne optische Hilfsmittel nicht wahrgenommen werden. Nach einem kurzen Blick auf die nur schwer lesbare LCD-Uhr wussten wir, dass das Ende der Finsternis in wenigen Sekunden kommen würde. Wie vorausberechnet schloss die Totalität nach 3:45 Minuten mit einem herrlichen, lang andauernden Diamantring ab, und die Beobachter fingen spontan an, der Natur für diese Vorstellung Beifall zu klatschen. Hier zeigte sich wieder einmal eindrucksvoll, welch überwältigendes Schauspiel eine totale Sonnenfinsternis doch ist und warum viele Menschen, die dieses Naturerlebnis einmal erlebt haben, selbst weiteste Wege in Kauf nehmen, um ein solches Erlebnis zu wiederholen!
Fazit dieser Finsternis für uns: Sehr gute Wetterbedingungen, dunkler Finsternishimmel, lange Finsternisdauer, ein überwältigender visueller Eindruck und die bisher aufwändigste Ausrüstung. Da nicht alle Aufnahmen fehlerlos verlaufen sind, gilt zukünftig allerdings wohl eher wieder ,,weniger ist mehr".
Abb. 4: Die stolzen Beobachter vor ihren Instrumenten: J. Spuling, D. Ewers und D. Galvin. Aufnahme von J. Spuling.
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Das Trauma vom 11.8.1999 hat ein Ende oder: unsere totale Sonnenfinsternis am 29.3.2006
von Franz Xaver Kohlhauf
Die Totalität einer Sonnenfinsternis nach fünfstündiger Autofahrt im Regen zu erleben, das war uns bereits am 11. August 1999 vergönnt. Ein Erlebnis, das man wirklich nur einmal im Leben braucht! Nach dieser für uns traumatischen Erfahrung hatten wir bald den 29.3.2006 im Auge, um dieses ultimative Himmelsschauspiel, von dem wir schon so oft schwärmerische Berichte gehört und gelesen hatten, endlich selbst zu beobachten.
Trotz nicht ganz so optimaler langfristiger
Wetterprognosen setzten wir wegen der
besseren und günstigeren Erreichbarkeit
auf einen 4-Tage-Aufenthalt im Ferienclub
Nena bei Manavgat an der türkischen
Riviera. Wie sich schnell herausstell-
te, eine sehr gute Wahl, sehr freundli- Abb. 1:
ches und hilfsbereites Personal, schöne Ganz im Zeichen der Sonnenfinsternis, die glücklichen Beobachter, v.l.n.r.: H.
Unterkunft, sehr gutes Essen und ... bestes Egger, F.X. Kohlhauf, E. Bardet
Wetter. Dazu noch viel Zeit und Muße,
um uns auf das himmlische Großereignis Celestron 5, sowie mit mehreren digitalen Der E(clipse)-Day begann mit einem
einzustimmen. Letzte ,,Trockenübungen" Foto- und Videokameras standen ebenfalls gespannten, vorsichtigen Blick um den
mit unserem optischen Begleitern, einer auf dem Programm. Alles und jeder von Vorhang auf das Wetter. Na wie sollte es
,,Russentonne", einem TeleVue 85, einem uns war bereit - es wurde Zeit!
denn schon sein? ... klarer Himmel natür-
lich! (Gottseidank!!!)
Nach dem Frühstück ging`s mit unserem
sorgfältig gepackten Expeditionsgepäck
zu unserem Beobachtungsplatz. Leichte
Schleierwolken östlich und auch westlich
von uns beunruhigten uns nicht allzus-
ehr, das Wetter macht`s einfach immer
wieder gerne spannend. Schnell waren
unsere Geräte aufgebaut und die letzten
Kontrollen gemacht.
Dann war es endlich soweit: Der erste
Kontakt war eingetreten und bald darauf
wurde es merklich kühler und das Licht
immer fahler. Nach den letzten, partiellen
Phasenfotos wurden die Filter gelockert
und wir fieberten, obwohl es inzwischen
sehr kühl geworden war, dem Moment
entgegen, wenn wir die Filter von unseren
Geräten abnehmen konnten. Aber wann
war dazu eigentlich der richtige Zeitpunkt?
Kurz vor dem Zerfallen der Sonnensichel
zur Perlenschnur nahmen wir die Filter ab
und die Perlschnur wurde mit der vorher
Abb. 2:
eingestellten 1/2000 Sekunde auf den Chip
Collage von Perlschnur (Aufn. Kohlhauf), Korona (Egger) und Diamatring (Bardet) gebannt (und nicht gebrannt). Der aufbrau-
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sende Beifall und die Jubelschreie von der großen Beobachtergruppe in unserer Nähe markierten auch akustisch den Beginn der Totalität. Was jetzt folgte, wissenschaftlichen Berechnungen zur Folge waren es an die 3 Minuten und 30 Sekunden, erlebten wir wie in einer Art Zeitröhre, durch die wir mit rasender Geschwindigkeit hindurch gesogen wurden. Das Foto- und Videografieren erfolgte nur noch wie eingepaukt und auch nur zum Teil wie geplant. Der so wichtige Blick nach oben war der absolute Höhepunkt! Akustisch untermalt von den Rufen eines Kauzes hing sie am Himmel, die schwarze Scheibe des Neumondes, umgeben von einer überirdischen brillanten Sonnenkorona. Kein noch so stark bearbeitetes Foto kann diesen Anblick und diese Stimmung je wiedergeben! Wie lange wir die Korona bestaunt haben, wir wissen es nicht. Die rasante Fahrt in dieser Zeitmaschine endete ganz abrupt mit dem Erscheinen des Diamantringes des dritten Kontaktes, wieder begleitet von Beifall und Jubelrufen. Nach unserem Empfinden dauerte dieses grandiose und von uns so lange erwartete Schauspiel gerade Mal 10 Sekunden. Die langsam wieder größer werdende Sonnenscheibe wurde von uns natür-
Abb. 3: Sieht echt aus: Kombination einer Aufnahme der Sonnenkorona mit den im Vordergrund gewachsenen Palmen.
lich auch weiter beobachtet und bildlich festgehalten, aber keiner von uns konnte widerstehen, seine Aufnahmen der Totalität sofort und immer wieder auf dem Kameradisplay zu bestaunen. Wir haben sie gesehen, wir haben sie foto-
grafiert, wir waren dabei, dem Himmel sie Dank!
Franz Xaver Kohlhauf, Eric Bardet, Hans Eger
Stuttgarter Sternwarte - unser Teamwork zur Sonnenfinsternis
von Danilo Baroni, Helmut Christian Bauer, Andreas Eberle, Ott Farag, Andreas Hörz, Manfred Richter, Manfred Schlichte, Ulrich Teufel, Astrid Teuscher-Farag und Gunter Woysch
Für die kostbaren Sekunden der Sonnenfinsternis am 29. März 2006 hatte schließlich ein jeder von uns Stuttgarter Sternfreunden seine ganz persönliche Balance gefunden: Entweder die rein visuelle Beobachtung durch ein gutes Fernglas oder ein transportables Instrument, oder die fotografische Dokumentation (Abb. 1) mit recht unterschiedlicher Ausrüstung - meist aber versuchten wir beides so sinnvoll wie möglich miteinander zu verbinden. Vom Verein der Schwäbischen Sternwarte e.V. war eine große Beobachtergruppe unterwegs; Fast alle befanden sich in der Türkei um Side.
Vorbereitungen
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Abb. 1: Den 3. Kontakt nahm
Andreas Hörz auf.
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Abb. 2: Quantitativer Helligkeitsgradient in der Sonnenkorona. Quelle: das Diagramm in Abb. 12.3 aus ,,Die Sonne beobachten", von Klaus Reinsch et al.
Abb. 3: Korona-Montage (Sektorenbild) von Danilo Baroni
In einem kleinen Arbeitskreis traf sich der Kern unserer Beobachtungsgruppe im Vortragssaal der Sternwarte auf der Stuttgarter Uhlandshöhe, mitten zwischen Büchern, astronomischen Zeitschriften und unseren Demonstrationsobjekten. Von Januar bis März saßen wir jeden
Monat einmal zusammen. Wir sprachen die Erfahrungen unserer Sonnenfinsternisprofis mit Erinnerungen an Mexiko (1991), Curacao (1998), Deutschland (1999), Sambia (2001) und an Spanien (2005, Randbeobachtung) miteinander durch und diskutierten die Grundlagen: Wie hängt
die Bildgröße der Sonne von der Teleskopoder Objektivbrennweite ab, wie belichtet man während der partiellen Phase der Finsternis und dann während der Totalität, welche Filterfolien und Filme verwendet man am besten und worauf sollte man sonst noch achten..
Abb. 4: Reihenaufnahme der gesamten Finsternis von Manfred Schlichte, Planung von Ott Farag und Andreas Eberle
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fällt dann das direkte Sonnenlicht aus.
Verwendet man eine Filterfolie mit der
optischen Dichte 5, muss man für die
ersten Aufnahmen am Beginn der Totalität
nur dieses Filter abnehmen, und kann dann
für diese ersten Aufnahmen die gleiche
Blende und die gleiche Belichtungszeit
wie in der partiellen Phase kurz vorher ver-
wenden. Das ist einfach und geht schnell!
Den Helligkeitsverlauf der Korona nach
außen dokumentierten wir mit einer
systematischen Belichtungsreihe. Bei
Kameraobjektiven öffnet man die Blende
schrittweise von einem Bild zum nächsten,
dann verlängert man die Belichtungszeit.
So erhält man eine Reihe von Bildern,
die in einem unregelmäßigen Ring immer
weiter außen um die Sonne herum richtig
belichtet sind.
Sechs Aufnahmen eines digitalen Cam
Abb. 5:
corders mit zunächst immer länge-
Die fertig montierten Kameras für die Reihenaufnahmen, Aufnahme Andreas Ebele rer Belichtungszeit und dann folgen-
der Blendenöffnung montierten wir zur
Veranschaulichung in ein Sektorbild
Es gibt ja doch so viele Kleinigkeiten, von lohnt sich, darüber nachzudenken, welche zusammen (Abb. 3). Von links oben wan-
denen ein gutes Ergebnis abhängt!
Faktoren diese Grenze wohl bestimmen! dert die Zone der korrekten Belichtung
(Anm. d. Red.: Vgl. hierzu den Beitrag von im Uhrzeigersinn nach außen, die Über
Überlegungen zur Finsternis
W.E. Celnik und O. Guthier weiter hinten belichtung am Sonnenrand wird auffälliger
Während der partiellen Phase der in dieser Rubrik)
und der Himmelhintergrund heller.
Finsternis fotografiert man die teilweise
Mit helligkeitsabhängigen radialen Masken
verdeckte Sonne. Diese Sonnenbilder sind Dokumentation der Korona
gewinnt man aus jedem Einzelbild den am
dann richtig belichtet, wenn auf ihnen die Der Helligkeitssprung von der Sonnenmitte besten belichteten Ring und setzt diese
Sonnenmitte nicht überbelichtet ist und bis zur hellsten Koronakomponente direkt Teile der Rohbilder dann am Rechner mit
man die Randverdunkelung der Sonne am Sonnenrand beträgt ein wenig mehr Programmen wie Adobe Photoshop oder
deutlich erkennen kann.
als fünf Zehnerpotenzen. In der Totalität dem kostenlosen GIMP zusammen. GIMP
Während der Totalität blendet der Mond
dann das direkte Sonnenlicht als Ursache
des blauen Himmelsstreulichts aus und
die davon sonst immer überdeckte, viel
lichtschwächere Sonnenkorona wird auf
einmal sichtbar.
Jeder erfahrene Beobachter weiß: Mit dem
Auge erfasst man die Sonnenkorona über
einige Sonnenradien nach außen mit einem
Blick, aber kein Film und kein digitaler
Kamerasensor bewältigt diesen Kontrast.
Gerade deswegen lohnt sich ja die visu-
elle Beobachtung, und darum muss das
fotografische und das Film-Programm gut
überlegt sein.
Die Abbildung 2 beschreibt quantitativ den
Intensitätsverlauf der Koronakomponenten.
Die Helligkeit der Sonne und ihrer Korona
sind darin logarithmisch über dem Abstand
von der Sonnenmitte aufgetragen. Am
Sonnenrand strahlt die Korona dabei eini-
ge tausendmal heller als ganz außen. Nur
während der Totalität lässt sie sich weit Abb. 6:
nach außen beobachten, bevor das noch Der Fotograf der Reihenaufnahmen, Manfred Schlichte, portraitiert von Andreas
vorhandene Reststreulicht des Himmels Eberle
die äußerste Korona dann doch zudeckt. Es
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S o n n e n f i n s t e rTenxi st 41
läuft unter Windows, Linux und MacOS. Hier lernen wir selbst noch! Camcorder bieten zwar nicht die hohe Auflösung wie fotografische Aufnahmen. Mit den Camcorder-Bilddaten lassen sich aber gute Animationen erstellen und man besitzt eine solide Grundlage für die weitere Bildverarbeitung. Gäbe es zu ihren besonderen Möglichkeiten und Grenzen doch nur ein wenig mehr an Literatur oder im Internet!
Vielfachbelichtung: Unsere Reihenaufnahme Historische Kameras mit Faltenbälgen für das Filmformat 6 cm x 9 cm lassen ohne weiteres Vielfachbelichtungen zu. So sind sie ideal geeignet für die klassischen Reihenaufnahmen zur Sonnenfinsternis, bei denen wirklich nichts montiert wurde außer den beschreibenden Texten (Abb. 4). Drei Kameras mit unterschiedlichen Filmen wurden parallel zueinander auf den Ort der Sonne zur Zeit der Totalität ausgerichtet. Dazu diente eine Trägerplatte aus Holz, auf der drei Trägerwände senkrecht befestigt waren. Sie waren so abgeschrägt, dass die Kameras genau im notwendigen Winkel nach oben beobachteten (Abb. 5). Die Orientierung zur Sonne wurde mit einem Schattenstab eingestellt und die Trägergrundplatte mit einer kleinen Dosenlibelle in die Waage gesetzt. Schade nur, dass unsere Dosenlibelle viel zu früh die Dachziegel vor dem Beobachtungsbalkon im Hotel Nova Park, Side/Kumköy, herunterkullerte, und die genaue Ausrichtung mehr geschätzt werden musste, als uns lieb war! Zwei Stunden lang alle fünf Minuten zeitgenau eine Dreifachaufnahme mit unterschiedlichen Kameras auszulösen, das ist eine echte Aufgabe für einen zuverlässigen und geduldigen Kameramann (Abb. 6). Wie gut, dass er schon im Jahr 2001 in Lusaka Erfahrung sammeln konnte - damals mit einer Kamera! Zur Totalität selbst wurden natürlich die Filter abgenommen und rund vier Sekunden lang bei offener Blende belichtet. Selbst die Struktur der äußeren Korona ist gut zu erkennen - diese großformatigen Filmstreifen sind wirklich Schätze!
Beobachtungen am Südrand der Totalitätszone Auch wir haben unsere Profis, die schon viele Sonnenfinsternisse beobachteten. Deswegen beteiligten sie sich am koordinierten Beobachtungsprogramm der IOTA. Sie versucht, durch Randbeobachtungen an mit GPS genau vermessenen Beobachtungsorten den Sonnendurchmesser zu bestimmen. Nur gut 1.000 Meter innerhalb des Südrandes, auf einem Südhang der Mittelgebirge gut 10 km südöstlich von Antalya, dauerte die Totalität immerhin noch ein wenig mehr als eine halbe Minute. Von dort aus beobachtet ,,rollte" der Mond am Sonnenrand entlang. Faszinierend, das durch ein kleines Maksutov-Objektiv (f/10, 1.000 mm Brennweite) aufgenommene Video zu sehen. Der dünne, helle Lichtbogen wird unterbrochen von den Schatten der Mondberge. Die Schattenlücken werden breiter und verschmelzen miteinander. Gleichzeitig wälzt sich der Lichtbogen am Sonnenrand ab, ganz unregelmäßig wiederholt sich dieses Bild - wir sind am Mondrand unterwegs! Eine kleine Übersicht (Abb. 7) zeigt das Reihenbild, gewonnen aus diesem Video, mit Teilbildern, jeweils genau fünf Sekunden nacheinander. Weil der Mond von West nach Ost vor der Sonne vorbei wanderte, ist das Bild links außen das erste Bild. Die Zeit läuft dann von links
Abb. 7: Knapp innerhalb des Südrandes des Mondschattens: eine Mondrandreihe, mit Video aufgenommen von Astrid Teuscher-Farag und Ott Farag
Abb. 8: ,,Sonnenrund", ein Lochkamera-Bild von Andreas Eberle, Vorbereitung durch Danilo Baroni
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nach rechts. Aufgenommen wurde alles bei den geographischen GPS-Koordinaten 32 Grad 15,8258' Ost, 36 Grad 26,5351' Nord, um 10:57:54,208 UT beim mittleren Bild.
Ein Video auf unserer Homepage Wir planen einen kleinen VideoQuerschnitt unserer Beobachtungen - samt einigen Bildern der wolkenverhangenen
Stuttgarter Sonne - auf unsere Webseite zu stellen. Einfach einmal vorbeischauen bei der von Andreas Eberle gestalteten VideoWebseite http://www.sternwarte.de !
Zum guten Schluss Nicht alles, was wir uns vorgenommen hatten, klappte wie geplant. Eine Digitalkamera wollte ein Maksutov nicht
als Objektiv anerkennen. Trotz manueller Einstellungen für Belichtungszeit, Blende, Weißabgleich und Fokus regelte bei einem Camcorder die Belichtung teilweise automatisch nach. Bei zwei sehr ähnlichen Kamera-Objektiv-Kombinationen mit typgleichen 1:8/500mm-Teleobjektiv
SoFi-Exkursion der Sternfreunde Münster
von Jürgen Stockel und Michael Dütting
Abb. 1: Der Aufbau bereitet Nervenkitzel... Wird alles klappen? (Aufn. Dütting)
Abb. 2: Bei ,,hochprozentiger" partieller Verfinsterung wird die Umgebung in ein fahles Licht getaucht. (Aufn. Steinle)
Die relative Nähe der Totalitätszone der Sonnenfinsternis vom 29. März nutzten auch 36 Mitglieder der Sternfreunde Münster nebst Anhang. Ziel war die türkische Riviera in der Nähe von Manavgat. Die Türkei hatte sich offensichtlich darauf eingestellt, dass um den 29. März herum viele ausländische Gestalten mit großen
M e t a l l r o h r e n und Stativen einreisen würden. Unser Übergepäck wurde gar nicht registriert. Das Hotelambiente war wunderschön orientalisch (Pashas Beach Club) und hob sich sehr wohltuend von den Betonburgen der Umgegend ab. Wir konnten die nähere Umgebung inspizieren: Alanya, Antalya, Side und
Manavgat. Aber richtig abgelenkt vom Wesentlichen haben diese z. T. imposanten antiken Stätten nicht! Im Kopf gab es nur ein Thema: Die Sonnenfinsternis.
Was tun bei Wolken? Vor allem die Wetterfrage war noch nicht beantwortet. Der Reiseveranstalter machte
Abb. 3: Bei schmaler Sonnensichel werden die Schatten extrem scharf! (Aufn. Steinle)
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Abb. 4: Durch die Palmenblätter dringt das Licht der sichelförmigen Sonne und projiziert kleine Sichelsonnen auf den Boden... (Aufn. Stockel)
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Abb. 5: Der Diamantring beim 2. Kontakt (Aufn. Kumbrink)
Abb. 6: Der Diamantring löst sich auf in des Perlschnurphänomen. (Aufn. Backhaus)
uns ein lukratives Angebot: 1.700 Meter hoch, Blick bis zum Meer, Barbecue, Derwische etc. ... Eine Beobachtung der SoFi in großer Höhe mit orientalischer Atmosphäre. Aber in den Bergen waren täglich Wolken zu sehen. Eine Exkursion zu dem betreffenden Plateau einen Tag zuvor sollte Klarheit bringen: Sicht zum Meer und genügend Platz waren vorhanden Aber: Über uns tummelten sich gegen 14 Uhr dichte Quellwolken. Da die Sonnenwahrscheinlichkeit an der Küste bei 100 Prozent lag, war die Entscheidung eindeutig: Wir blieben am Hotel!
Der Tag der Finsternis Schon früh am Mittwoch Morgen konnten wir uns mit Astro-Gerät und Stühlen auf einer hotel-eigenen Wiese direkt am Mittelmeer einrichten. Wir genossen die ungemein kribblige Vorspannung in den
Minuten vor dem ersten Kontakt. Die Geräte wurden getestet, zum letzten Mal die WC's aufgesucht, Getränke wurden organisiert, die Sonnencreme wanderte auf die Hautflächen der Sternfreunde. Alle Fotografen und Filmleute machten sich noch einmal ihre Strategie klar: Was will ich filmen? Wie will ich versuchen, das Diamantphänomen zu erwischen? Und überhaupt: Was passiert dabei mit mir, meinen Astrofreunden, der Natur? Wir waren alle tierisch gespannt! Um 12:37 Uhr der erste Jubelschrei: Es geht los! Da ist er! Richtung 4 Uhr tauchte leise und schüchtern der Mondrand vor der Sonne auf! Die Spannung löste sich in einem gewaltigen Jubelschrei aller Sternfreunde, als wenn man insgeheim noch befürchtet hätte, der Mond käme heute nicht! Die Astromathematiker sollten aber recht behalten: Die beiden Partner
des gewaltigen Schattenensembles liefen seelenruhig auf ihrer vorbestimmten Bahn. Die Sonne veränderte sich relativ rasch zu einer immer dünner werdenden Sichel. Das gemeinsame Erleben in einer solch begeisterten Gruppe ließ die Zeit wie in einer Zeitraffer-Sanduhr verschwinden, ohne dass die fast 80 Minuten bis zum 2. Kontakt auch nur an einer Stelle langweilig wurden. Es war unbeschreiblich emotional, wie man sich gegenseitig seine Begeisterung mitteilen konnte und diese von allen nicht nur verstanden, sondern doppelt und dreifach zurück gespiegelt wurde. Der Zeitpunkt des zweiten Kontaktes rückte nun immer näher. Gegen 13:55 Uhr sollte die Totalität beginnen. Für etwa 3 Minuten und 40 Sekunden sollten wir Zeugen dieses Himmelstheaters werden. Schon recht früh bemerkten wir, dass die
Abb. 7: Die Sonnenkorona während der totalen Verfinsterung, sehr kurz belichtet. (Aufn. Rieping)
Abb. 8: Hier wurde die Sonnenkorona 1 s lang belichtet. (Aufn. Rieping)
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von uns hatte so etwas jemals in seinem Leben gesehen. Die Schatten wurden messerscharf. Man konnte einzelne Haare als Schatten erkennen. Sehr früh wurde die gleißend helle Venus sichtbar. Zwischen Sonne und Venus konnte man später während der Totalität den Merkur sehen. Aber was da bei der Sonne passierte, ist unbeschreiblich. Eine dünne Sonnensichel, die immer schmaler und kürzer wurde. Und plötzlich war nur noch eine kleine helle Stelle zu sehen, der Rest war der SonneMond-Rand mit der schon fein leuchtenden Korona: Der Diamantring! Und dann stand sie da oben, die ,,Miss Sofi". Umrahmt von einer wunderschönen Korona war sie wie ein Schwarzes Loch, ein tiefschwarzes Nichts mit einer heißen Krone. So etwas vergisst man nicht. Der
Abb. 9: Die verfinsterte Sonne und der Mondschatten über dem Mittelmeer (Aufn. Borgert)
Abb. 10: Im dunklen Mondschatten erscheint die Venus über dem Horizont. (Aufn. Osterloh)
Temperatur deutlich nach unten ging. Ein Dortmunder Sternfreund zeigte später eine Temperaturverlaufskurve, auf der er mit Messinstrumenten in der Sonne einen Temperatursturz um 16,4 Grad ermitteln konnte. Im Schatten lag die Abnahme bei etwa 8 Grad. Gleichzeitig stieg die relative Luftfeuchtigkeit von 40 auf über 95 Prozent: Handtücher und T-Shirts waren klamm und stark abgekühlt. Sternfreunde von der Hamburger GvA berichteten von den fliegenden Schatten, die wir in
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unserer Begeisterung gar nicht bemerkt hatten. Zwei Minuten vor der Totalität meldete sich Radio Antenne Münster per Mobiltelefon und führte mit unserem ersten Vorsitzenden Jürgen Stockel ein Live-Interview, um den Münsteranern die Gefühle und Eindrücke einer totalen Sonnenfinsternis zu beschreiben. Das Licht in den letzten Minuten vor der Totalität wurde nicht einfach nur dunkler. Das unheimliche kalte, scharfe, etwas gelbliche Licht war völlig faszinierend. Keiner
Jubel zu Beginn der Totalität und das vielfach spontan ausgedrückte Begeistern und Erstaunen wich zunehmend einer leisen Ergriffenheit, die sich erst wieder in laute ,,Erleichterung" verwandelte, als der dritte Kontakt das viel zu frühe Ende dieser wohl eindrucksvollsten 220-Sekunden-Sequenz einläutete. In den ersten Minuten nach dem dritten Kontakt lagen sich viele Freunde in den Armen. Alle beschrieben noch einmal diese Minuten, die zu den aufregendsten eines Menschenlebens gehören dürften. Wir
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ließen unsere Gefühlspegel langsam etwas absacken und konnten noch alle Phasen bis zum 4. Kontakt miterleben. Keiner verließ bis dahin den Beobachtungsplatz. Am Abend wurde in der Hotellounge ausgiebig gefeiert: Ein Stelldichein der deutschen Astroszene, wie auf dem Essener ATT. Der Höhepunkt dabei waren die ersten ungeschnittenen Filmaufnahmen, die auf Plasmabildschirmen des Hotels gezeigt wurden. Der Jubel bei den Sternfreunden aus Hattingen, München, Bochum, Hamburg, Münster u.v.m. war genauso groß wie Stunden zuvor. Eine große Bilderauswahl und einen 7Minuten-Film zu dieser Sonnenfinsternis findet man auf unserer Webseite www. sternfreunde-muenster.de
Abb. 11: Als die Totalität zu Ende ist und das Sonnenlicht wieder kommt, bricht die pure Freude unter den Beobachtern aus! (Aufn. Backhaus)
Abb. 12: Manche laufen Freude ausrufend umher, andere liegen sich still in den Armen... (Aufn. Kumbrink)
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Sonnenfinsternis
Libyen 2006
von Silvia Otto
Abb. 2: Die Sonnenkorona am 29.3.2006
Abb. 1: Eine nicht ganz alltägliche Pauschalreise, so eine Sonnenfinsternis-Tour ...
Schon lange hatte ich beschlossen, dieseSonnenfinsternis von Libyen aus zu beobachten das weniger touristisch erschlossen ist. Über eine Suchmaschine fand ich dann diese Reisen nach Libyen.
Mit einer kleinen Gruppe, 16 Leute aus der ganzen Republik, flogen wir von Frankfurt nach Tripolis. Ohne Probleme ging es durch die Kontrollen am Flughafen. Der erste Teil der Reise widmete sich der Kultur im Norden des Landes. In Tripolis besuchten wir den aus der römischen Zeit stammenden Marc Aurel Triumphbogen. Sehr interessant war ein Bummel durch den Basar, Suk At-Turc und insbesondere die Gasse mit den Kesselschmieden, wo aus Kupfer und Messing Kessel und Teller geschmiedet werden. Gleich am ersten Tag stellten wir fest, dass Kadhafi überall gegenwärtig ist, Plakate zeigen ihn in der Regel mit Sonnenbrille und Turban.
Eine der Höhepunkte der Reise war der Ausflug nach Leptis Magna, eine riesige Stadt gegründet von den Karthagern, später Teil des römischen Reiches. Heute betritt man die Stadt durch den Triumphbogen und kann auf römischen Straßen durch die Ausgrabung wandern. Sehr eindrucksvoll war auch die Fahrt durch die Cyreneika, eine sehr fruchtbare Gegend Libyens, so eine Landschaft mit Bergen und fruchtbaren Tälern würde man dort nicht erwarten. Hier war der Höhepunkt Kyrene, das 631
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v.Chr. von den Griechen gegründet wurde. Von Benghasi brachen wir frühmorgens auf nach Jalu zum Sonnenfinsterniscamp mitten in der Wüste. Das Camp war genau auf der Zentrallinie aufgebaut. Wir waren sehr überrascht, von dem was da geboten wurde. Es waren mehre hundert Zelte (vom Militär) aufgebaut, in den sogar Matratzen lagen. Für reichlich Essen sorgen zwei
Abb. 3: Der Horizont während der Finsternis
Restaurantzelte. Die Post hatte ein Zelt mit kostenlosem Internetzugang per Satellit aufgebaut und das mitten im Nichts. Das Tourismusministerium hatte auch ein Zelt aufgebaut, in dem es kostenlose Broschüren und Plakate gab (für irgendetwas muss die ,,Sonnenfinsternissteuer" verwendet worden sein ...). Auch Sponsoren waren vertreten, so dass man Testfahrten mit einem bayrischen Geländefahrzeug unternehmen konnte. Nachts wurde zur Feier ein Feuerwerk gezündet, es gab Musik, ein richtiges Fest zur Feier des einzigartigen Ereignisses. Die Organisatoren hatten logistisch einiges auf die Beine zu stellen: Es wurden z.B. Busse aus Ägypten ausgeliehen, um die vielen Besucher zum Camp zu transportieren.
Schon der Abend vor der Finsternis glänzte mit perfektem Wetter und der Morgen fing genau so an. So wurde die Finsternis ein perfektes Erlebnis: Die Venus konnte man schon eine halbe Stunde vor der Totalität sehen. Auf dem Sandboden konnten wir die fliegenden Schatten erkennen. Der Mondschatten war plötzlich da. Wir
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Abb. 4: Der Mondschatten zieht über die Beobachter hinweg.
Abb. 5: Das Sonnenfinsternis-Camp bei Jalu bedeckte ein riesige Fläche. Abb. 6: Die Beobachter verteilten sich mit ihren Instrumenten über das ganze Lager. Abb. 7: Eine geländegängige Sternwarte ... hatten einen langen Brillantringeffekt bis die Korona erschien. Die 4 Minuten gingen so schnell um. Um uns herum, war der erleuchtete Horizont sichtbar. Insgesamt ein spektakuläres Erlebnis. Nun startete unsere Reise in die Wüste. Auf der Straße Richtung Süden konnten wir die Rohre für das Wasserprojekt sehen. Riesige Rohre werden verlegt, die fossiles Wasser an die Küste transportieren. Bei der Fahrt durch die Wüste machten wir eine Pause an einem Berg, der mit verstei-
nerten Muscheln übersäht war. Dann passierten wir ein abgestürztes Flugzeug und einen Fahrzeug, das hier liegen geblieben war. Kurz vor unserem Ziel änderte sich die Landschaft, die Farbe des Sandes ging in schwarz über. Plötzlich standen wir auf dem Plateau, gleichzeitig Kratertand, und hatten eine herrliche Aussicht auf eine bizarre Landschaft: Waw an Namus. In Mitten dieses schwarzen Kraters liegen verschieden farbige Seen, tiefblau und rotbraun, umgeben von Schilf und Palmen. In der Mitte erhebt sich ein Berg.
Auf unserer Fahrt durch die Wüste kamen wir an eine Stelle mit Steinmännchen, wo wir auch ein neu erstelltes Motiv zur Sonnenfinsternis fanden.
Die Fahrt ging zunächst entlang von Sanddünen und durch Felder von Kamelmelonen. Dann änderte sich die Wüste. Der Sand erschien eher rot und war bedeckt von schwarzen Steinen. Irgendwie hatte man den Eindruck Marslandschaft zu erleben. In der Mittagshitze kamen wir dann im Wadi Mathendous an, in dem man ca. 10.000 Jahre alte Felsgravuren besichtigen kann. Sehr eindrucksvoll sind eine Herde von Giraffen und ein Krokodil.
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Abb. 8: Die schmale Mondsichel mit dem Erdschein über dem Dünenkamm
Der abschließende Höhepunkt waren dann die Mandara Seen: Seen umrahmt von Palmen inmitten einer Dünenlandschaft. Ein faszinierender Anblick, der sich uns dort bot.
Abb. 9: Der Berg in der Mitte des
Kraters Waw an Namus
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50 S o n n e n f i n s t e r n i s
Von der schwarzen Oase zur schwarzen Sonne der Sahara
von Werner E. Celnik, Otto Guthier und Uwe Reimann
,,Müssen wir uns gleich in Schale schmeißen? Für die Jungs ist es doch heut' wie Weihnachten und Ostern zugleich." Es ist 6:30 Uhr früh am 29. März 2006. Ludger und Manni unterhalten sich noch flüsternd in ihrem Zelt, bevor sie in die heute nicht so beißende Morgenkühle der libyschen Wüste hinaustreten. Otto muss an sich halten, um nicht loszuprusten... Aber sie haben recht: Heute ist der Tag. Der Tag, auf den wir uns so lange vorbereitet hatten. Der Tag, für den wir so viele Strapazen auf uns genommen haben. Zwölf Tage sind wir nun schon
unterwegs. 3.800 km liegen hinter uns. Davon an die 800 km durch quasi wegloses Gelände. Durch Steinwüste und Tiefsand, über übelste Wellblechpisten und tischebenes Naturgelände. Wir sind mit vier privaten Geländewagen unterwegs: Ludger und Manni mit ihrem Nissan Terrano, Alfred und seine Frau mit einem Toyota Landcruiser J120, Jörn bei Uwe mit seinem Mercedes G, Otto begleitet Werner in seinem Landcruiser J95 (Abb. 5). An der
tunesisch-libyschen Grenze waren noch die beiden
libyschen Guides mit ihrem hoch-
Abb. 4: Briefmarkenblock der libyschen Post zur SoFi 2006.
betagten und deshalb extrem pannenanfälligen Landcruiser HJ60 zu uns gestoßen. Für die Greenhorns Werner, Otto und Uwe und deren Fahrzeuge sowie für Jörn ist dies die erste richtige Saharatour. Aber sie sollten sich gut schlagen: Kein Festfahren, keine Pannen, keine zerfetzten Reifen, auch wenn es manchmal richtig krachen sollte. Die anderen vier Reiseteilnehmer haben schon mehrere Sahara-Reisen hinter sich und kennen sich auch von früher. Bei uns Neulingen sorgt dies für ein beruhigendes Gefühl während dieser nicht ganz risikolosen Expedition: Mehrfach haben lediglich die GPS-Navigation und gutes Kartenmaterial uns den richtigen Weg finden lassen. Und für eine evtl. Panne war stets Unterstützung da. Wir kommen über die Sahara-,,Großstadt" Sebha und nehmen an der für längere Zeit letzten Tankstelle in Timsah jeder 250 bis 300 Liter Benzin und 80 bis 100 Liter Wasser auf. Damit sind Uwes ,,G" und Werners J95 mit 2,8 bis 3 Tonnen die schwersten unserer Fahrzeuge. Der Landcruiser ist zwar etwas leichter hat aber mehr Gepäck an Bord: Neben Kraftstoff, Wasser und Lebensmitteln sowie der obligatorischen Zelt- und Sahara-Ausrüstung gilt es ja noch die astronomischen Geräte samt Zubehör mitzuführen ... Zwei Tage benötigen wir von Timsah bis zum geheimnisvollen ,,Waw an Namus" - der schwarzen Oase, unserem ersten Hauptziel. Zunächst kreuzen wir aber die nordwestliche Grenze der Totalitätszone (Abb. 5). Geschafft! Von hier an könnten wir die totale Sonnenfinsternis wenigstens kurz sehen. Wir scherzen, dass wir nun zur Zentrallinie laufen könnten, falls noch
VdS-Journal Nr. 21
Abb. 1 (Hintergrund): Die libyschen Sanddünen zählen zu den schönsten der Erde. (Aufn. W.E.Celnik)
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etwas passieren sollte... Die Weiterfahrt weit abseits der ,,offiziellen" Piste führt uns abwechselnd durch Weichsand- und Steinwüste, was mit Reifendruckreduzieren und -wiederauffüllen verbunden ist. Als wir schließlich vom östlichen bis zum südlichen Horizont der weißgelben Sandwüste ein schwarzes Band auftauchen sehen (Abb. 6), halten wir unsere Fahrzeuge an. ,,Wo ist denn nun der Krater?" ,,Das alles ist er!" Wir sind baff. Nach der Lektüre des von dem deutschen Astronomen Benjamin Richter verfassten Buch [1] hatten wir uns die wahre Größe dieses urzeitlichen, längst erloschenen Vulkans offenbar nicht vorstellen können. Wir fahren weiter, hinter Ludger her, der nun richtig Gas gibt und den an Steilheit nur leicht zunehmenden, aber recht sandig werdenden schwarzen Kraterwall erklimmt. Dann sind wir oben, halten spontan an, steigen aus und zumindest wir Neulinge stehen sprachlos da! Wir befinden uns auf dem etwa 11 km umfassenden Kraterwall und haben einen richtigen ,,Mondkrater" vor uns - mit flachem Kraterboden und Zentralberg (Abb.
9). Das gleichförmige Bild des mit schwarzer Vulkanasche überzogenen Kraters wird durch vereinzelte helle Sandfelder aufgelockert, was in seinem Zusammenspiel wunderbare Schattierungen erzeugt. In den flachen, 90-100 m tiefen Boden sind mehrere sichelförmige Seen eingelassen, die in Farben von Blau, Cyan und sattem Orangerot leuchten. Die Seen umschließen nicht vollständig den von tiefen Erosionsfurchen durchzogenen, 130 m hohen Zentralkegel von rostroter Farbe, der an seinem Gipfel einen 150 m tiefen Vulkanschlot beherbergt. Es dauert lange, bis wir uns von diesem Anblick losreißen und zu unserem Lagerplatz ca. 1/3 Umfang weiter auf der Ostseite weiterfahren. Hier werden wir die Nacht verbringen. Doch zuvor wandern wir ins Kraterinnere, besichtigen einige Seen und besteigen den Gipfel des Zentralberges. Es ist heiß und anstrengend, aber der ,,Mückenkrater", was ,,Waw an Namus" übersetzt heißt, wird seinem Namen glücklicherweise nicht ganz gerecht. Dieser erste Höhepunkt unserer Reise wird uns wohl noch lange im Gedächtnis bleiben.
Am nächsten Morgen geht es weiter querbeet in Richtung Südost: Bereits nach zwei Stunden gibt Uwe über Bordfunk bekannt: ,,Noch 500 m, dann sind wir auf der Zentrallinie!" Hurra! Geschafft! Wir sind mehr als rechtzeitig da! Auf 18 Grad 05' 34'' östl. Länge und 24 Grad 37' 32'' nördl. Breite. Nun haben wir noch zwei Tage Zeit uns auf das große Ereignis vorzubereiten: Ein Lager für mehrere Tage einrichten, parallaktische Montierung und Teleskope aufstellen und ausrichten. Etwas DeepSky-Beobachtung können wir in der ersten Nacht betreiben, das zeigt gleichzeitig, wie gut die Montierung nach der Rappelei auf dem Dachträger funktioniert. In der zweiten Nacht machen wir's kurz, denn morgen früh wollen wir fit sein. ,,Weihnachten"? Tja, irgendwie schon. Wir sind ziemlich aufgeregt, für Werner ist es die zweite, für Otto die erste totale Sonnenfinsternis, die er unter einem klarblauen Himmel erleben kann. Während wir die Instrumente und Kameras einem letzten Check unterziehen und Uwe seine drei Videokameras bereit macht, machen es sich die anderen (die sich eigentlich gar
Abb. 5: Auf dem nordwestlichen Rand der Totalitätszone das obligatorische Gruppenbild mit den Hauptakteuren der Reise. (Aufn. W.E. Celnik)
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Abb. 7: Spuren im Sand und totale Sonnenfinsternis am 29.3.2006, 10:15 UT, Kamera Kiev 60 mit Objektiv 1:3,5/30mm, Arbeitsblende 5,6, 2 s belichtet auf Farbdiafilm Fujichrome ISO 100, Format 6x6, fest stehende Kamera, Blickrichtung Süd, Merkur und Venus im Südwesten, Beobachtungsort Libyen, 18 Grad 05' 34'' Ost, 24 Grad 37' 32'' Nord, Aufnahme von Otto Guthier und Werner E. Celnik, Bildbearbeitung W.E.Celnik
nicht vorstellen können, was sie erwartet) wie in einem Kinosaal gemütlich - stellen die Stühle in einer Reihe nebeneinander Richtung Süden auf. Irgendwie witzig. Gar nicht witzig fallen dagegen unsere technischen Prüfungen aus. Auf der Takahashi EM 200B Montierung, die übrigens tadellos funktioniert, montieren wir in der Mitte einen Vixen ED 115S
Refraktor mit 890 mm Brennweite (Abb. 10). Hier wollen wir mit einer Canon 300D Digitalkamera hoch auflösende Aufnahmen der Kontakte und der inneren Korona gewinnen. Leider haben wir Probleme den Fokus zu finden, das Bild will einfach nicht scharf werden, obwohl im Sucher alles ok scheint. Rechts neben dem großen Refraktor haben wir einen 80-
mm-Fraunhofer-Achromaten mit 900 mm Brennweite montiert, der ausschließlich der visuellen Beobachtung dienen soll. Gegenüber ist ein 1:4,0 / 350 mm ZeissTeleobjektiv befestigt, versehen mit einem 2x-Telekonverter aus demselben Hause und einem Hasselblad 203FE-Gehäuse. Hiermit sollte eine vollautomatische Zeitreihe auf 6x6-Farbdiafilm mit Belichtungszeiten
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Abb. 8: Totale Sonnenfinsternis am 29.3.2006, Korona mit größter Ausdehnung, stark bearbeiteter Bildausschnitt aus Abb. 7. Größte nachgewiesene Ausdehnung der Korona ca. 10,4 Grad (mehr als 41 Sonnenradien) nach ekliptikal Ost sowie West. Komposit dreier Aufnahmen mit 1s, 2s und 4s Belichtung mit 30-mm-Objektiv, Blende 5,6, auf Fujichrome ISO 100 Farbdiafilm. Aufnahmen Otto Guthier, und Werner E. Celnik, Bildbearbeitung W.E.Celnik.
von 1/250 bis zu 8 s angefertigt werden. Zuhause hatte alles geklappt. Mehrfache Tests der Zeitreihe zeigen nun jedoch: Es funktioniert jetzt nicht, die Kamera bleibt immer irgendwo in der Mitte der Reihe stecken. Das bedeutet Zeitverlust bei der Fotografie, denn nun muss die Zeitreihe mit einem anderen Gehäuse manuell durchgeführt werden. Nachdem die Aufnahmen an der Montierung abgeschlossen sind, sollen mit einer Kiev 60 und einem Superweitwinkelobjektiv 1:3,5 / 30 mm auf 6x6-Farbdiafilm verschiedene manuelle Belichtungen durchgeführt werden. Mit einer vierten 6x6-Kamera dazu
eine Mehrfachbelichtungsreihe mit partiellen Phasen und Korona nebeneinander auf einem Bild. Das alles hört sich kompliziert und nach viel an. Ist es auch. Zuviel, wie sich herausstellen wird. Die partielle Phase läuft bereits, da muss Werner das Auto als Windschutz dicht vor die Montierung fahren, denn der immer stärker werdende Nordostpassat weht den feinen Sand überallhin, auch in die Optiken und Kameras, und in unsere Augen. Der entscheidende Moment rückt näher. Das Umgebungslicht verändert sich, es wird schwach und fahl, kontrastlos. Venus erscheint am Taghimmel. Der
Südwesthimmel beginnt sich dunkelblau, am Horizont gelblich zu verfärben. Da ruft Uwe: ,,Fliegende Schatten!" Werner steht neben dem am Boden vor seiner 300D knienden Otto am Okular des kleinen Refraktors und blickt auf den Sandboden. Tatsächlich, helle und dunkle Bänder huschen im Abstand von ca. 10 cm über die halbwegs glatte Fläche. Plötzlich wird es rapide dunkler. Der Sonnenfilter vom Beobachtungsrefraktor ist längst entfernt. Der 2. Kontakt!! Das erste Mal visuell am Teleskop beobachtet. Fantastisch anzusehen das Farbenspiel vom Perlschnurphänomen über die rot leuchtende Chromosphäre mit
Abb. 9: Der urzeitliche Vulkankrater Waw an Namus, Panoramaaufnahme vom Nordwestrand des Kraterwalls aus (Aufn. W.E. Celnik)
Abb. 6 (Hintergrund): Erwartungsvolle Rast vor dem Anstieg zum Waw an Namus (Aufn. W.E.Celnik)
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Abb. 10: Otto Guthier bei den vorbereitenden Einstellungen mit der Digitalkamera am 115-mm-Refraktor, im Vordergrund parallel montiert das 350-mmTeleobjektiv (Aufn. W.E. Celnik)
den Protuberanzen bis zur am Sonnenrand recht hellen, blassblau strahlenden Korona mit ihren feinen Strukturen! Otto fotografiert bereits wie wild, konzentriert sich voll auf das ausgetüftelte Belichtungsprogramm. Als er dies beendet hat springt er zu seiner zweiten, stativmontierten Kamera, um die Superweitwinkelaufnahmen zu machen. Werner beginnt derweil mit der Belichtungsreihe am Teleobjektiv: ... 1/2 s ... 1s ... 2 s ... Wie sieht das Bild eigentlich im Sucher aus? Schwarz! Alles Schwarz!! Das kann doch nicht sein! Wieso das?! ... Der Objektivdeckel ist noch drauf!!! Also den abnehmen und noch einmal von vorne. Gut, dass Werner den langen Film eingelegt hat, nun sind noch ausreichend freie Bilder auf dem Film... Fertig. Ein kurzer Blick auf die Uhr zeigt: Es ist schon über die Hälfte der Totalität vorüber! Uwe ruft auch schon: ,,...noch zwei Minuten!" Werner greift zum bereit liegenden bildstabilisierten 15x50-Feldstecher. Himmel, ist das schön! Der Strahlenkranz der Korona! Sehr hell am Sonnenrand wird sie außen schnell schwächer und zieht sich in recht symmetrischen Streamern zu beiden Seiten nach Ost und West hin. Das aschgraue Mondlicht ist deutlich erkennbar! Der 25 Grad westlich stehende Merkur ist weder mit bloßem Auge zu erkennen noch mit dem Feldstecher sofort zu finden. Otto beginnt zu schimpfen, ist immer noch über seine Kamera gebeugt. Irgendetwas funktioniert nicht. Werner ruft ihm zu: ,,Kamera weg! Nach oben schauen!!" Auch Otto genießt nun die letzte Minute der totalen Verfinsterung. Beim 3. Kontakt ist schon (fast) alles vorüber. Auf fliegende Schatten achten
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Otto und Werner jetzt nicht, obgleich Uwe alle Beobachter wieder rufend darauf aufmerksam macht. Der schnelle Lichtwechsel ist einfach zu packend. Wir betrachten den Himmel. Der dunkle Mondschatten ist nach Nordost weitergezogen, im Südwesten wird es hell. Auch die Umgebungshelligkeit nimmt wieder schnell zu. Die totale Finsternis ist zu Ende. Wir machen nicht viele Worte, umarmen uns. Es war fantastisch! Dafür sind wir hierher gekommen ... Ein schneller Blick auf die Digitalaufnahmen ist enttäuschend. Völlig unbrauchbar. Und zwar aus zwei Gründen. Durch das eingangs beschriebene Fokusproblem sind alle Bilder unscharf. Und: Der Sonnenfilter steckt immer noch auf dem Refraktor! Er wurde in der Aufregung vergessen abzunehmen, also sind auch alle Aufnahmen unterbelichtet, was aber nun auch egal ist. Die Reihenaufnahme mit Korona und partiellen Phasen ist ebenfalls unbrauchbar, da versehentlich der Film zwischendurch transportiert wurde. Aber wie sich später herausstellen wird, sind sowohl die Superweitwinkel- (Abb. 7 und 8) als auch die Teleaufnahmen (Abb. 11) gelungen! Das Endergebnis wird dann am heimischen PC erstellt werden. Die anderen Beobachter (die ,,Kinobesucher") sind ebenfalls begeistert. Sie zeigen uns ihre Koronaaufnahmen, mit einer einfachen Digital-Sucherkamera aus freier Hand ,,geschossen", ganz toll geworden! Auch Uwe hat schöne Videosequenzen gedreht: Eine Kamera filmte unsere Gruppe und den Himmel während der Finsternis und hielt dabei auch unsere Begeisterung fest. Wir räumen nun auf, doch erst der Abend
bringt uns beim Geschichtenerzählen am lodernden Lagerfeuer die Entspannung. Nach diesem absoluten Höhepunkt ist unsere Reise noch lange nicht zu Ende. Es gäbe noch viel zu berichten von den Sanddünen-Fahrten zu den Mandara-Seen, der Besichtigung der Altstadt von Tripolis oder den alten römischen Städten Leptis Magna uns Sabrata.
Fazit Wir hatten uns zuviel ,,Programm" vorgenommen. Jeder Beobachter sollte nur eine, eine knapp bemessene und genau definierte Aufgabe erhalten. So kann er sich darauf konzentrieren und die Gefahr, etwas zu vergessen oder Fehler zu machen, wird reduziert. Das Programm muss vor Reiseantritt mit Stoppuhr und genau den Instrumenten getestet werden, die auch bei der Sonnenfinsternis verwendet werden sollen. Ersatzgeräte sind mitzuführen, falls eines versagen sollte. Z. B. wegen Kälte, Feuchtigkeit, Trockenheit, Sand oder Transportschäden. Nichtsdestotrotz: Auch wenn nicht alles geklappt hat, wir haben einige wertvolle Ergebnisse zustande gebracht. Aber von weit höherem Wert ist das Erlebnis, das uns vergönnt war - die schwarze Sonne der Sahara.
Literaturhinweise: [1] N. B. Richter, 1958: ,,Auf dem Wege zur
schwarzen Oase", Nachdruck belleville Verlag, München, 2003 [2] G. L. Pellet, 1998 : ,,Eclipse Photography in the Digital Age", Sky and Telescope 1/1998, 117 [3] W. E. Celnik, 1999: ,,Digitale Bildbearbeitung mit Standardprogrammen am PC", VdS-Journal für Astronomie Nr. 2, Frühjahr 1999, 41 [4] M. Hamilton, 2006 : ,,Unmasking Eclipse Details with Photoshop", Sky and Telescope 5/2006, 100
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Streulichtschutz durch Irisblende hinter dem Okularauszug
von Ulli Vedder
Abb. 1: Das 12-Zoll-Reiseteleskop fertig aufgebaut. Gut zu sehen sind der rundum offene obere Tubus und die feste Blende gegenüber dem Okularauszug.
Es ist bekannt, dass Streulichteinfall in den Okularauszug eines Teleskops den Kontrast der Abbildung und die Bildqualität erheblich verschlechtern kann. Daher ist es wichtig, den Okularauszug vor Streulichteinfall zu schützen. Insbesondere gilt dies für Teleskope, die aufgrund ihrer Bauweise anfällig für Streulichteinfall sind, zum Beispiel Leichtbau-Dobsons wie mein 12-Zoll-Reiseteleskop: Das gesamte Teleskop wiegt ca. 10 kg und kann zum Transport auf ein Paket von ca. 44 cm x 44 cm x 14 cm verpackt werden, es passt dann mitsamt der Höhenräder in einen Hartschalenkoffer. Die Stangen werden extra in einem Kunststoffrohr verpackt transportiert. Bedingt durch die Notwendigkeit, möglichst leicht zu bauen und ein geringes Packvolumen zu erzielen, besteht der obere Tubus im wesentlichen aus einem Ring, der die Fangspiegelspinne trägt und an dem ein Brett mit dem Okularauszug befestigt ist. Die Streulicht abschirmende Wirkung eines rohrförmigen Tubussegmentes, wie es bei konventionell aufgebauten Dobsonteleskopen üblicherweise verwendet wird, steht hier somit nicht zur Verfügung. Auf der dem Okularauszug gegenüberliegenden Seite des Rings ist eine Blende montiert, diese dient zur Abschattung des direkten Umfeldes des Fangspiegels. Während der ersten Erprobung des Teleskops zeigte sich, dass diese Blende zur wirksamen Unter
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drückung von seitlichem Streulichteinfall in den Okularauszug nicht ausreicht. Angeregt durch einen Tipp von Jim Miller aus der amerikanischen ATM-Liste habe ich dann versucht, das Problem durch den Einbau einer stufenlos einstellbaren Irisblende direkt hinter dem Okularauszug zu lösen. Auf dem ATH in Hückelhoven sprach ich Wolfgang Lille diesbezüglich an, und er hatte eine Irisblende in seinem Sortiment, die bei 70 mm Außendurchmesser einen max. freien Durchlass von 50 mm hat und lediglich 7 mm Bauhöhe aufweist. Der kleinste einstellbare Durchmesser der Blende ist ca. 3 mm und das Gewicht von ca. 50 Gramm ist leicht genug, um keine Gleichgewichtsprobleme zu verursachen. Diese Irisblende habe ich an der Rückseite des OAZ- Brettes mit einem Haltering aus Multiplex-Sperrholz befestigt. Die ersten Beobachtungen mit Irisblende zeigten das gewünschte Ergebnis deutlicher als erwartet. Störende Reflexe durch
Straßenlampen etc. werden gänzlich ausgeblendet, der Kontrastgewinn bei hohen Vergrößerungen ist deutlich wahrnehmbar und der Himmelshintergrund wird merklich dunkler. Der Effekt ist sowohl bei hellen Objekten, wie z. B. Saturn, zu beobachten als auch bei lichtschwachen Deep-Sky-Objekten, wie z.B. NGC 891, die sich deutlicher vom Hintergrund abheben. Die Einstellung der Blende ist absolut unkritisch. Man schaut durchs Okular und schließt die Blende soweit, bis eine Abschattung am Rand des Gesichtsfeldes sichtbar wird, dann öffnet man sie wieder ein wenig. Für Teleskope, die bauartbedingt anfällig für Streulichteinfall sind, kann ich die Verwendung solch einer Irisblende als Ergänzung zur konventionellen Blende unbedingt empfehlen. Weitere Fotos und Beschreibungen des Teleskops sind auf der Internetseite http:// www.binodob.de./12_ger.html zu sehen.
Abb. 2: Die Öffnung der Irisblende in drei verschiedenen Einstellungen von ganz geöffnet bis geschlossen
Abb. 3: Der Öffnungsdurchmesser wird mit dem kleinen Hebel stufenlos eingestellt und kann dem Gesichtsfeld des jeweiligen Okulars angepasst werden.
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Mythen und Legenden: ,,Ein Zerodurspiegel ist besser als einer aus Pyrex"
von Stathis Kafalis
Hartnäckig hält sich das Gerücht, dass ein Zerodurspiegel erstens schärfer ist und zweites sofort ohne Auskühlphase scharfe Bilder liefert, und dass Pyrex seinerseits schneller auskühlt als Plattenglas und somit schneller einsatzbereit ist. Was stimmt nun und worauf kommt es wirklich an? Zerodur [1] ist der Handelsname für eine Glaskeramik der Fa. Schott, die praktisch keine Ausdehnung mit der Temperatur erfährt. Sehr ähnliche Eigenschaften hat auch das aus Russland stammende Astrosital, kurz Sital genannt. Da diese Glaskeramiken als Standardmaterial für Spiegelträger aus dem wissenschaftlichen Bereich verwendet werden, gelten Zerodur und Sital als Synonym für höchste Qualität und Präzision. Das im Amateurbereich weit verbreitete Borosilikatglas (Handelsnamen Duran oder Borofloat von Fa. Schott, bzw. Pyrex von Fa. Cornig) hat gegenüber normalem Plattenglas oder BK7 immer noch einen, fast um einen Faktor 3, geringeren Temperaturausdehnungskoeffizienten [2]. Während der nächtlichen Abkühlphase kühlt der Spiegel an seiner Oberfläche schneller aus als im Inneren. Je höher der Temperaturausdehnungskoeffizient ist, um so stärker wird er außen schrumpfen und um so mehr wird er sich gegenüber seinem Urzustand verziehen, ähnlich wie ein heißes Kuchenblech sich verzieht, wenn man punktuell kaltes Wasser drüber laufen lässt. Zerodur wird sich überhaupt
nicht verziehen, Pyrex ein klein wenig und Plattenglas weitaus mehr. Der Effekt tritt um so stärker hervor, je dicker der Spiegel und je ausgeprägter das Temperaturgefälle ist. Ist der Spiegel jedoch vollständig ausgekühlt, nimmt er wieder seine ursprüngliche Form an, egal aus welchem Material er besteht. Ein bei 23 Grad C perfekt parabolischer Spiegel ist nach kompletter Auskühlung auch bei -10 Grad C Kälte perfekt parabolisch, auch wenn er aus einfachem Plattenglas besteht. Wichtig in diesem Zusammenhang ist der Umstand, dass ein warmer Spiegel die Luft über seiner Oberfläche erwärmt und Luftturbulenzen erzeugt, ähnlich wie Luftflimmern über der Herdplatte oder über heißem Asphalt. Solange der Spiegel warm ist, ,,kocht" die Luft über ihm und verdirbt die Bilder, egal wie genau seine Form ist, das gilt auch für Zerodur! Dieses sog. ,,Spiegel-Seeing" trägt nach meiner Erfahrung weit mehr zur Bildverschlechterung bei als der Einfluss der Glasdeformation. Die Auskühlungsgeschwindigkeit selbst hängt von der Wärmekapazität und -leitfähigkeit des Materials ab und diese Stoffeigenschaften sind für alle Glassorten recht ähnlich [2]. Wie schnell der Spiegel sich an die Umgebung anpassen kann, wird demnach weitaus mehr von der Spiegeldicke und der Belüftungssituation beeinflusst. Wie sieht es aber mit der Spiegelgenauigkeit
aus? Auch hier ist nicht das Material entscheidend, sondern das, was der Optiker daraus macht. Wirklich wichtig ist nur, dass das Spiegelsubstrat homogen und hinreichend spannungsfrei ist und sich glatt polieren lässt. Allerdings ist bei der professionellen Optikherstellung und Optikprüfung Zeit gleich Geld und somit ein Substrat mit möglichst geringem thermischen Eigenleben von Vorteil. Die Chance, einen wirklich genauen Spiegel zu bekommen, ist hier um so höher, je höher die thermische Stabilität ist. Das gilt erst recht für Großoptiken von über einem Meter Durchmesser und oft mehr als 15 cm Dicke, deren Herstellungskosten so hoch sind, dass auch das teure Zerodur vergleichsweise wenig ins Gewicht fällt. Ambitionierte Amateurspiegelschleifer greifen heutzutage hingegen auch für Spiegelgrößen von 35 cm und mehr gerne zu 25 mm dünnem Borosilikatglas und warten bei den finalen Messungen etwas bis der Spiegel temperiert ist. Sie werden mit geringem Gewicht, schneller Auskühlung und damit mit minimalen Temperatureffekten belohnt.
Hinweise auf Informationen [1]: http://www.schott.com/optics_devices/
german/products/zerodur/index.html [2]: http://www.fpi-protostar.com/bgreer/
miscpages/properties.htm
SCT ohne Tubusseeing
von Wolfgang Höhle
Jeder SCT-Besitzer kennt das Problem: Der Himmel reißt auf, man will schnell raus und beobachten und kann doch nicht, weil die Abkühlzeit des SCT von weit über einer Stunde einen ausbremst und das Tubusseeing einem die Lust zur Beobachtung verleidet. Abhilfe bringt da natürlich der Einbau von Lüftern, wie ich es auch vor langer Zeit mal beschrieben habe [1]. Aber bei meinem jetzigen C6 wollte ich das mal ganz anders machen, nämlich einen offenen Gitterrohrtubus herstellen. Denn damit erfolgt eine schnel-
lere Abkühlung der Komponenten und ein Tubusseeing wie beim geschlossenen Tubus kann erst gar nicht auftreten.
Im Prinzip ist das ganz einfach Es geht darum, den Rohrtubus nur durch eine ausreichend stabile Gitterrohrkonstruktion
Abb. 1: Die Grundplatte an der
Hauptspiegelzelle
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Abb. 2: Die Aufnahmezelle an der Schmidtplatte
Abb. 3: Die Anschlussstücke an die Hauptspiegelzelle
zu ersetzen und diese exakt zentrisch zwischen die Hauptspiegelzelle und die Schmidtplattenhalterung zu bringen. Die Anschlüsse an diese Komponenten erfolgen dann wie beim Standardtubus durch Rohrstücke (Alu-Ringe), welche an beiden Enden mit der Gitterrohrkonstruktion verbunden sind. Zunächst habe ich mich um die Einzelteile gekümmert. Das sind die Grundplatte an der Hauptspiegelzelle mit den Bohrungen für die Gitterrohrstücke (Abb. 1) sowie die
Abb. 4: Die ,,Helling"
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Aufnahmezelle an der Schmidtplatte (Abb. 2). An den vier Punkten zur Aufnahme der Gitterrohrstücke habe ich entsprechende Aufnahmelaschen angebracht. Diese sind zunächst geklebt und werden dann später noch vergossen. Die Anschlussstücke an die Hauptspiegelzelle (Abb. 3) und die Schmidtplattenhalterung sind ebenfalls aus Aluminium hergestellte Ringe und werden später in die Konstruktion eingeklebt. Das Hauptproblem ist, dass die Gitterrohrkonstruktion exakt zur optischen Achse verläuft. Doch auch
Abb. 5: Die Gitterrohrstücke eingesteckt
das war eigentlich kein Problem, denn ich habe das gesamte Gerät in seinem Ursprungszustand sozusagen als ,,Helling" benutzt (Abb. 4). Zunächst erstmal die Grundplatte und die Aufnahmezelle auf den Tubus gebracht und sie bündig mit der Hauptspiegelzelle bzw. der Schmidtplattenhalterung arretiert. Damit sitzen sie zentrisch und mit ausreichender Genauigkeit. Anschließend werden die Gitterrohrstücke in die Aufnahmen gesteckt, eingeklebt und im Rahmen der Feinarbeit mit Epoxidharz vergossen (Abb. 5). Wichtig ist dabei, dass die Rohrstücke absolut spannungsfrei in den Aufnahmen sitzen, bevor sie verklebt werden. Wenn sie bereits vor der Verklebung klemmen würden, wäre ein Verziehen der Konstruktion später unvermeidlich. Wenn das alles ausgehärtet ist, wird der Gitterrohrtubus abgenommen und an den Klebestellen der Rohrstücke nun die Feinarbeit mit Epoxidharz vorgenommen (Abb. 6). Nun müssen nur noch die Anschlussstücke in die Konstruktion eingeklebt werden, was sicher nicht extra beschrieben werden muss. Ist das geschehen, so bleibt eigentlich nur noch die Einbringung der Gewindelöcher, um die Hauptspiegelzelle und die Schmidtplattenhalterung analog zum geschlossenen Tubus einschrauben zu können. Hier ist noch mal Augenmerk gefragt, denn die beiden Komponenten müssen exakt bündig zur Gitterrohrkonstruktion sitzen, sonst war die genaue Vorarbeit umsonst. Und wenn man falsch bohrt kann es schnell passieren, dass die eine der Komponenten
Am a t eu r t e l esk o pe / S e l bs t b a u 59
Abb. 6: Die Feinarbeit mit Epoxidharz
Abb. 7: Der Testzusammenbau
schief sitzt, was man ja nun unbedingt vermeiden will. Anschließend erfolgt ein Testzusammenbau (Abb. 7), um zu prüfen ob alles auch passt.
Es passt! Letztlich noch etwas Kosmetik in Form einer Lackierung (Abb. 8). Ich habe natürlich wieder einmal meinen Lieblingsfarbbton ,,golden" verwendet. Na, da kann man aber geteilter Meinung sein. Dann noch die Anschlussstücke mit Velours auslegen (Abb. 9). Anschließend
wird die Streulichtunterdrückung verbessert. Bei einem SCT ist die Streulichtunterdrückung relativ einfach, wenn man weiß, wo Streulicht vorrangig Schaden anrichtet: nämlich hauptsächlich innerhalb der beiden Blendrohre. Das große Blendrohr trägt ja auch den Hauptspiegel, und das kleine Blendrohr umschließt den Fangspiegel. Bei beiden wende ich meine ,,Standardvariante" an, indem ich erst mal aus dünnem, schwarzem Karton einen Innentubus
bzw. Außentubus herstelle, diesen dann mit Velours (hier das hervorragende von Protostar) beschichte und den betreffenden Velourstubus anschließend entsprechend einsetze. Hier sieht man mal als Beispiel das kleine Blendrohr innen mit Protostarvelours ausgelegt (Abb. 10) und das große Blendrohr außen mit aufgestecktem Velourstubus (Abb. 11).
Abschließend wird der Handgriff und der Halter für den Peilsucher angebaut (Abb.
Abb. 8: Die Lackierung
Abb. 9: Die Anschlusstücke mit Velours
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Abb. 10: Das kleine Blendrohr innen ausgelegt
Abb. 11: Das große Blendrohr außen mit aufgestecktem Velourstubus
12). Geschafft! Nun ist das Teil fertig und einsatzbereit (Abb. 13).
Fazit Nun, die Abkühlzeit beträgt bei einem Temperaturunterschied (drinnen-draußen) von etwa 20 Grad gerade einmal 20 Minuten. Natürlich werden die üblichen atmosphärischen Einflüsse nicht beseitigt. Aber Tubusseing in der herkömmlichen Art, wie es immer verflucht wird, gibt es nicht mehr. Einfach schön!
Hinweise zu Informationen [1] Meine weiteren Selbstbauten und
Optimierungen auf der FachgruppenWebseite: www.zellix.de/selbstbau/wolfg. htm
Abb. 12: Handgriff und Halter für Peilsucher
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Abb. 13: Fertig und einsatzbereit
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Wo? Astronomiemuseum der Sternwarte Sonneberg Sternwartestr. 32 D-96515 Sonneberg (Thür.) Tel.: 03675/81218 (Herr Weber) Fax: 03675/81219 e-Mail: astromuseum@yahoo.de web: www.stw.tu-ilmenau.de/museum
62 Am a t eu r t e l esk o pe / S e l bs t b a u
Docter 8x42 B/CF und Zeiss Conquest 8x40 T*
- zwei interessante Ferngläser für die Himmelsbeobachtung
von Frank Schäfer
Im VdS-Journal Nr. 15 wurden drei 10x50Ferngläser mit Blick auf ihre Eignung für die Himmelsbeobachtung verglichen. Zwei der Ferngläser waren Porromodelle, welche schon aufgrund ihrer Konstruktion recht groß und schwer ausfallen. Das dritte Fernglas war ein sehr gutes Dachkantmodell, welches mit seiner kompakteren Bauweise für Beobachtungen aus der freien Hand geeigneter erscheint, leider aber auch recht teuer ist. Nun geht es zumindest mir so, dass der Kauf eines sehr guten Fernglases für nicht gerade wenig Geld in dem Moment etwas leichter fällt, wenn das Fernglas neben der Himmelsbeobachtung auch für andere Zwecke genutzt werden kann. Sei es zum Wandern, auf Reisen oder im Urlaub, ein gutes Fernglas kann man eigentlich immer gebrauchen. Ein 10x50 mit Porroprismen, Einzelokulareinstellung und 1,4 kg Gewicht hänge ich mir nur ungern um den Hals und so liegt es nahe, ein leichtes Universalglas zu suchen, welches für Beobachtungen am Tag und bei Nacht gleichermaßen gut geeignet ist. Beobachtet man längere Zeit freihändig, dann macht sich mitunter schon bei einem 10x50 das Zittern der Hände störend bemerkbar. Das ist einer der Gründe, warum ich bei der Himmelsbeobachtung immer öfter zu einem 8x42 greife und das 10x50 zu Hause bleibt. Ein zweiter Grund ist das größere reale Sehfeld bei einem guten 8x40 oder 8x42 mit Weitwinkelokularen, was gerade bei Streifzügen durch die Milchstraße eine Menge Spaß macht. Der reizvolle Kontrast zwischen den vielen Sternwolken und Dunkelregionen in unserer Milchstraße kommt erst dann richtig zur Geltung, wenn sich unter einem dunklen Nachthimmel zu einer sehr guten Optik auch ein großes Sehfeld gesellt. Ich habe nun über viele Jahre den Sternhimmel mit meinem Teleskop beobachtet, aber nichts fasziniert so, wie eine Wanderung mit einem guten Fernglas durch die Pracht der Sommermilchstraße. Eine Unzahl glitzernder Sterne auf samtschwarzem Grund, die schwach schimmernden Gasnebel im Sternbild Schwan oder Schütze und die tiefe Schwärze der Dunkelwolken, welche das Band der Milchstraße abrupt unterbre-
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chen, sind eigentlich Grund genug, warum ein gutes Fernglas im Astrokoffer auf keinen Fall fehlen sollte.
Zwei Kandidaten im Vergleich Mit diesem Beitrag möchte ich zwei Ferngläser vorstellen, die neben der ,,normalen" Nutzung bei Tag auch sehr gut für astronomische Beobachtungen zu gebrauchen sind: das relativ neue Zeiss Conquest 8x40 T* und das Docter-Optik 8x42 B/CF (Abb. 1). Beide Ferngläser sind Modelle mit Dachkantprismen und einer echten Innenfokussierung, was sie von den Abmessungen recht kompakt gestaltet und eine solide Abdichtung gegen Witterungseinflüsse verspricht. Das Gewicht der zwei Ferngläser liegt deutlich unter den Werten, die gängige 10x50Porrogläser auf die Waage bringen, und so kann man sich eins der 8-fach vergrößernden Dachkantgläser auch auf Wanderungen um den Hals hängen, ohne frühzeitig den Spaß an der Naturbeobachtung zu verlieren. Das Docter-Fernglas wiegt 802 g und das Zeiss Conquest bringt es auf 807 g (ohne Trageriemen und Schutzdeckel). Das Fernglas von Docter-Optik wird mit Trageriemen und Okularschutzdeckel aber ohne Tasche geliefert, beim Zeiss Conquest sind Trageriemen, Okularschutzdeckel und eine Corduratasche im Lieferumfang enthalten. Eine Ledertasche fürs Docter Fernglas ist lieferbar, muss aber extra bezahlt werden. Beide Ferngläser sind gummiarmiert, was für einen gewissen Schutz gegenüber mechanischen Belastungen sorgt. Sowohl das Zeiss als auch das Docter Fernglas sind mit Brillenträgerokularen ausgestattet und beide verfügen über verstellbare Augenmuscheln. Mit der Brille auf der Nase kann ich problemlos das Conquest nutzen, beim Docter Fernglas muss ich etwas dichter ans Okular rücken, was aber zu keiner Beschränkung des Sehfelds führt. Da die Eignung eines Fernglases für Brillenträger individuell recht unterschiedlich eingeschätzt wird, kommt man um einen Test vor dem Kauf ohnehin nicht herum. Der Mitteltrieb läuft beim Docter 8x42 B/CF sanft und präzise, beim Zeiss 8x40 Conquest ist er
etwas zu schwergängig, was ein präzises Fokussieren nicht immer einfach gestaltet. Die Dioptrienkorrektur sitzt beim Docter Fernglas zwischen Fokussierrad und Gehäuse. Die nach oben zeigende Nase stört etwas und beim Fokussieren kann sich die Dioptrienkorrektur auch mal unabsichtlich verstellen. Beim Conquest ist die Dioptrienkorrektur am unteren Ende der Knickbrücke angeordnet.
Die Optik bei Tag und bei Nacht Mit einer Austrittspupille von 5 bzw. 5,25 mm kann man beide Ferngläser auch dann gut für astronomische Beobachtungen nutzen, wenn man keinen dunklen Landhimmel zur Verfügung hat. Im Vergleich zu einem 7x42 oder 8x56 wird der Himmelshintergrund etwas abgedunkelt, was den Kontrast erhöht. Beide Ferngläser kommen mit einer Mehrschichtvergütung auf allen Glas-LuftFlächen, sie nutzen Dachkantprismen mit einem Phasenkorrekturbelag und zeigen bei Tag ein farbneutrales, kontrastreiches und im Bildzentrum sehr scharfes Bild. Das Sehfeld wird vom Hersteller mit 131 m / 1.000 m beim Docter Fernglas und mit 120 m / 1.000 m beim Zeiss Conquest angegeben. Die Unterschiede beim Sehfeld sind in der Praxis geringer als man auf den ersten Blick vermuten könnte, und das etwas kleinere Sehfeld beim Conquest ist aus meiner Sicht kein allzu großer Nachteil. Etwas auffälliger sind die Unterschiede bei der Bildhelligkeit. Das Conquest zeigt vor allem in der Dämmerung ein helleres Bild, aber auch hier sind die Unterschiede nicht so groß, dass ich allein wegen der Transmission eine Kaufentscheidung fällen würde. Die Streulichtunterdrückung ist bei beiden Ferngläsern recht gut gelungen, aber keins der Ferngläser erreicht die Qualität eines Zeiss Victory FL. Bei Preisen für das Docter und das Conquest, die deutlich unterhalb der heute für Top-Ferngläser zu zahlenden Beträge angesiedelt sind, kann man leichte Schwächen in Form von Reflexen bei Gegenlicht oder bei Beobachtungen in der späten Dämmerung verschmerzen. Gelegentlich richtet man
Am a t eu r t e l esk o pe / S e l bs t b a u 63
sein Fernglas auch mal auf den Mond, um vielleicht eine helle Sternbedeckung oder eine schöne Konstellation zwischen Mond und Planeten zu verfolgen. Dann ist es ärgerlich, wenn störende Reflexe den Spaß an der Beobachtung trüben. Ein Fernglas mit einer wirksamen Unterdrückung von Streulicht und einer sehr guten Mehrschichtvergütung auf allen Glas-Luft-Flächen hat hier natürlich seine Vorteile. Beide Ferngläser zeigen das aschgraue Mondlicht bei Halbmond sehr deutlich, das Docter Fernglas zeigt einen etwas auffälligeren und das Conquest einen schwachen Reflex, wenn sich der Mond im Sehfeldzentrum befindet. Beim Docter Fernglas treten zusätzlich sehr schwache, balkenförmige Reflexe auf, welche an der Dachkante des Prismenumkehrsystems entstehen, praktisch aber nicht stören. Auch hier sehe ich keinen so großen Unterschied zwischen den zwei Ferngläsern, um eins der beiden zu favorisieren. Für astronomische Beobachtungen sind neben Transmission und Kontrast die Güte der Sternabbildung und die Abnahme der Schärfe vom Zentrum zum Sehfeldrand wichtige Eigenschaften. Ein richtig gutes Astroglas (auch ein 8x40 oder 8x42 kann ein solches sein) sollte im Zentrum des Sehfelds Sterne als die berühmten Nadelpunkte auf schwarzem Grund zeigen. Die Mittenschärfe und die Schärfe im direkt wahrgenommenen, zentralen Bereich des Sehfelds sind bei beiden Ferngläsern tadellos. Auch helle Sterne wie Atair oder Deneb lassen sich im Fokus sehr gut auf nahezu punktförmige Objekte reduzieren. Da habe ich schon einige Ferngläser erlebt, die mit dieser Aufgabe größere Probleme haben. Bei der Bewertung der Randunschärfe muss man vorsichtig sein, da hier die eigenen Augen natürlich zu einer recht subjektiven Einschätzung führen. Des Weiteren muss man beim Vergleich die unterschiedlich großen Sehfelder berücksichtigen. Das Docter Fernglas zeigt eine recht auffällige Unschärfe im Randbereich (für meine Augen sind das die äußeren 20 % auf den Radius des Sehfelds bezogen). Allerdings führe ich das zu einem großen Teil auf die Bildfeldwölbung zurück, da ich Sterne auch im Randbereich durch Nachfokussieren nahezu punktförmig sehen kann. Ein jüngerer Beobachter als ich, der die durch Bildfeldwölbung hervorgerufene Randunschärfe in einem größeren Maß durch Akkommodation mit den eigenen Augen ausgleichen kann, wird möglicherweise zu einem anderen
Abb. 1: Docter-Optik 8x42 B/CF und Zeiss Conquest 8x40 T* mit dem im Lieferumfang enthaltenen Zubehör
Ergebnis kommen und dem Docter Glas eine sehr gute Randschärfe bescheinigen. Beim Conquest ist die Randunschärfe nicht so stark ausgeprägt, dafür hat es auch ein kleineres Sehfeld. Da man ein 8x40 oder 8x42 meist freihändig verwendet und das zu beobachtende Objekt ohnehin im Sehfeld mittig platziert, ist die Unschärfe im Randbereich bei beiden Ferngläsern kein großes Problem.
Fazit Das Docter Fernglas ist mit leichten Schwächen bei Randschärfe und Transmission für einen Listenpreis von 690 Euro auf jeden Fall eine Empfehlung wert. Die Mittenschärfe ist hervorragend und am Sternhimmel macht das Fernglas eine Menge Spaß. Das Conquest zeigt insbesondere in der Dämmerung und am Sternhimmel ein etwas helleres Bild, hier spielen die Abbe-König-Prismen und die sehr gute Mehrschichtvergütung ihre Vorteile aus. Bei Tagbeobachtungen können an kontrastreichen Objekten Farbsäume abseits der Bildmitte störend in Erscheinung treten, welche beim Docter Fernglas zwar ebenfalls vorhanden, aber nicht so auffällig sind. Beide Ferngläser zeigen sich etwas anfällig für diffuse Aufhellungen im Sehfeld, wenn man in tiefer Dämmerung einen dunklen Waldrand beobachtet oder dasselbe bei tief stehendem Mond tut. Aber mit solchen Problemen hat auch manch deutlich teure-
res Fernglas zu kämpfen, so dass hier aus meiner Sicht keine zu harte Kritik angesagt ist. Ob man sich am Ende für das größere Sehfeld des Docter 8x42 oder für die etwas bessere Transmission des Conquest 8x40 entscheidet, das ist Geschmackssache. Beide Ferngläser sind für Tag- und für Himmelsbeobachtungen sehr gut geeignet. Bei den Firmen Intercon-Spacetec, DocterOptik und Carl Zeiss möchte ich mich für die freundliche Bereitstellung von Testgläsern herzlich bedanken.
FLEDERMÄUSE
Tut mir leid, Kos! Keine Sonnenbeobachtung möglich! Ich habe hier eine fünfköpfige Familie, die ich unter keinen Unständen stören will!!!
VdS-Journal Nr. 21
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Leserzuschrift zu dem Beitrag von S. Ueberschaer mit dem Untertitel
,,Warum soll der Tubus immer rund sein?"
im VdS-Journal für Astronomie Nr. 19, Seite 46
Es ist erstaunlich, wie ein Buch, das zu seiner Zeit zum Grundbestand eines jeden Fernrohrbastlers gehörte, nach 1-2 Generationen der Vergessenheit anheim fallen kann und das Rad immer wieder neu erfunden wird. In seinem Buch ,,Die Sternwarte für Jedermann" (Verlag Das Bergmann-Buch, Salzburg 1937) beschreibt der Wiener Sternfreund Alexander Niklitschek den Bau von Refraktoren und Reflektoren in ,,Kistenbauweise", ausführlich mit Bauzeichnungen und Konstruktionsanleitungen. Auch mein erstes Fernrohr war eine selbst gebaute ,,Fernkiste", allerdings wesentlich bescheidener als das hier abgebildete Instrument, das einer verblassten Fotografie aus dem Buch von Niklitschek nachgezeichnet wurde (man beachte die parallaktische Montierung!)
Edgar Mädlow, Berlin
Aktuelle Infos zur Fachgruppe Astrofotografie
Abb. 1: Die Mitglieder der FG Astrofotografie und die österreichischen Freunde auf dem DST 2006. Von links: Michael Hoppe, Andreas Rörig, Stefan Ueberschaer, Bernd Häusler, Doris Unbehaun, Bernd Wallner, Harald Tomsik, Bernhard Hubl, Rainer Sparenberg, Harald Strauß, Josef Müller, Peter Riepe, Peter Bresseler und Hans-Günter Diederich.
Derzeit hat die Fachgruppe (FG) 51 Mitglieder. Die Aktivitätenliste umfasst überwiegend digitale Aufnahmeverfahren. In neuerer Zeit ist der Einsatz digitaler Spiegelreflexkameras dazu gekommen. Aber einige unserer Mitglieder wie Dirk Sprungmann und Stefan Ueberschaer
VdS-Journal Nr. 21
arbeiten auch noch erfolgreich mit konventionellen, filmtechnischen Methoden. Der ATT ist traditionell ein Treffpunkt für die FG Astrofotografie. Und so hatten sich auch in diesem Jahr am 13. Mai insgesamt 14 Mitglieder zu einer Besprechungsrunde eingefunden. Doris Unbehaun von astrono-
mie.de, selbst Mitglied, hatte freundlicherweise Würstchen, Kaffee und Käsekuchen bereitgestellt. Das Diskussionsthema war ,,Effektivierung der FG-Arbeit". Worum geht es? Zunächst sollen die Leistungen unserer FG nach außen hin transparenter werden, ferner wollen die aktionsbereiten
As t r o f o t o g r a f i e 65
Mitglieder deutlicher wahrgenommen werden. Im Moment wird unsere Homepage www.astrofotografie.fg-vds.de überarbeitet, um der Beratung bei externen Anfragen zur Astrofotografie besser gerecht zu werden. Michael Kunze richtet es ein, dass der Ratsuchende für sein Problem ein konkretes ,,Gesicht" vorfindet. Beim Anklicken gibt es zunächst eine Information über das Arbeitsgebiet des beratenden FGMitglieds: Was hat mein Berater für ein Teleskop? Welche Zusatzausrüstung wie CCD-Kamera oder Fotoapparat setzt er ein? Über welche von ihm benutzte Software kann er mir mehr erzählen? Hat er informative Bildergebnisse zu seinem Beratungsschwerpunkt? Von da aus kann
der Ratsuchende per Klick seine Frage sofort als E-Mail abschicken. Wir freuen uns, wenn dieses Angebot entsprechend genutzt wird. Die diesjährige BoHeTa wird am 11. November stattfinden. Uwe Reimann gestaltet die Webseite www.boheta.de und informiert ab Oktober über das Programm. Am 30. Juni 2007 wird es eine Fachgruppentagung geben. Dazu sind alle - nicht nur FG-Mitglieder - gern gesehen. Nähere Details werden auf unserer FG-Homepage erscheinen. Für FGinterne Absprachen und interne/externe Diskussionen wird eine neu zu schaffende Mailingliste angedacht.
Inzwischen hat es sich herumgesprochen, wie gut die Fachgruppen Astrofotografie und Visuelle Deep Sky Beobachtung miteinander harmonieren. Auch in diesem Jahr gab es das gemeinsame Deep-SkyTreffen (DST, siehe Bericht von Thomas Grunge). Im Programm gab es zwei sehr informative Vorträge der angereisten österreichischen Astrofotografen Harald Strauss und Bernhard Hubl von der Sternwarte Gahberg. Die Bekanntschaft zwischen ihnen und der FG Astrofotografie erwuchs über unsere erfolgreiche Rubrik ,,Astrofoto der Woche" (AdW), die auf astronomie. de zu finden ist und an der sich jeder Interessent beteiligen kann. Peter Riepe, Fachgruppe Astrofotografie
Kompakte Mittelformat-Astrofotografie
von Dirk Sprungmann
- Teil 1 -
Wer in städtischen Regionen intensiver Himmelsaufhellung wohnt und sich der Astrofotografie aus Passion widmet, wird sich zur Perfektionierung der Qualität seiner Aufnahmen zwangsläufig in dunklere Gebiete begeben müssen. In dieser Situation ist die Vorfreude auf die kommende Astronacht um so größer, je geringer der instrumentelle Aufwand ist. Daher ist besonders in Momenten, in denen Spontaneität gefragt ist, eine kleine und leichte Ausrüstung sinnvoll, die ein zeitsparendes Beladen des Automobils ermöglicht und auch vor Ort schnelle Einsatzbereitschaft erlaubt.
Zumeist ist solch eine Kompaktausrüstung auch technisch einfacher zu verwenden als eine aufwändige astrofotografische Ausstattung von vielleicht 40 bis 50 kg, da sich die Anzahl der Fehlerquellen und der Zubehörteile in der Regel deutlich reduzieren lässt. Ähnliches gilt für das Instrumentengewicht. Möchte man zudem die Qualität der Aufnahmen durch die Abkehr vom Kleinbildformat und der Hinwendung zum Mittelformat verbessern, so stellt sich die Frage, wie man diese großvolumigen Kameras in platz- und gewichtsparender Weise einsetzen kann. Die Beschränkung auf kurze Brennweiten zur Stellarfotografie macht eine solch
kompakte Mittelformatausrüstung möglich. Astrofotografien mit großem Feld sind oft besonders eindrucksvoll, da sie die Hauptobjekte sehr fotogen in Szene setzen [1 - 5]. Zudem erlauben die kurzen Brennweiten größere Toleranzen, was den Nachführkomfort sowie die Erfolgschance drastisch erhöht.
Warum Mittelformat? Warum ist das Mittelformat im Zeitalter der Digitalisierung so interessant? Zum einen entsteht die Faszination ganz subjektiv aus der Verwendung des großen Filmformates. Bei der Betrachtung der auf Film gebannten Sternfelder gewinnt man ohne optische
Abb. 1: Größenvergleich populärer Aufnahmeformate, v.l.n.r.: APS, Kleinbild und 6x7-Mittelformat
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Mittelformatkameras
digitale Rückteile
angeschlossen werden,
die dann einen peltier-
gekühlten CCD-Chip
im Format 6 cm x
4,5 cm zur Verfügung
stellen. Leider ist
diese Alternative zum
Filmmaterial momen-
tan unverhältnismäßig
kostspielig; sie zeigt
aber, dass großes
Aufnahmeformat nicht
zwangsläufig mit kon-
ventioneller Fotografie
einhergeht.
Ein
rationaler
Aspekt ist das große
Aufnahmefeld, das das
Filmformat ermög-
licht. Was hat dies
für Konsequenzen?
Einerseits ist das
Feld bei gleicher
Aufnahmebrennweite
wesentlich größer.
Im Kleinbildformat
erfasst die Bilddiago
nale bei 250 mm
Brennweite ca. 10 Grad ,
im 6x7-Format sind
Abb. 2:
es hingegen 20 Grad . Das
Die ,,kompakte" Mittelformat-Ausrüstung für die
bedeutet, dass bei glei-
Astrofotografie
chem Aufnahmewinkel
im KB-Format nur
die halbe Brennweite
verwendet werden
Hilfsmittel oftmals den Eindruck, über- kann. Bei den momentan sehr populä-
haupt keine Sternscheibchen beobachten ren Digitalkameras (EOS 20D oder EOS
zu können. Bei näherem Hinsehen stellt 350D) beträgt die zur Verfügung stehen-
man dann fest, dass dies durch die extrem de und dem APS-Format entsprechende
feine Sternabbildung im Zusammenspiel Bilddiagonale gar nur ~ 27,5 mm, was
mit dem großen Bildformat bedingt ist. bei den 250 mm Brennweite ~ 6,3 Grad ent-
Die hohe Nachvergrößerbarkeit dieser spricht. Ein Größenvergleich verschie-
Vorlagen wird daher besonders deutlich [6]. dener Formate ist in der Abbildung 1
Wer zudem einmal eine Diapräsentation gegeben. Bei gleichem Feld und größe-
im 6x7-Format miterlebt hat, wird hin- rer Bilddiagonale können somit länger-
sichtlich der Qualität an der digitalen brennweitige Optiken eingesetzt werden.
Präsentation mittels Videobeamer kaum Welche Konsequenz hat diese Tatsache?
mehr Freude haben. Hierbei ist zu beachten, Eine kürzere Aufnahmebrennweite führt
dass die Fotografie auf konventionellem zu einer kleineren Größe des zu fotogra-
Filmmaterial eine digitale Bildbearbeitung fierenden Objektes in der Aufnahmeebene.
und damit verbunden eine digitale Bei gleicher Auflösung des detektieren-
Präsentation mittels Print oder Beamer den Sensors - also Film oder CCD-Chip
nicht ausschließt. Moderne und erschwing- - setzt sich das Bild somit aus weni-
liche Filmscanner lassen mittlerweile eine ger Bildelementen - Silberhalogenide
hybride Fotografie mit hoher Qualität oder Pixel - zusammen, dies entspricht
problemlos zu und ergänzen zudem die einem Qualitätsverlust. Meist sind moder-
Stärken des Mittelformates. Als absolutes ne Filmmaterialien sogar hochauflösen-
Optimum können zudem an den meisten der als handelsübliche CCD-Chips. Ist
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die Auflösung der Aufnahme, f die Aufnahmebrennweite, D die Bilddiagonale und die Detektorauflösung, so führt die Proportionalität
f/ D/ zu der Aussage, dass im 6x7-Format bei gleicher Größe von Pixeln oder Halogenidkristallen gegenüber dem APSFormat eine ~ 3,4-fach bessere Auflösung erreicht wird. Außerdem ist bei gleicher Blende und gleichem Aufnahmewinkel der Objektivdurchmesser von Mittelformatobjektiven deutlich größer. Da sich bei punktförmigen Lichtquellen die gesammelte Lichtmenge proportional zur Objektivfläche verhält, sind Mittelformatobjektive in der Lage, bei gleicher Belichtung mehr Sterne abzubilden beziehungsweise eine höhere Grenzgröße zu erreichen als KB-Objektive. Ein technischer Vorteil besteht zudem in der oftmals vollkommen batterielosen Arbeitsweise solcher Kameras, Strom ist lediglich für den Antrieb der Montierung notwendig. Trotz all dieser qualitativen Vorteile hat das Mittelformat drei gravierende Nachteile - die Filmplanlage, die Größe der Kameras und der Preis. Wenn man jedoch berücksichtigt, dass im Grunde alles, was mit astrofotografischer Ausrüstung zu tun hat, kostspielig ist, bleibt nur noch der unhandlichen Größe der Kameras sowie der Filmplanlage zu begegnen. Eine mögliche Variante soll im Folgenden am Beispiel einer Mamiya RB 67 Pro-SD vorgestellt werden.
Realisierung Bei mir entstand die Idee, ein kompaktes Mittelformatequipment zusammenzustellen, durch den glücklichen Umstand, noch im Besitz einer bisher kaum benutzten, alten SP-Montierung von Vixen zu sein. Diese sollte so modifiziert werden, dass sie bei geringstem Gewicht eine Mamiya RB 67 Pro-SD sowie eine Kleinbildkamera samt Leitrohr aufnehmen konnte. Die Tarierung der Montierung kann ohne jegliches Gegengewicht erfolgen, indem die Deklinationsachse symmetrisch genutzt wird. Hierzu wurde auf der Fernrohrwiege ein kleiner Selbstbaurefraktor der Größe 70 mm / 400 mm montiert. Auf diesem findet mittels einer Schnellkupplung (Linhof) eine KB-SLR samt leichtem Teleobjektiv Platz. Das Gegengewicht hierzu bringt die Mittelformatkamera auf, welche auf einer drehbar gelagerten Montageplatte ruht, die die Gegengewichtsstange der Super-Polaris ersetzt. Die Nachführung erfolgt am Leitrohr durch eine GA-3-
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Abb. 3: Das ,,Schwertgehänge" im Sternbild Orion, ein LRGB-Komposit aus einer Aufnahme mit der beschriebenen Ausrüstung auf Farbdiafilm Ektachrome 200 (20 min) und einer Schwarzweiß-Aufnahme auf TP6415 (hyp., 15 min).
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Einheit von Vixen. Prinzipiell sind damit fast alle Zubehörteile, die für die nächtliche Astrofotografie notwendig sind, bereits erwähnt. Diese sind im Überblick: SP-Montierung mit Steuerung Stativ Leitrohr mit Ga-3 KB-Kamera samt leichtem Tele Mittelformatkamera (hier: RB 67 Pro-
SD) Batteriepack 18 Ah Drahtauslöser und Sitzgelegenheit.
Bis auf Polsucherbeleuchtung und Taschenlampe treten auch keine anderen Kleinteile auf. Die ganze Ausrüstung findet ohne Stativ und Batteriepack in zwei Alukoffern Platz. Mit zwei Gängen zum Automobil ist prinzipiell die komplette Ausstattung verstaut; bequemer kann eine Astronacht eigentlich nicht beginnen. In der Abbildung 2 ist das beschriebene Equipment zu sehen.
Das Leitrohr Das von Gerd Weber konstruierte Leitrohr besteht aus einem einfachen beugungsbegrenzten Achromaten von 70 mm Durchmesser und 400 mm Brennweite; mit der GA-3 erhöht sich die Brennweite auf 1.200 mm. Mit einem 10-mmOkular erzielt man daher eine 120-fache Nachführvergrößerung. Der Okularauszug funktioniert ohne Triebrad und wird lediglich per Hand verschoben. Er besitzt zwei justierbare Anschlagpunkte, die es ermöglichen, den Schärfepunkt von GA3 und 25-mm-Weitwinkelokular separat festzulegen. Dies ist sehr praktisch, da die Fokussierung zum Suchen und zum Nachführen des Leitsterns ledig-
lich darin besteht, den Auszug an den entsprechenden Anschlagpunkt zu schieben. Die Fokussierung erfolgt also, ohne durch das Leitrohr schauen zu müssen. Dies beschleunigt das nächtliche Arbeiten deutlich. Die Leitsternsuche ist mit diesem Teleskop überaus komfortabel, da aufgrund der kurzen Brennweite beinahe das Gesichtsfeld eines Feldstechers zur Verfügung steht, welches oftmals dazu verleitet, die fotografische Arbeit für einen Moment ruhen zu lassen, um innerhalb der Pracht der sommerlichen oder winterlichen Milchstraße zu stöbern. Selbst Galaxien wie M 65/66 oder M 81/82 erscheinen in einem ganz neuen Blickwinkel.
Die Montierung Eine maßgebliche Änderung erfuhr lediglich die Gegengewichtsachse der SPMontierung. Um die Mamiya montieren zu können, wurde eine ca. 10 cm lange Edelstahlwelle mit mehreren Nuten gedreht, welche an Stelle der Gegengewichtsstange in den Montierungskorpus eingeschraubt wird. Über diese Welle kann nun eine Hülse mit Klemmschraube und Montagefläche gestülpt werden. Die Klemmschraube greift dabei in eine der Nuten der Welle, so dass eine Drehung der Mamiya ermöglicht wird, ohne Gefahr zu laufen, dass diese von der Achse rutscht. Diese Option ist wichtig, um das nutzbare Leitsternfeld zu vergrößern. Der Winkel zwischen den optischen Achsen von Kameraoptik und Leitrohr wird jedoch nicht zu groß gewählt, um den Effekt nie ganz vermeidbarer Bildfeldrotation zu minimieren. Der Hebelarm der Mamiya kann zudem durch Übergang von einer Nut zur anderen variiert werden. Auf diese Weise kann den
unterschiedlichen Drehmomenten beim Objektivwechsel begegnet werden. Das erste Motiv Als erstes Motiv wurde im Januar 2005 das in der Abbildung 3 abgebildete Schwertgehänge im Orion gewählt. Die Aufnahme stellt dabei ein LRGB-Komposit dar, bestehend aus einer 20-minütigen Belichtung auf Kodak E200 sowie einer 15-minütigen auf TP 6415 (hyp), die in zwei verschiedenen Beobachtungsnächten entstanden. Für beide Fotografien kam die RB 67Pro-SD zusammen mit einem KL 4,5/250 mm APO L bei voller Öffnung und einem IDAS LPS-Filter zum Einsatz. Während das TP-Negativ 15 m durchmessende Sternchen zeigt, ist die Farbaufnahme aufgrund der zunächst vorausgesetzten, aber nicht gegebenen Übereinstimmung von Unendlichmarke und physikalisch richtiger Brennebene unscharf. Auf diese Problematik soll im zweiten Teil dieses Artikels eingegangen werden. Durch das LRGB-Verfahren wird die Unschärfe der Farbaufnahme unterdrückt. Aufnahmeort war das Sauerland nahe Lüdenscheid.
Literaturhinweise [1] Matt Ben Daniel: http//:www.starmatt.
com [2] Jeff Ball: http//:www.astro-photography.
com [3] Oliver Stein: http//:www.estelar.de [4] Volker Wendel, Bernd Flach-Wilken:
http//:www.spiegelteam.de [5] Stefan Binnewies, Jens Moser: http//:
www.sternenphoto.de [6] Philipp Keller, Georg Schmidtbauer,
1992: ,,Astrofotografie im Mittelformat", Sterne und Weltraum 31, 43 (1/1992)
Nachtrag zu Fornax Dwarf
In der vorigen Ausgabe des Journals wurde die sphäroide Zwerggalaxie
Fornax Dwarf vorgestellt. Dabei wurden Aufnahmen von Josch Hambsch,
Wolfgang Paech und Doris Unbehaun sowie Bernd Flach-Wilken und
Volker Wendel vorgestellt. Hier ist ein konventionelles Ergebnis, eine gute
alte Aufnahme auf gehypertem Kodak TP 6415 (dem Mittelformat des
2415). Bernd Wallner, Mitglied der FG Astrofotografie, hat diese extrem
tiefe Aufnahme in Namibia auf der Farm Tivoli erzielt. Dazu setzte er
einen Deltagraphen mit 990 mm Brennweite und 300 mm Öffnung ein. Die
Belichtungszeit betrug 60 Minuten.
Hut ab vor dem Ergebnis!
Abb. 1:
Fornax Dwarf ist ein Muster-
Peter Riepe, FG Astrofotografie
beispiel für eine elliptische
dSph-Galaxie, weitere Daten im
Text, Aufn. von Bernd Wallner.
VdS-Journal Nr. 21
A t m o sp h ä r i sc h e E r sc h e i n u n ge n 69
Halophänomen am 15. Oktober 2005
von Claudia Hinz
Am 15. Oktober gab es im Alpenvorland ein umfangreiches Halophänomen. Leider ist es nicht so einfach, die Halo verursachenden Zirren zuzuordnen. Da es aber bereits am Tag zuvor nahe Hannover ein Halophänomen mit ähnlichen Erscheinungen gab, ist es wahrscheinlich, dass die Zirren von einer immer mehr verwellenden Kaltfront verursacht wurden, welche Deutschland von Nord nach Süd überquerte und durch flache Wolkenfelder vielerorts für eine Unterbrechung der bis dato 11-tägigen Sonnenperiode sorgte. Schon am 14. Oktober beobachtete Reinhard Nitze ein Halophänomen in Barsinghausen (20 km südwestlich von Hannover). Neben einem Zirkumzenitalbogen, der sich für wenige Sekunden sehr hell zeigte, waren ein schwaches Fragment des Supralateralbogens, ein heller Parrybogen, der obere Berührungsbogen sowie die rechte Nebensonne und der 22 Grad -Ring zu sehen. Im Nachhinein war auf den Fotos auch noch der sehr seltene obere kreisför-
Abb. 1: 22 Grad -Ring mit 22 Grad -Nebensonnen und Horizontalkreis, oberer Berührungsbogen mit Parrybogen
mige Lowitzbogen auszumachen, der am Tag darauf mehrere Beobachter in atemloses Staunen versetzte. Auslöser dieses Halophänomens war ein kleiner durchziehender Zirrusstreifen, welcher fast unsichtbar war und nur durch seine Halos auffiel. Am späten Vormittag des 15. waren die Halo bringenden Zirren dann im südlichen Hessen (Wersau) angelangt, wo Werner Krell seinen Beobachtungsposten hatte. Auch dort begann das Spektakel mit einem Zirkumzenitalbogen, gefolgt von den Nebensonnen, dem oberen Berührungsbogen, einem nahezu regenbogenfarbigen hellen Parrybogen sowie einer allein stehenden rechten 120 Grad Nebensonne. Um die Mittagszeit gab es dann am Alpenrand eines der größten Halophänomene, welches in Deutschland beobachtet wurde. Wir sahen und dokumentierten es auf dem Geigelstein (ca. 1.850 m) in den Chiemgauer Alpen. Es war das hellste und umfangreichste Halophänomen, was wir seit Beginn unserer Halobeobachtungen vor 20 Jahren gesehen haben. Ja, selbst in der Beobachtungsreihe des AKM gibt es
Abb. 2: Horizontalkreis mit 120 Grad -Nebensonne
VdS-Journal Nr. 21
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Abb. 3: 22 Grad -Ring mit rechter Nebensonne und Horizontalkreis sowie der rechte Infralateralbogen
gewesen zu sein. Vom Wank liegt eine Beobachtung vor, in dem der obere Berührungsbogen mit Parrybogen von einem 9-jährigen Kind treffend als ,,Auge des Chinesen" bezeichnet wurde. Auf der Internetseite des Arbeitskreises Meteore e.V. http://www.meteoros.de sind die Beschreibungen zu den einzelnen Haloarten zu finden. Weitere Bilder gibt es im Internet unter http://www.glorie.de (Alle hier gezeigten Bilder stammen von Claudia und Wolfgang Hinz.)
nichts Vergleichbares. Und da es über dem Hauptkamm der Alpen stattfand, war auch die Umgebung traumhaft schön. Zu sehen waren ein heller 22 Grad -Ring, gleißend helle Nebensonnen mit sehr reinen Farben und hohem Blauanteil, ein vollständiger, sehr heller oberer Berührungsbogen, ein rötlicher unterer Berührungsbogen, ein sehr farbiger und vollständiger Zirkumzenitalbogen, ein sehr heller und nahezu vollständiger Horizontalkreis der von Nebensonne zu Nebensonne reichte und später auch innerhalb des 22 Grad -Ringes sichtbar war, der obere und untere sowie die gespiegelten Lowitzbögen, ein außergewöhnlich heller und äußerst farbiger oberer kreisförmiger Lowitzbogen, die Gegensonne, die 120 Grad -Nebensonnen mit den schiefen Bögen, ein allein stehender Supralateralbogen, beide Infralateralbögen sowie ein Prachtstück von Parrybogen. Alles in allem waren 15 verschiedene Haloarten mit 20 Erscheinungen sichtbar! Wenn man weitere Beobachtungsberichte aus den Internetforen des Arbeitskreises Meteore und der Wetterzentrale sowie die bei spaceweather.com und EPOD veröffentlichten Fotos heranzieht, scheint das Halophänomen mit dem hellen oberen Lowitzbogen von den Chiemgauer Alpen bis zum Zugspitzgebiet zu sehen
Abb. 4: 22 Grad -Ring, Linke Nebensonne mit oberen und oberen gespiegelten Lowitzbogen
Abb. 5: 22 Grad -Ring, Oberer Berührungsbogen mit
Parrybogen und oberen kreisrunden Lowitzbogen
VdS-Journal Nr. 21
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Regenbögen im divergierenden Licht
von Christian Fenn
Abb. 1: Lampenregenbogen am 19.4.2005, Komposit, ISO 400, 20 s, Blende 2,8, kontrastverstärkt, EOS300D
gierenden Licht war mir klar, dass Lichterscheinungen an künstlichen Lichtquellen feste Ausdehnungen haben, die im Verhältnis zum Abstand zwischen Betrachter und Lampe zu setzen sind. Es interessierte mich also, wie dieser ,,Nachtregenbogen", den ich heute ,,Lampenregenbogen" nenne, räumlich aufgebaut ist und an welcher Stelle sich die zur Entstehung verantwortlichen Regentropfen befinden. Da mir die mathematischen Kenntnisse zur Berechnung solcher Bögen fehlten, machte ich mich zuhause an ihre Konstruktion. Ich zeichnete also von der Lichtquelle ausgehende Strahlen in alle möglichen Richtungen. Dann suchte ich den Punkt (Regentropfen) an diesem Strahl, von dem eine Brechung in 42 Grad , bzw. 51 Grad (138 Grad , bzw. 129 Grad ) genau das Auge des Betrachters treffen würde. Heraus kam ein apfelähnliches Gebilde, das man laut Alexander Haußmann auch Minneart-Zigarre nennt.
Im April 2005 beschäftigte ich mich mit dem Fotografieren von Nebelbögen. Diese erzeugte ich überwiegend im dichten Nebel der nahen Wiesen um das SaaleUfer im divergierenden Licht meiner Autoscheinwerfer. Da die Entstehung von Nebelbögen und Regenbögen sehr ähnlich ist, kam mir der Gedanken, ob man nicht auch Regenbögen im divergierenden Licht beobachten könnte. Solche Aufnahmen waren mir bis dahin noch nicht begegnet und so hatte mich der Ehrgeiz gepackt, ein solches Foto zu schießen. Wenn man nur im Auto sitzt und nach vorne schaut, dann passiert überhaupt nichts. Wer sich aber die Mühe macht und bei strömendem Regen einige Meter vor sein Auto läuft, der wird feststellen, dass um ihn herum aus zunächst diffusen Strukturen, ein immer klarerer Regenbogen entsteht. Für mein damaliges Objektiv war er viel zu groß, so dass ich die erste Beobachtung dieses Bogens nur in Form zusammengesetzter Bilder festhalten konnte. Anders als im parallelen Licht konnte ich den Regenbogen, den ich zunächst
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Abb. 2: Teil des inneren und äußeren Lampenregenbogens am 26.4.2905, ISO 400, 15 s, Blende 2,8, kontrastverstärkt, EOS300D
,,Nachtregenbogen" nannte, zum ersten Mal wirklich als Kreis beobachten! So wie es uns die Theorie auch immer zu erklären versuchte. Wenn man genau hinsieht, dann kann man auch den äußeren 51 Grad -Bogen entdecken (Abb. 1). Von den Halo-Erscheinungen im diver-
In der Abbildung 3 beschreibt die blaue Kurve den inneren 42 Grad -Regenbogen und die rote Kurve den äußeren 51 Grad Regenbogen. Das bedeutete aber auch, dass der Regenbogen an vielen verschiedenen Stellen im Raum entstehen würde. Aus Sicht des Betrachters in allen möglichen Winkeln ab 42 Grad , also auch bei 43 Grad , 44 Grad , etc.
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Abb. 3: Grafik zeigt die theoretische Position aller Regentropfen, die im divergierenden Licht nach demselben Muster wie beim Regenbogen die Lichtstrahlen zurück werfen. Der rote Ring bildet dabei den äußeren Regenbogen ab, auch wenn es zunächst umgekehrt erscheint.
Die Folge davon hätte sein müssen, dass sich sämtliche, in allen Winkeln entstehenden Regenbögen überlagern und somit gegenseitig auflösen müssen. Da sich erstens ihre Farben zu weiß mischen und zweitens sich die Bögen vom Hintergrund nicht mehr abheben. Dass sie trotzdem beobachtbar sind und somit auch entstehen, hat vermutlich zwei Gründe. Zum einen scheinen sich die dem Auge nahe liegenden Wassertropfen (also im Betrachtungswinkel von 42 Grad und wenigen Graden weiter nach außen) engmaschiger zu überlagern, als beispielsweise 90 Grad davon entfernt. Zum zweiten leuchtet der Scheinwerfer des Autos den ,,Apfel" nicht gleichmäßig aus, sondern in einem relativ engen Kegel. So wird der ohnehin schon engmaschig überlagerte Bereich kurz vor dem Auge auch noch stärker ausgeleuchtet (Abb. 4).
Abb. 4: Der Betrachter nimmt nur einen Teil des Lampenregenbogens wahr, da nicht alle Tropfen gleichmäßig beleuchtet werden und sich in ungünstiger Position befinden.
Abb. 5: Wenn sich Betrachter und Lichtquelle tauschen, kann der Regenbogen nicht mehr betrachtet werden.
Als Folge ist der ,,Lampenregenbogen" deutlich zu erkennen, wie die Aufnahmen ja auch belegen. Die nicht punktförmigen Schweinwerfer des Autos sorgen dabei für eine unscharfe Abbildung des Bogens. Des Weiteren kommt es aufgrund der zwei vorhandenen Schweinwerfer auch zu zwei nebeneinander liegenden MinnaertZigarren, die letztlich durch ihre Addition eine Verbreiterung des wahrnehmbaren Bogens an der Seite zur Folge haben (vgl. Abb. 1)
Reverser Lampenregenbogen Nachdem ich diese Überlegungen angestellt hatte, entstand in mir die Frage, was wohl passieren würde, wenn man den Lichtstrahl rückwärts durch den Regenbogen schicken würde. Also, wenn man quasi Lichtquelle und Betrachterauge in ihrer Position tauscht.
Naiverweise hatte ich mir eingebildet, dass dort, wo der Lampenregenbogen bisher entstanden war (also kurz vor dem Auge) nun der ,,reverse Regenbogen" kurz hinter der Lampe entstehen würde. Ich stellte mir also vor, dass im divergierenden Licht auch ein kleiner Regenbogen um die Lichtquelle entstehen dürfte. Da ich von diesem noch nie gehört hatte, ging ich motiviert daran, eine neue Entdeckung zu machen. Ich wurde nicht fündig. Bei der späteren Konstruktion wurde mir mein Denkfehler sofort deutlich. Blickte ich nämlich nun auf den Teil des ,,Apfels" (Minnaert-Zigarre), der sich hinter der Lampe befindet, dann sah ich aus einer völlig anderen Perspektive auf dasselbe Segment des ,,Apfels". Die Addition der möglichen Regenbögen in sämtlichen entstehenden Winkeln ergab nun ein Bild, das sich gegenseitig auflösen würde. Sprich:
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Abb. 6: Beschreibung und Zeichnung von Christoph Gerber
Abb. 7: Beschreibung und Zeichnung von Christoph Gerber
der Lampenregenbogen wäre nun bei 1 Grad , 2 Grad , 3 Grad usw. entstanden und wäre bei deren gleichmäßiger Addition für mich nicht mehr sichtbar (Abb. 5). Der ,,reverse Lampenregenbogen" war somit zwar in der Theorie in jedem beliebigen Punkt von 0 Grad bis 138 Grad (180 Grad -42 Grad ) vorhanden, aber genau aus diesem Grund auch nicht zu beobachten. Dies wäre nur gegangen, wenn man einen solchen Bogen in einem isolierten Winkel hätte alleine wahrnehmen können. Dies war nicht möglich, da es nie nur auf einer schmalen Schnittfläche regnen würde. Ich verwarf den Gedanken an den ,,reversen Lampenregenbogen".
Beobachtung von Christoph Gerber Einen Monat später stieß ich auf einen Bericht über beobachtete Bögen an einer Straßenlampe von Christoph Gerber. Er schilderte zwei verschiedene Beobachtungen, die sich allerdings recht ähnlich waren. Christoph Gerber beschreibt in seiner ersten Beobachtung einen Bogen, der sich im noch regennassen Gras bei Nacht hin-
VdS-Journal Nr. 21
ter ihm und gleichzeitig mehr auf der Lampengegenseite zeigte. Der Bogen schien ihm zu folgen (Abb. 6). In seiner zweiten Beobachtung beschreibt er einen Bogen, der sich um eine Lampe orientiert zu haben schien und der sich beim Annähern an die Lampe verkleinerte und beim Entfernen wieder vergrößerte (Abb. 7). Beide Bögen folgen nicht den typischen Erscheinungen eines Regenbogens, da sie zum einen ihre Größe änderten, zum anderen auch in Blickrichtung der Lichtquelle zu sehen waren. Dass Christoph hierbei einen Regenbogen beobachtet haben könnte, schien sich zunächst einmal auszuschließen. Anders wird das allerdings, wenn man die Gesetzmäßigkeiten von Regenbögen im divergierenden Licht betrachtet. Ich hatte oben bereits festgehalten, dass Regenbögen im divergierenden Licht um den Lampengegenpunkt entstehen können und dass sie nur deshalb nicht in Blickrichtung der Lichtquelle entstehen können, weil die theoretisch möglichen
,,reversen Lampenregenbögen" sich gegenseitig überlagern: sie also gewissermaßen nur isoliert möglich sein dürften. Die Isolation eines einzelnen Winkels in einem einzelnen Punkt kann in der Atmosphäre allerdings nicht beobachtet werden, da dazu nur an bestimmten Punkten Regentropfen fallen dürften. Die Beobachtung von Christoph zeigt eine solche Isolation aber dennoch auf. Da es nämlich nicht regnete, konnten nur die auf dem Gras befindlichen Regentropfen einen Regenbogen erzeugen. Der Boden zog damit gewissermaßen einen Schnitt durch den ,,Apfel möglicher Regenbögen" und isolierte einzelne Winkel. Je nachdem wie dieser Apfel geschnitten wird, können sich unendlich viele Ausformungen unterschiedlicher Bögen ergeben. Sie können hinter dem Betrachter, hinter der Lampe oder auch zwischen Lampe und Betrachter sein. Der Abstand des Betrachters zur Lampe und die Höhe von Betrachter und Lampe im Verhältnis zum Boden bestimmen dabei die Größe des Kreises. Bei ebener Schnittfläche kön-
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Abb. 9: Nasses Gras schneidet einen Ring aus dem ,,Apfel aller möglichen Regenbögen"
Abb. 8: Nasses Gras schneidet einen Ring aus dem ,,Apfel aller möglichen Regenbögen"
nen dabei bis zu vier Kreise pro Lichtquelle gleichzeitig entstehen. Bezogen auf die Beobachtung von Christoph Gerber sollen die Abbildungen 9 und 10 grob verdeutlichen, wie die Schnitte durch den ,,Apfel" verliefen, um seine Beobachtungen zu ermöglichen. Die Abbildung zeigt, wie der ,,Apfel" kleiner wird, je näher der Betrachter der Lampe kommt. Dadurch wird auch der durch den Schnitt entstehende Bogen kleiner - genau so, wie es Christoph Gerber in seiner zweiten Beobachtung beschrieben hat.
Zusammenfassung Im divergierenden Licht können sichtbare Regenbögen entstehen. Diese können nur in Lampengegenrichtung wahrgenommen werden. Wenn allerdings die Regentropfen nur auf einer Fläche vorkommen, wie beispielsweise auf dem mit Wasser benetzten Gras, dann entstehen Schnitte durch den ,,Apfel aller möglichen Regenbögen" und es können die theoretischen ,,reversen Regenbogen" (wir könnten sie auch reverse Taubogen nennen) beobachtet werden. Der einst etwas übermütig entstandene Gedanke des reversen Regenbogens konnte durch die Beobachtungen von Christoph Gerber bestätigt werden, gleichzeitig erklärt er dessen Beobachtungen.
Abb. 10: Je nach Position der Schnittfläche (nasses Gras) können völlig unterschiedliche Bogensegmente entstehen.
FORSTAMT
Mag ja sein, dass mein neues Observatorium fast perfekt ist, aber da ist immer noch das Problem mit dem Forstamt!!!
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Der Jet in M 87
von Hans G. Diederich
Abb. 1: M 87 mit Jet im 12-Zoll-SCT
Der Jet von M 87 ist weder besonders schwer noch leicht zu beobachten, aber er macht M 87, eine der beiden dominierenden elliptischen Galaxien im VirgoGalaxienCluster, zu einem für uns einmaligen, exotischen Objekt, das sich jeder Sternfreund mit CCDKamera einmal genau angesehen haben sollte. Hierunter werden eigene CCDAufnahmen und deren Bildbearbeitung vorgestellt, die nicht das Ziel von schönen Bildern verfolgen sondern versuchen, möglichst viel vom Jet sichtbar zu machen.
Und wen er mal gerufen hat ... Es gibt eine Reihe von Deep-SkyObjekten, die uns zwar als hochinteressant und exotisch bekannt sind, denen aber leider auch der Ruf anhaftet, nur mit großem Aufwand, wenn überhaupt, beobachtbar zu sein. In diese Kategorie fällt auch der Jet von M 87. Im Internet lassen sich zu ihm umfangreiche Informationen in Text und Bild finden. Amateuraufnahmen sind dagegen eher selten. Und sichtbar sind auf ihnen allenfalls die zwei hellsten Knoten, ganz im Gegensatz zu den detailreichen Aufnahmen der Fachastronomie. Meine Begeisterung für überschwere Schwarze Löcher im Zentrum von Galaxien und die von ihnen ausgehenden Jets führte vor einigen Jahren zu der in der Abbildung 1 gezeigten Aufnahme, welche mit einem 12ZollSCT entstand. Es wurde dabei großer Wert darauf gelegt, mit jedem Pixel, auch im Nukleus vom M 87, immer unterhalb der Sättigung zu bleiben, um
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keinerlei Details zu verlieren, von denen wir vielleicht noch gar nichts wissen. Und beinahe hätte ich den Jet sogar übersehen, denn er verbirgt sich im hellen Innern von M 87, das üblicherweise automatisch weiß skaliert wird. Man muss schon nach ihm suchen. Durch intensiven Einsatz der Methoden ,,HistogrammStrecken" und ,,Pseudofarben" gelang es mir, den Jet sichtbar zu machen. Ich war seinerzeit ziemlich aus dem Häuschen und einfach glücklich, obwohl das Ergebnis nicht sonderlich toll aussieht. Aber beim Nachweis solcher ,,heraus" ragender Strukturen geht es nicht um emotional ansprechende ästhetische Bilder, sondern der Wert liegt im Nachweis ansonsten unentdeckt bleibender Strukturen, ganz im Sinne der visuellen Deep-SkyBeobachtung. Einige Jahre später erfolgte ein erneuter Besuch bei M 87, diesmal mit einem 20ZollRC. Vom Jet war jetzt deutlich mehr zu sehen: eine isolierte länglich gedrungene Struktur und außen noch ein schwacher Anhang (Abb. 2). Der Abbildungsmaßstab betrug 0,46'' / Pixel.
Schwachen Strukturen auf der Spur Mit diesem Ergebnis wollte ich mich aber nicht zufrieden geben. Die Aufnahmen vom Hubble Space Telescope zeigten soviel mehr an Details, dass der Wunsch aufkam, durch Einsatz ,,härterer" Methoden der Bildbearbeitung noch mehr aus der eigenen Aufnahme heraus zu holen. Es sollte kein schöneres Bild entstehen. Das Ziel bestand darin, den Jet beginnend am Nukleus von M 87 bis ganz weit nach außen irgendwie sichtbar zu machen, nachzuweisen, dass es ihn dort gab. ,,Unscharfe Maske" und ,,Entfaltung" ergaben keinen Mehrwert. So wurde versucht, eine extreme Art von unscharfer Maskierung anzuwenden: Von einer Kopie der Aufnahme entstand mit MedianFilterung ein diffuses Abbild. Dieses wurde von der Originalaufnahme abgezogen. Kleinste Unterschiede auf engem Raum werden so hervorgehoben, allerdings treten dabei auch Artefakte auf. Die gabelschlüsselförmige Struktur ganz außen rechts in der Abbildung 3, die wie eine halb geöffnete Hand aussieht, könnte natürlich auch ein Artefakt sein. Der Vergleich mit einer HSTAufnahme zeigt aber, dass sie real ist.
Des Weiteren führt ein hauchschwacher, schmaler Streifen in gleich bleibender Breite vom Nukleus zum hellen Knoten, ein Detail welches auch im HSTBild vorkommt. Mit etwas anderer Gewichtung bei der Differenzbildung ließ sich tatsächlich der sehr schwache Jet in diesem inneren Bereich (Abb. 4) nachweisen. Wie weit reicht der Jet in meiner Aufnahme an den Nukleus heran? Hier versagt die Methode: Die kernnahen Artefakte lassen hier keine Auswertung mehr zu. Aber das ist immer noch kein Grund, die Bildbearbeitung zu beenden. Ideal wäre es, das Bild einer Modellgalaxie zu erstellen, und dieses dann von der vorliegenden Aufnahme abzuziehen. Alles Licht verschwände, nur das Licht der ,,Störung", des Jets, bliebe übrig und ließe auch die schwächsten Jetstrukturen hervortre-
Abb. 2: M 87 mit Jet im 20-Zoll-RC
ten. So machen es die Fachastronomen, z. B. um in hellen Galaxien schwache Kugelsternhaufen zu erkennen. Ein solches Modell von M 87, zumal als .fitDatei, kann ich aber nicht erzeugen. Es gibt aber einen Zwischenschritt, der überraschend einfach ist und von jedem Sternfreund durchgeführt werden kann.
Vom Bild zum Helligkeitsprofil Wenn wir auf die Modellierung der jetlosen Galaxie verzichten und uns auf ein Helligkeitsprofil längs durch den Jet in
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Abb. 3: Schwache Strukturen im äußeren Jet
Abb. 4: Jet im kernnahen Bereich
seiner gesamten (vermuteten) Ausdehnung beschränken, dann haben wir bereits gewonnen. Ein StandardCCDBildbearbeitungsprogramm bietet nämlich die Erstellung von Helligkeitsprofilen und den Export seiner Werte zur weiteren Bearbeitung in einer Tabellenkalkulation. Vier verschiedene Helligkeitsprofile ,,ohne Jet" werden vom Nukleus ausgehend radial nach außen gezogen. Die Mittelung dieser Profile ergibt ein radiales ModellHelligkeitsprofil von M 87. Ein weiteres Profil wird nun längs durch den Jet gelegt, wiederum am Nukleus beginnend (Abb. 5). In die Tabellenkalkulation importiert werden beide Profile pixelgenau auf einander zentriert und vom ,,lichtverschmutzten" Helligkeitsprofil des Jets (,,Jet plus M 87")
das Modellprofil (,,M 87 ohne Jet") abgezogen. Das Ergebnis ist das ,,reine", eben reduzierte Helligkeitsprofil des Jets (,,Jet ohne M87") in der Abbildung 6. Links bei Pixel 1 befindet sich der Nukleus. Die Abzisse ist mit dem Abstand zum Nukleus in Anzahl von Pixeln bezeichnet. Der Abbildungsmaßstab beträgt 0,46''/Pixel. Die Lage einiger Knoten im Jet, entnommen einer HSTAufnahme, ist eingetragen. Die Auswertung des Profils steht in der Tabelle 1. Das Ergebnis lautet: Der Jet lässt sich in der Aufnahme, wenn auch über den Umweg der Differenzbildung von Helligkeitsprofilen, vom Nukleus ausgehend bis 23'' nach außen lückenlos verfolgen.
Dies ist natürlich kein schönes Bild. Es ist noch nicht einmal ein hässliches Bild, aber es handelt sich um den Jet von M87, der in Kernnöhe und weit außen erstmals sichtbar gemacht wurde. Mit einer Schar von Helligkeitsprofilen über die gesamte Breite des Jets und der Darstellung in einem entsprechenden Kreisdiagramm ließe sich aus der zugrunde liegenden Aufnahme noch mehr herausholen. Ich möchte stattdessen aber auf Folgendes hinweisen:
In der gezeigten intensiven Bildbearbeitung und Bildanalyse überschneiden sich die Arbeitsgebiete der FG Astrofotografie, CCD-Technik, Deep-Sky und Computer-Astronomie.
Abb. 5: a) Originalaufnahme, b) Lage der in Abb. 6 dargestellten Helligkeitsprofile
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Distanz vom Nukleus
Pixel
Bogensekunden
1 8
0 3,2
9 21
4 10
22 33 35 39 39 50
10 15 16 18 18 23
Beschreibung
Knoten D Schwacher Jet annähernd gleich bleibender Helligkeit, Knoten E und F enthaltend, die allerdings nicht deutlich in Erscheinung treten Die großen helle Knoten A und B1 Schulter bedingt durch den angeschnittenen zweiten hellen Knoten C (,,Gabelschlüssel") Außen liegende sehr schwache Teile des Jet, die in der allgemeinen ebenfalls abnehmenden Helligkeit der GX untergehen.
Tab. 1: Die entdeckten Strukturen im Jet von M 87.
Eine Zusammenarbeit in Projekten ist also potenziell möglich. Zum Einsatz kamen Anwendungen, die bei einem CCDler vorhanden sind: das CCD-Bildbearbeitungsprogramm und die Tabellenkalkulation aus der Standard Office Suite, sonst nichts. Innerhalb der Tabellenkalkulation werden nur Ausschneiden, Kopieren, Subtrahieren und Diagrammerstellung benötigt. Das Ganze ist also ziemlich einfach, aber bei Deep-SkyBeobachtern noch ungewohnt.
Die Kerngedanken seien noch einmal zusammengefasst:
bei der Aufnahme nie in die Sättigung gehen,
Abb. 6: Reduziertes JetProfil
Impressum
VdS-Journal für Astronomie Vereinszeitschrift der Vereinigung der Sternfreunde (VdS) e.V. Hier schreiben Mitglieder für Sternfreunde.
Herausgeber: Vereinigung der Sternfreunde (VdS) e.V.
Grafiken u. Bild-
bearbeitung: Dr. Werner E. Celnik und die Autoren
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Redaktion: Dr. Werner E. Celnik, Otto Guthier,
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Sven Melchert,
Redaktionelle Mitarbeit der VdS-Fach
Bezug:
,,VdS-Journal für Astronomie" erscheint
gruppen-Redakteure und VdS-Mitglieder
dreimal pro Jahr und ist im Mitglieds-
beitrag von 30,- E (Europa) und 35,- E
Mitarbeit: Ruth Lulay, Eva Garbe
(außereurop. Länder), bzw. ermäßigt
20,- E pro Jahr enthalten
Beiträge werden erbeten an:
VdS-Geschäftsstelle, Am Tonwerk 6, D-64646 Heppenheim und an die Redakteure der VdS-Fachgruppen (siehe
Redaktionsliste). Redaktionsschluss für die Ausgabe Nr. 22 ist der 16.09.2006, für die Ausgabe Nr. 23 der 27.01.2007.
Mit dem Einsenden gibt der Autor sein Einverständnis zum Abdruck im ,,VdS-Journal für Astronomie". Es besteht keine
Veröffentlichungspflicht. Die Redaktion behält sich vor, Beiträge gar nicht oder in gekürzter Form zu veröffentlichen.
Das Copyright obliegt den jeweiligen Autoren. Die abgedruckten Texte geben nicht unbedingt die Meinung der Redaktion
wieder.
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durch intensives Histogramm Strecken bis an die obere und untere Grenze nach verborgenen Details suchen,
störende Helligkeit und Überstrahlung durch das Abziehen passend gewählter Modelle kompensieren,
in schwierigen Fällen auf Helligkeitsprofile ausweichen und hier ebenfalls störende Helligkeitsverläufe gezielt abziehen.
So lassen sich, wie gezeigt, noch Unterschiede von weniger als 100 Graustufen aus einer Umgebung her-
aus präparieren, die 24.000 Graustufen umfasst. Experimentieren ist erlaubt und gefragt, auch der Umgang mit einer Tabellenkalkulation. Schließlich ist ein Bildbearbeitungsprogramm auch nichts anderes als eine Tabellenkalkulation.
BILDSTABILISATOR
,,Wunderbar Kos... seitdem es die bildstabilisierenden Feldstecher gibt, kann ich beide Hobbies gleichzeitig
betreiben!"
Der Nachweis schwacher QuasarKomponenten mit Differenzbildern
von Hans G. Diederich
In der Amateurastronomie gibt es zwei geradezu mystische Reiseziele: Bei dem einem handelt es sich um das Zentrum der Milchstraße. Die andere Reise führt weit hinaus an die Grenzen des beobachtbaren Universums zu den Quasaren. Im Folgenden werden CCD-Aufnahmen von Mehrfachabbildungen von Quasaren (hier Quasar-Komponenten genannt) und von einer Gravitationslinse gezeigt. Des weiteren möchte ich einen einfachen Trick der Bildbearbeitung vorstellen, mit dem es gelingt, selbst in hoffnungslos erscheinen-
den Aufnahmen noch die eine oder andere Komponente sichtbar zu machen.
Gravitationslinsen Mit dem Begriff ,,Gravitationslinse" wird häufig nicht die abbildende Linse (der das Licht eines Quasars ablenkende und bündelnde Galaxienhaufen) bezeichnet, sondern das, was diese Linse auf dem Chip unserer CCD-Kamera erzeugt. Gravitationslinsen sind zudem in fast allen Fällen zu schwach, als dass sie von uns beobachtet werden könnten. Wenn wir
Abb. 2 Methode ,,Sternabzug" bei UM 425
Abb. 1 UM 425 - ein ,,hoffnungsloser" Fall?
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Abb. 3 Originalbild von PG 1115+080
Komponenten Bei UM 425 handelt es sich um einen zweifach abgebildeten Quasar (in Leo) mit einer Rotverschiebung von z = 1,490 und einem Abstand der beiden Komponenten von immerhin 6,5''. Es war frustrierend feststellen, dass der große Helligkeitsunterschied zwischen UM 425 A (16,2 mag) und UM 425 B (20,8 mag) eine Trennung beider Komponenten nicht zuließ. In der Abbildung 1 ist UM 425 das hellste Objekt. Ein winziger, schwacher nach unten zielender Saum mit dem richtigen Positionswinkel war der einzige Hinweis darauf, hier könne es sich um ein
interessantes Objekt handeln. Eine tiefere Aufnahme hätte bestimmt nichts daran geändert. Daher wurde versucht, von der alles dominierenden hellen Komponente das Bild eines ungefähr gleich hellen Sterns abzuziehen. Die Ergebnisse (mit verschiedenen Gewichtungsfaktoren) wurden in der Abbildung 2 zusammen gestellt. Zwar sind es allesamt keine ,,hübschen" Bilder, aber UM 425 B ist eindeutig getrennt erkennbar, die Identifizierung also gelungen. Und weil ein Stern abgezogen wurde, nenne ich diese Methode ,,Sternabzug".
also keine sehen, sollten wir das, was wir sehen, auch nicht so benennen.
Differenzbilder Mehrfachabbildungen von Quasaren sind für uns aus den folgenden Gründen meistens etwas schwierig oder gar unmöglich (das trifft damit auch auf Einstein-Kreuze und Einstein-Ringe zu): die Komponenten stehen nahe beiein-
ander sind teilweise schwach und zudem unterschiedlich hell. Gibt es auch einige wenige bemerkenswerte Ausnahmen, ist es oftmals doch erforderlich, die Bildbearbeitung zur Identifizierung einzusetzen. Schwächere Komponenten werden häufig durch das Licht einer helleren benachbarten Komponente überstrahlt. Im Frühjahr 2005 experimentierte ich notgedrungen mit drei Methoden, um aus den Überbleibseln frustriert abgebrochener Quasar-Projekte die ein oder andere schwache Komponente herauszuholen und eindeutig identifizieren zu können. Der Grundgedanke aller drei Methoden besteht darin, aus dem Originalbild die helle störende Komponente ,,herauszurechnen", indem ein mehr oder weniger natürliches Abbild dieser hellen Komponente vom Originalbild abgezogen wird. Bei den drei Methoden handelt es sich um ... ,,Sternabzug" ,,PSF-Abzug" ,,Selbstabzug" Sie gehen auf Anregungen aus der Fachastronomie zurück und werden in den folgenden Beispielen näher beschrieben.
UM 425 - zwei unterschiedlich helle
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Abb. 4 ,,Sternabzug" und ,,Selbstabzug" bei PG 1115+080
Abb. 5 Identifizierung der D-Komponente von 1RXS J113155.4-123155
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PG 1115+080 - ein 4-fach abgebildeter Quasar PG 1115+080 befindet sich ebenfalls in Leo, stellt aber eine Steigerung zum vorhin präsentierten Objekt dar. Seine Komponenten A, B und C sind 16,3 mag, 18,6 mag und 18,2 mag hell und weisen gegenseitige Abstände von 2,7'', 1,8'' und 2,3'' auf. Die A-Komponente ist zudem zweigeteilt. Die Rotverschiebung beträgt z = 1,731. In Aufnahmen der Fachastronomie wird nach Abzug der hellen Komponenten die Andeutung eines Einstein-Rings erkennbar. Aber ich sah auf den Einzelbildern nichts als ein stellares Fleckchen und brach die Serie ab. Zuhause aber fiel mir etwas auf: PG 1115+080 sah im Vergleich mit dem Sternscheibchen des anderen Objekts im Bildausschnitt nicht rund aus, sondern war links oben ein wenig abgeflacht. Dies führte zum Versuch, zunächst das Bild des Sterns von PG 1115+080 abzuziehen und dann auch einmal sein eigenes Bild abzuziehen. Der Trick besteht darin, vom Originalbild nicht das Originalbild abzuziehen (so käme ja null, also nichts heraus), sondern das um 180 Grad gedrehte, zentrierte Originalbild. Beides ist in der Abbildung 4 dargestellt. Das nenne ich ,,Selbstabzug". Jetzt könnte man auf die Idee kommen, von diesem neuen Bild das um 180 Grad gedrehte Bild der Komponente C abzuziehen. Die Komponente B würde dann noch einen Schritt deutlicher hervortreten. Der Vergleich von Abbildung 4 mit Abbildung 3 zeigt, was mit einfachster Bildbearbeitung (duplizieren, um 180 Grad drehen, zentrieren, abziehen) aus schier hoffnungslosen Amateuraufnahmen noch heraus zu holen ist. Als dritte Methode zur Differenzbildung käme noch die infrage, bei der vom Originalbild die ,,Streufunktion" (englisch: PSF = ,,point spread function") abgezogen wird. Diese Möglichkeit bieten CCD-Bildbearbeitungsprogramme, wenn im PSFMenü ,,from image" (vom Bild) gewählt wird. Diese Methode wurde ,,PSF-Abzug" getauft. Wenn man nicht drehen kann, wäre das vielleicht die Methode der Wahl. Sind die schwachen Komponenten herauspräpariert, muss das Ergebnis möglichst anschaulich präsentiert werden. Zwei aufeinander aufbauende Möglichkeiten werden beim nächsten Objekt vorgestellt.
1RXS J113155.4-123155 - ein 4-fach abgebildeter Quasar 1RXS J113155.4-123155 ist wiederum ein
vierfach abgebildeter Quasar mit EinsteinRing, diesmal in Crt. Die Gesamthelligkeit beträgt V = 16,70 mag und die Rotverschiebung z = 0,658. Der maximale Abstand zwischen den Komponenten ist mit 4'' wiederum sehr gering. Aber auch hier sah das Lichtfleckchen nicht rund aus, sondern schien mir eine nach links gerichtete kleine ,,Nase" aufzuweisen. Der hellste Teil dieses Gebildes besteht aus der nicht aufgelösten Überlagerung der drei hellen Komponenten A, B und C. Die Anwendung der Methode ,,Selbstabzug" ließ die Komponente D als extrem schwaches rundes Fleckchen auftauchen. Die Vorgehensweise (Bildbearbeitung und Identifizierung) ist in der Abbildung 5 dargestellt. Das Einzeichnen der waagerechten und senkrechten Hilfslinien fällt im Standard-Bildbearbeitungsprogramm sehr leicht, da sich bereits die geringste Abweichung von der Horizontalen bzw. Vertikalen als Knick bemerkbar macht. Beide Hilfslinien schneiden sich im Originalbild am Ort der D-Komponente. Genau dort befindet sich die ,,Nase". Auch der Vergleich mit einer professionellen Fotokarte [2] bestätigt die Identifizierung. In der Abbildung 6 ist die D-Komponente gemeinsam mit A-, B- und C-Komponente
Abb. 7 Gravitationslinse von SDSS J1004+4112
zu sehen. Originalbild und Differenzbild wurden hier zu einem Farbkomposit kombiniert: Nicht furchtbar toll, aber immerhin mehr als das ursprüngliche unattraktiv erscheinende Fleckchen, das beinahe auf Nimmerwiedersehen im Papierkorb des Desktops verschwunden wäre.
Abb. 6 ,,Farbkomposit" von 1RXS J113155.4123155
SDSS J1004+4112 - eine 4-fachAbbildung mit Gravitationslinse Nach all den Mühen, die eng benachbarten Komponenten von schwachen Quasaren zu trennen und zu identifizieren, wäre es schön, gewissermaßen zur Erholung ein Objekt zu entdecken, welches uns mit großen Abständen verwöhnt und als Zugabe auch noch die Beobachtung einer wirk-
lichen Gravitationslinse ermöglicht. Mir sind nur zwei solcher für uns Sternfreunde geeignete Objekte bekannt. Das beste und schönste ist SDSS J1004+4112 in LMi. Die Abstände betragen hier maximal 14,6''. Aber mit V = 20,2 mag ist es auch etwas schwach.
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Der Quasar weist eine Rotverschiebung von z = 1,74 auf und ist zehn Milliarden Lichtjahre entfernt. Die Gravitationslinse hat ein z von 0,734 und befindet sich in einer Entfernung von 6,2 Milliarden Lichtjahren. Es handelt sich bei ihr um ein massereiches Galaxiencluster, von dem in der Abbildung 7 drei Galaxien erkennbar sind. Es sind die drei Galaxien mit der größten Entfernung, die ich jemals auf einen CCD-Chip bannen konnte. Sie erscheinen allerdings nur als ein diffuses Häkchen (siehe kleines Teilbild links oben). Aber immerhin, das ist eine wirkliche Graviationslinse wie sie leibt und lebt. Die SDSS J1004+4112 hervorbringende Gravitationslinse bildet aber nicht nur einen Quasar ab, sondern auch noch drei viel weiter im Hintergrund liegende
Objekt
Rektasz. (2000.0) Dekl. (2000.0)
UM 425
11h
23m 20,69s +01 Grad 37'
PG 1115+080
11
18
18,00 +07 46
1RXS J113155.4-123155 11
31
55,5 -12
31
SDSS J1004+4112
10
04
34,80 +41 12
47,5'' 00,0 55 39,0
Tab. 1: Positionen der diskutierten Objekte
Galaxien (im Bild nicht sichtbar). Von zweien konnte die Rotverschiebung zu z = 2,74 und z = 3,33 bestimmt werden. Letztere ist die am weitesten entfernte, durch eine Gravitationslinse abgebildete Galaxie, die jemals entdeckt wurde [1]. Quasare, und insbesondere die mehrfach abgebildeten Quasare, sind interessante Objekte, die reizvolle Möglichkeiten für eigene Beobachtungen bieten. Solche Projekte umfassen von der
Literaturauswertung über die Aufnahme bis hin zu Bildbearbeitung, Auswertung und Präsentation fast alles, was AmateurAstronomie uns bieten kann. Machen Sie mit!
Literaturhinweise [1] K. Sharon et al., 2005: "
Treffen der VdS-Fachgruppe ComputerAstronomie 2005
von Helmut Jahns
Am 5. und 6. November 2005 fand an der Sternwarte Hagen das vierte Treffen der Fachgruppe Computer-Astronomie statt. Wie in den Jahren zuvor war das Treffen von einer sehr angenehmen und familiären Atmosphäre bestimmt. Höhepunkte des Treffens waren einige interessante Vorträge über selbst entwickelte Programme und die Projekte unserer Fachgruppe. Neumitglied Jürgen Reichert berichtete von einer numerischen Langzeitintegration des gesamten Planetensystems über eine Million Jahre mit einer selbst erstellten Software. Mit diesem Tool lässt sich sehr schön nachvollziehen, wie die Bahnelemente der Planeten äußerst langperiodischen Schwankungen unterliegen. Diesem Vortrag schloss sich eine lebhafte Diskussion über die Stabilität unseres Sonnensystems an. Thomas Pfleger präsentierte anschließend den aktuellen Stand der Entwicklung des XML-Datenstandards (s. VdS-Journal für Astronomie Nr. 14, S. 68) und dessen Einbindung in seinen selbst entwickelten Beobachtungsplaner Eye & Telescope. Es ist von uns ein wichtiges Anliegen, fachgruppenübergreifende Softwareprojekte durchzuführen und auf diesem Wege die Palette der Astronomiesoftware um das eine oder andere nützliche Tool zu
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Abb. 1: Gruppenbild der Teilnehmer am Treffen der Fachgruppe Computer-Astronomie
bereichern. Jüngst hat sich eine weitere Gelegenheit dazu ergeben. Helmut Jahns berichtete, wie zusammen mit der FG Spektroskopie ein Projekt ins Leben gerufen wurde, um eine Software zu entwickeln, welche die zeitliche Variabilität der Dopplerverschiebung von Spektrallinien spektroskopischer Doppelsterne bestimmen soll. Anhand dieser Daten sollen außerdem die Bahnelemente dieser
Doppelsternsysteme berechnet werden (s. VdS-Journal für Astronomie Nr. 19, S. 94). Derzeit befindet sich ein Programmpaket in Entwicklung, welches die gemessenen Spektren in Form von ASCII-Datensätzen einliest und auf halbautomatischem Wege die Schritte bis zur Generierung der Bahnelemente ausführt. An diesem Programmierprojekt sind zwei Mitglieder unserer Fachgruppe involviert. Das Projekt
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ist bereits recht weit fortgeschritten, so dass man auf die weiteren Ergebnisse gespannt sein darf. Am Samstag Abend klarte es auf, so dass die meisten Teilnehmer die Gelegenheit wahrnahmen, mit dem Teleskop der Sternwarte Hagen zu beobachten. Der Tag schloss mit einem gemütlichen Beisammensein in einem urigen Lokal. Der Sonntag war dagegen eher organi-
satorischen Themen gewidmet, wie z. B. dem Turnus unseres Fachgruppentreffens, unserer Präsenz auf Astroveranstaltungen oder die Organisation des abzusehenden Schwerpunktthemas ComputerAstronomie im VdS-Journal. Im Anschluss daran blieb ein wenig Zeit, die Bernward Grosse nutzte, um vom Bau der Oldenburger Sternwarte zu berichten. Die Teilnehmer waren mit dem Treffen sehr
zufrieden. Es bietet eine gern wahrgenommene Gelegenheit, sich mit Gleichgesinnten über astronomische Algorithmen und Programmierung auszutauschen. An dieser Stelle möchte ich mich im Namen der Fachgruppe bei der Sternwarte Hagen für ihre Gastfreundschaft und für die wohlige Atmosphäre dieses gelungenen Treffens bedanken.
Serien-Fotometrie von CCD-Aufnahmen im FITS-Format
von Otmar Nickel In einem vorangegangenen Artikel über das FITS-Format [1] wurde eine Software beschrieben, mit der FITS-Dateien eingelesen und dargestellt werden können. Mit den dort beschriebenen Modulen habe ich ein Programm zur fotometrischen Auswertung von CCD-Aufnahmen entwickelt, das ich im Folgenden beschreiben werde.
Grundlagen Die Helligkeit eines Sterns oder Asteroiden kann auf einer CCD-Aufnahme durch den Vergleich mit der bekannten Helligkeit eines oder mehrerer Vergleichssterne bestimmt werden, die sich auf derselben Aufnahme befinden, und zwar aus der Formel:
m1 - m2 = -2,5 (log10(I1) - log10(I2)) (1)
wobei m1 die gesuchte und m2 die bekannte Helligkeit, sowie I1 und I2 die jeweiligen Intensitäten (z. B. in Photonen/s) darstellen. Da es nur auf das Verhältnis I1/I2 ankommt, spielt die Messeinheit hier keine Rolle. I1 und I2 wird hier als (dimensionslose) Summe der Pixelwerte des jeweiligen Objekts definiert. Obige Gleichung kann man auch in folgender Form schreiben:
m1 = -2,5 log10(I1) + C
(2)
C = m2 + 2,5 log10(I2)
(3)
Die Konstante C sollte für alle Sterne bei gleichen Aufnahmebedingungen (Aufnahmezeit, Kameraempfindlichkeit, usw.) gleich sein, schwankt aber auch auf ein und derselben Aufnahme aus verschiedenen Gründen etwas. Auch sind meistens die Helligkeiten der Vergleichssterne nicht ganz exakt bekannt.
Um eine hohe Messgenauigkeit zu erreichen, ist es daher sinnvoll, mehrere Sterne mit bekannter Helligkeit als Vergleichssterne zu benutzen und mit Gleichung (3) einen Mittelwert für die Konstante C zu bilden. Mit diesem Mittelwert kann wieder aus Gleichung (2) ein Helligkeitswert für alle gemessenen Sterne gebildet und dessen Abweichung vom Tabellenwert berechnet werden. Von den gemessenen Pixelwerten muss natürlich auch ein Helligkeitswert des Himmelshintergrunds abgezogen werden. Dazu misst man einmal einen Bereich, der das Objekt möglichst vollständig umfasst (mit einer quadratischen oder annähernd kreisförmigen Form), sowie einen Bereich, in dem nur der Himmelshintergrund gemessen wird. Da die Helligkeit eines Objekts durch die Summe der Pixelwerte innerhalb einer vorgegebenen Maske (Apertur) gemessen wird, nennt man diese Methode ,,AperturFotometrie" (es gibt auch aufwändigere Methoden; eine Übersicht findet man z. B. auf der Webseite der BAV [2]). Sinnvoll ist auch die Berechnung des Signal/Rausch-Verhältnisses (S/N), vor allem bei Sternhelligkeiten, die nur wenig über dem Himmelshintergrund liegen. Ein brauchbarer Helligkeitswert (+-0,1 mag) liegt erst bei einem S/N 10 vor, die Nachweisgrenze wird meistens mit S/N 3 definiert. Das Rauschen setzt sich zusammen aus dem Photonenrauschen, sowie dem thermischen Rauschen und dem Ausleserauschen der Kamera. Die Summe aus thermischem und Photonenrauschen kann aus der Quadratwurzel der Anzahl der gemessenen Elektronen berechnet werden. Dazu muss die Elektronenkonstante, d.h. das Verhältnis von Elektronen zu Intensitätswerten (,,Electrons/ADU", aus
den Datenblättern der Kamera zu ersehen) bekannt sein. Falls die Auflösung des Kamerabildes in Bogensekunden/Pixel bekannt ist, kann aus der gemessenen Intensität des Himmelshintergrundes auch die Himmelshelligkeit in Größenklassen/ Bogensekunde2 berechnet werden.
Auswerteprogramm Fitsmag Zur Auswertung von FITS-Dateien arbeite ich seit längerer Zeit an dem Programm ,,Fitsmag", das als Freeware von meiner Webseite [3] geladen werden kann. Mit diesem Programm können FITS-Dateien mit 16-bit und 32-bit Integer-Daten geladen und fotometriert werden. Der typische Ablauf einer Fotometrie sieht folgendermaßen aus: Mit dem Dateimanager wird ein Bild, bzw. eine Bildserie angewählt, die Bilder werden einzeln dargestellt. Mit Schiebereglern kann der Bildkontrast eingestellt werden, sowie von einem zum nächsten Bild weitergeschaltet werden. Ein oder mehrere Referenzsterne werden auf einem Bild der Serie mit der Maus markiert (Abb. 1). Die Messregion (oder ,,ROI" = region of interest) ist ein quadratisches Feld mit beliebig vorwählbarer Größe (z. B. 7x7 Pixel). Der Himmelshintergrund kann wahlweise in einem separaten quadratischen Feld oder in einem, den Stern umrahmenden Feld gemessen werden. Die Fläche des Hintergrundfeldes ist in ersterem Fall gleich der Fläche des Sternfeldes (gleiche Größe), in letzterem Fall wird die Größe der Umrahmung automatisch so gewählt, dass die äußere Fläche ungefähr gleich der inneren Fläche ist (siehe Abb. 2). In einem Tabellenfenster erscheinen sofort die gemessenen Pixelsummen, d. h. die Summe der Pixelwerte für die jeweili-
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Abb. 1: Fotometrie der Supernova 2004et in NGC 6946 mit dem Programm Fitsmag2. Die Messfelder Nr. 1-4 sind über Vergleichssternen mit bekannter Rot-Helligkeit positioniert, Messfeld Nr. 5 über der Supernova. In der Tabelle ,,ROI information" sind die Summen der Pixelwerte für die Stern-Messfelder (,,counts A") und den Himmelshintergrund (,,counts B"), sowie die aus dem gemittelten Mag-Kalibrierungswert (C=27,37) erhaltenen Magnituden (,,Mag"), die Abweichungen vom Katalogwert (,,DMag") und das Signal/Rausch-Verhältnis (,,S/N") aufgelistet.
gen Messregionen, sowohl für das Objekt, als auch für den Himmelshintergrund. In der Ergebnistabelle gibt man zu den Referenzsternen die aus einem Sternkatalog ermittelten Helligkeitswerte in mag ein. Aus den gemessenen Daten wird die Fotometriekonstante C ermittelt. Falls mehrere Referenzsterne markiert wurden, wird ein Mittelwert für C bestimmt und
für jedes Objekt daraus die Helligkeit in mag sowie die Differenz zum Katalogwert, sofern vorhanden, angezeigt. Die Messung kann jetzt für alle Bilder der Serie gestartet werden, wobei die Ergebnisse aller Messobjekte zusammen mit dem julianischen Datum (das Datum jeder Aufnahme wird aus dem Fits-Header gelesen) in eine Textdatei gespeichert wer-
den. Die Weiterverarbeitung der Ergebnisse, z. B. für eine Kurvendarstellung, kann jetzt mit einem Tabellenkalkulationsprogramm durchgeführt werden, in das die Daten importiert werden.
Die Ergebnisdatei sieht beispielsweise so aus:
,,filename" ----------------------,,F:\2005-09-21.fit" ,,F:\2005-09-29.fit" ,,F:\2005-10-11.fit" ,,F:\2005-10-28.fit"
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;0 ;3635.31384 ;3643.32098 ;3655.30087 ;3672.25325
;JD-2450000
; 13.971 ; 13.944 ; 13.926 ; 13.941
;ROI1 mag ;14.200 ;13.265 ;13.251 ;13.229 ;13.249
;ROI2 mag ;13.300 ;... ;... ;... ;...
;... ;... ;17.396 ;17.479 ;17.818 ;17.999
;ROI5 mag ;?
C o mpu t e r a s t r o n o m i e 85
Zeile 1 beschreibt das Spaltenformat: in der ersten Spalte steht der Dateiname der Fits-Datei, in der zweiten Spalte das Julianische Datum (abzüglich 2450000), in den restlichen Spalten die Messwerte der gemessenen Objekte. In Zeile 2 sind die Kataloghelligkeiten der Vergleichssterne in den entsprechenden Spalten aufgeführt, bzw. ein Fragezeichen für die zu messenden Objekte. In den übrigen Zeilen stehen die aus dem gemittelten Kalibrierungswert berechneten Sternhelligkeiten. Bei mehr als einem Referenzstern können sich die Messwerte der Vergleichssterne vom Katalogwert deutlich unterscheiden (im obigen Beispiel um bis zu 0,27 mag). Die Spalten sind jeweils durch ein Semikolon getrennt; dies muss beim Import in das Tabellenkalkulationsprogramm angegeben werden.
Es können maximal 16 Objekte auf einem Bild gemessen werden. Die Messregionen können zusammen mit den Magnituden der Vergleichssterne als Datei gespeichert und später wieder abgerufen werden. Dies ist vor allem dann sinnvoll, wenn ein Objekt, z. B. ein Veränderlicher, mehrmals gemessen werden soll. Die Bilder müssen vor der Verarbeitung Flatfield- und Darkfield-korrigiert werden;
die Sternpositionen einer Serie müssen innerhalb einiger Pixel konstant bleiben. Falls die Sternpositionen infolge kleinerer Nachführungsfehler schwanken, kann die Position der Messregionen automatisch so angepasst werden, dass das jeweilige Intensitätsmaximum im Zentrum der Region liegt (,,Autocenter"-Funktion).
Die Helligkeit der Vergleichssterne wird in einem Feld im oberen Teil der Tabelle eingegeben. Diese Helligkeiten werden zur Berechnung des Kalibrierungswerts verwendet, der ebenfalls angezeigt wird (,,Mag cal."). Das Signal/Rausch-Verhältnis wird aus den jeweiligen Intensitätswerten für Stern und Hintergrund und der Elektronenkonstante (,,El./count") berechnet, wobei allerdings das Ausleserauschen nicht berücksichtigt wird.Die Helligkeit des Himmelshintergrunds wird aus dem Mittelwert aller gemessenen HintergrundAreale und dem Kalibrierungswert berechnet und angezeigt, falls die Pixelgröße in Bogensekunden korrekt eingegeben wurde. Falls der Hintergrund als Umrahmung der Sternfelder gemessen wird, kann ein zu niedriger Wert resultieren, da die Helligkeit in der Umgebung der Sterne erhöht ist.
Abb. 2: Messung des Himmelshintergrunds: die Breite d2 des äußeren Quadrats wird so gewählt, dass die äußere Fläche (d 2 2 - d 2 1 ) ungefähr der inneren Messfläche d 2 1 entspricht, daraus ergibt sich: d2 2 d1.
Serienfotometrie der Supernova SN2004et Als Beispiel für eine Serienauswertung dienen hier Messungen der Supernova SN2004et in der Galaxie NGC 6946, die ich mit einem 25 cm f/5 Newton-Teleskop und einer CCD-Kamera ST7E von Oktober
Abb. 3: Darstellung der Lichtkurve der Supernova SN 2004et und der verwendeten Referenzsterne, erstellt mit Excel aus der von Fitsmag exportierten Datei. Aus der Schwankungsbreite der Vergleichssterne kann man auf die relative Genauigkeit der Messungen schließen.
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2004 bis Januar 2006 durchgeführt habe. Die Abbildung 3 zeigt die Lichtkurven der Supernova und der 5 Vergleichssterne. Anhand der Schwankungsbreiten der Vergleichssternhelligkeiten kann man die Genauigkeit der Messungen abschätzen. Für den hellsten Stern (13,1 mag) ergab sich eine Schwankungsbreite der Messungen (Standardabweichung) von 0,02 mag, für den schwächsten Stern (15,9 mag) ergab sich eine Schwankungsbreite von 0,06 mag. Die Supernova hatte Ende 2005 nur noch eine Helligkeit von über 18 mag, wobei das S/N Verhältnis auf unter 10 zurückging. Um etwaige systematische Fehler des Programms auszuschließen, habe ich auch stichprobenweise fotometrische Auswertungen mit zwei anderen Programmen durchführt, und zwar mit dem kommerziellen Programm ,,Maxim DL" [4] und mit dem Freeware-Programm ,,Iris" [5]. Die mit diesen Programmen ermittelten Werte zeigten nur geringfügige Abweichungen von +- 0,05 mag, die sich durch die manuelle Positionierung der Messfelder erklären lassen (Abb. 4). Das Programm ist meiner Meinung nach sehr einfach zu benutzen und dürfte für Veränderlichen- oder Kleinplanetenbeobachter ein brauchbares Hilfsmittel zur schnellen und präzisen fotometrischen Auswertung von Bildserien sein. Es gibt sicher noch Verbesserungsmöglichkeiten,
Abb. 4: Vergleich einiger Messergebnisse für SN 2004et, die mit Fitsmag berechnet wurden, mit Fotometrieergebnissen der gleichen Aufnahmen, die mit den Programmen MaximDL und Iris erhalten wurden. Es wurden annähernd gleiche Verhältnisse für alle Messungen verwendet (annähernd gleiche Aperturgröße, gleicher Referenzstern).
daher würde ich mich über Rückmeldungen von Benutzern freuen.
Hinweise auf Literatur und Webseiten [1] O. Nickel, 2006: ,,FITS - Das
Bilddatenformat für die Astronomie", VdS-Journal für Astronomie 19, 62
[2] Webseite der BAV: ,,Fotometrie mit CCDKameras", http://www.bav-astro.de/ccd/index.html
[3] Programm Fitsmag: http://www.staff.unimainz.de/nickel/fitsmag.html
[4] Programm MaximDL: http://www.cyanogen.com
[5] C. Buil: ,,Programm Iris", http://www.astrosurf.com/buil
Neues aus der Fachgruppe ,,Geschichte der Astronomie"
Die Vorbereitung der diesjährigen FG-Tagung in Potsdam-Babelsberg läuft auf vollen Touren. Der zentrale Veranstaltungstag ist Samstag, 4. November 2006. Am Freitag gibt es gemütliches Beisammensein und am Sonntag klingt die Tagung mit einer Besichtigung des ehemaligen Astrophysikalischen Observatoriums Potsdam (Telegraphenberg) aus. Die historischen Refraktoren in Babelsberg und Potsdam wurden gerade renoviert. Schauen Sie hierzu auch in die Rubrik ,,Termine" bzw. lesen Sie unsere Anzeige in diesem Heft. Aktuelle Information (wie z. B. das Vortragsprogramm) finden Sie auf unserer Webseite. Hier hat sich etwas getan. Die Fachgruppe ist mittlerweile auf den neuen VdS-Webserver umgezogen. Die neue Adresse lautet: http://geschichte.fg-
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vds.de. Die Mitgliederzahl liegt momentan stabil bei 66. Im Folgenden lesen Sie zwei Beiträge. Michael Fritz hat Rev. Webbs klassisches Buch "Celestial Objects for Common Telescopes" von 1859 nach Sternhaufen durchforstet. Mechthild Meinike untersuchte die astronomische Bedeutung des ,,Schwedenring" Gütz. Ich wünsche Ihnen viel Spaß beim Lesen; vielleicht finden Sie auch Anregungen für einen eigenen Beitrag - diese Rubrik steht bekanntlich allen offen, egal ob Einsteiger oder Profi!
Ihr/Euer Wolfgang Steinicke
SUPERNOVA
Ich habe dir doch von der ,,Supernova" erzählt, die ich gestern entdeckt habe...
Das ist sie!!!
Webbs Sternhaufen
von Michael Fritz
Thomas William Webb (1806-1885). Der englische Amateurastronom T. W. Webb war von Beruf Pfarrer in Hordwicke (Herefordshire). 1859 erschien sein monumentales Werk ,,Celestial Objects for Common Telescopes", einer der populärsten Beobachtungsführer aller Zeiten. Sein Buch erlebte 1917 die 6. Auflage, 1962 publizierte Dover eine erweiterte und überarbeitete Auflage [1]. Seine Beobachtungen machte Webb größtenteils mit einem 3,7Zoll-Refraktor von Tully und später einem 9,3-Zoll Reflektor von With-Berthon. Er hatte große Freude am Spazierensehen und beschreibt in seinem Buch auch interessante oder kuriose Sterngruppen und schöne Sternfelder, die er als sehenswert empfunden hat. Darunter befinden sich 5 heute offiziell anerkannte Sternhaufen, die erstmals von Webb beschrieben wurden.
,,Fields" und ,,Groups" Webb erwähnt in seinem Werk an die 100 Sternfelder bzw. -gruppen, die ihm bei seinen Himmelsdurchmusterungen aufgefallen sind. Manchmal werden diese Objekte unter Angabe ihrer Koordinaten und einer kurzen Beschreibung wie z. B. ,,Beautiful field" oder ,,Bright Group" im Anhang an die ,,Nebulae and Clusters"-Sektion aufgelistet, meistens sind sie aber versteckt in den unübersichtlichen Doppelsternlisten eingebettet. Bei den meisten Objekten handelt es sich um unzusammenhängende Gruppen von Sternen (asterisms), die z. T. schon auf tieferen Atlanten wie z. B. der Uranometria 2000.0 zu identifizieren sind. Schließlich gab es zu Webbs Zeit, Mitte des 19. Jahrhunderts, kaum noch helle, schon beim sweeping auffällige Objekte zu entdecken, da William und John Herschel den Himmel bereits mit ihren großen Reflektoren durchmustert hatten. Allerdings gibt es heute eine Fülle von Katalogen offener Sternhaufen [2], die von den NGC-Beobachtern übersehen wurden, entweder weil sie zu unauffällig oder für die meist kleinen Gesichtsfelder der dama-
Abb. 1: Stock 2, 130 mm Starfire-Refraktor f/6, Vergrößerung 20x, Felddurchmesser 3 Grad
Abb. 2: Stephenson 1, 130 mm StarfireRefraktor f/6, Vergrößerung 150x, Felddurchmesser 26 Bogenminuten
G esc h i c h t e 87
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88 G esc h i c h t e
ligen Teleskope zu zerstreut waren. Im Folgenden betrachten wir die 5 Webbschen Haufen einzeln.
Stock 23 Rektasz. 3h 16,3m Dekl. +60 Grad 02' Stock 23 ist einer der hellsten Haufen am Winterhimmel und mit bloßem Auge sichtbar, aber relativ unbekannt. Er enthält den 8-mag-Doppelstern Struve 362, bei dem Webb bemerkt: ,,In beautiful wide group". Die offizielle Katalogisierung erfolgte erst über 100 Jahre später, durch Jürgen Stock 1954 [3]. Unabhängig davon wurde Stock 23 von dem New Yorker Amateur Pazmino Ende der 1970er Jahre erneut entdeckt (nun schon zum dritten Mal!), weshalb Walter S. Houston den Namen ,,Pazmino's Cluster" prägte. Ich nenne Stock 23 ,,Little Big Dipper", da die Anordnung seiner Sterne für mich eine frappierende Ähnlichkeit mit dem Großen Wagen hat.
Stephenson 1 Rektasz. 18h 53,5m Dekl. +36 Grad 55' Der -Lyr-Haufen wurde erst 1959 von C. B. Stephenson untersucht und als physischer Haufen erkannt [4]. Er umfasst die farblich spektakulär kontrastierenden 1 (B2.5 IV) und 2 (M4 II), sowie etwa 15 schwächere, zwischen den beiden verteilte Sterne. Das Objekt sticht in keinem Instrument als deutlicher Haufen hervor, so dass sein Fehlen in prominenten Katalogen verständlich ist. Aber da Webb unter 2 Lyr schreibt: ,,glorious field", ist klar, dass ihm Stephenson 1 (abgekürzt Steph 1 oder Ste 1) aufgefallen ist. Fälschlicherweise wird der Haufen der Namensähnlichkeit wegen manchmal mit Edouard Stephan, dem Entdecker von Stephans Quintett, assoziiert.
Stock 2 Rektasz. 2h 15,0m Dekl. +59 Grad 16' Der bekannte, über 1 Grad große ,,Muscle Man Cluster" ist das zweite Objekt aus der 1954er Stock-Liste, das schon ein Jahrhundert früher von Webb beschrieben wurde. Unter Webbs Eintrag des Double Clusters im Perseus ist zu lesen: "...Follow the curve of stars north, which leads into a glorious region". Der Double Cluster, die nach Norden weisende, ca. 1,5 Grad lange Sternkette und Stock 2 sind alle wunderbar im Gesichtsfeld eines 7x50 zu sehen. Dass Stock 2 von so vielen Beobachtern übersehen wurde, ist nicht verwunderlich, denn der Haufencharakter geht in Gesichtsfeldern kleiner als 1,5 Grad hoffnungslos verloren!
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Abb. 3: IC 4756, 130 mm Starfire-Refraktor f/6, Vergrößerung 55x, Felddurchmesser 1,5 Grad
Abb. 4: Trümpler 2, 130 mm Starfire-Refraktor f/6, Vergrößerung 89x, Felddurchmesser 50 Bogenminuten
Abb. 5: Stock 23, 130 mm Starfire-Refraktor f/6, Vergrößerung 89x, Felddurchmesser 50 Bogenminuten
Trümpler 2 Rektasz. 2h 37,3m Dekl. +55 Grad 59' Dieser helle, ebenfalls mit bloßem Auge sichtbare Haufen taucht erstmals im Katalog von Trümpler (Tr) auf [5]. Dieser beschreibt ein ,,Pretty well defined clustering of bright and faint stars, not rich, not quite regular" und bemerkt, dass das Objekt bereits von Barnard in seinem Milchstraßenatlas erwähnt wird (Plate 1, auf der Tr 2 zu sehen ist, wurde 1904 aufgenommen). Tr 2 umfasst etwa 40 Sterne, darunter einen hervorstechenden orangefarbenen 7 mag Zentralstern, der auch Webb nicht entging: ,,Group... with reddish star".
IC 4756 Rektasz. 18h 39,0m Dekl. +5 Grad 27' IC 4756 ähnelt in vielerlei Hinsicht Stock 2. Mit 1,5 Grad Durchmesser und einer lockeren, unkonzentrierten Struktur geht er trotz 150-200 Sternen heller als 14 mag schnell in der Milchstraße unter, verwendet man nicht sehr geringe Vergrößerungen. Nachdem er offiziell erstmals von Solon I. Bailey 1908 in Harvard katalogisiert wurde (Beschreibung: ,,Cluster, coarse.") [6],
fand er seinen Weg in den ICII. Webb hat ihn jedoch mindestens 50 Jahre früher beschrieben: ,,Group. Very large, subdivided, chiefly 9 and 10 mag."
Literaturhinweise [1] T. W. Webb, 1962: "Celestial Objects
for Common Telescopes", Vol. 2, Dover Publications [2] interstellarum 3/1996, 8 [3] J. Stock, 1954: "A search for dispersed clusters in the Milky Way", Astron. J. 59, 332 [4] C. B. Stephenson, 1959: Publ. Astron. Soc. Pac. 71, 145 [5] R. J. Trümpler, 1930: "Open Star Clusters", Lick Obs. Bulletin XIV, No. 420 [6] S. I. Bailey, 1908: Annals of the Harvard College Obs. 60, No. 8
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Das archäologische Denkmal ,,Schwedenring" Gütz
von Mechthild Meinike
mit Nord-Nordost angegeben. Hier gibt es zur heutigen Situation einen Widerspruch. Die Messungen ergaben, dass der heutige Eingang exakt magnetisch Nord orientiert ist. Mich bewegten die Fragen, warum Lehrer Bernhard Brühl 1939 ausgerechnet auf dem Gützer Berg den ,,Schwedenring" anlegte und z. B. nicht gleich neben der Schule? Oder: Gibt es eventuell Hinweise auf frühgeschichtliche Vorgängerbauwerke oder regionale Traditionen, die astronomische Bezüge aufweisen und die den Gützer Berg zu einem kultischen Ort werden ließen?
Die Ergebnisse der astronomischen
Analyse
Eine Überprüfung des ,,Schwedenringes"
(12 Grad 08' 24'' O, 51 Grad 31' 32'' N, WGS
Abb. 1:
84) hinsichtlich der Labyrinthgestaltung
Labyrinth ,,Schwedenring" Gütz (Foto Meinike)
in Bezug zu den Azimuten bleibt ergeb-
nislos. Die Erarbeitung eines digitalen
topographischen Horizontprofils ist
Der älteren Bevölkerung von Landsberg Weiter waren die Ganglänge von 400 m, nicht mehr sinnvoll. Eine Vielzahl von
und Gütz ist der Bau des Labyrinthes auf 11 Ringe und ein Durchmesser von 24 m Veränderungen durch Steinbrüche,
dem Gützer Berg noch in Erinnerung. Der darauf vermerkt. Der Eingang wird in [1] Kiesgruben und Autobahnbauwerke lassen
,,Schwedenring" wurde 1939 von Schülern
unter Anleitung von Lehrer Bernhard
Brühl (1877-1955) im Stil eines kretischen
Labyrinthes angelegt. Die Bezeichnung
,,Schwedenring" geht auf Traditionen in
den nordeuropäischen Ländern zurück. Es
besteht die Möglichkeit, dass schwedische
Soldaten die Idee vom Labyrinth im 30-jäh-
rigen Krieg in deutsche Lande brachten [4,
5]. In einer Veröffentlichung zur Trojaburg
von Steigra aus dem Jahr 1924 werden
in der Region nur die ,,Wunderburgen"
von Stedten/Schraplau und Teicha erwähnt
[6], nicht aber Gütz. Im allgemeinen
Sprachschatz der Bevölkerung lassen sich
für den Gützer ,,Schwedenring" die Begriffe
Trojaburg und Schlangengang finden.
Es ist nicht auszuschließen, dass Lehrer
Brühl die Trojaburg/der Schwedenring von
Steigra bekannt war [4]. Seine heimat-
kundlichen und archäologischen Studien
sind z. T. heute noch erhalten. Im Zentrum Abb. 2:
des Gützer ,,Schwedenringes" befand sich Formvergleich mit der klassisch-kretischen Labyrinthform (oben rechts) und der
eine zylindrische Säule aus Stein mit den Trojaburg von Steigra (rechts unten). Luftbild 1992 von Otte Braasch, Landesamt
Angaben zu den Himmelsrichtungen. für Denkmalpflege und Archäologie S.-A.
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G esc h i c h t e 91
einen Teil der Landschaft völlig anders als vor 60 Jahren erscheinen. Die höchste Erhebung Petersberg nimmt am Horizont eine Höhe von ca. 3 Grad ein. Der Spitz- und Pfarrberg waren früher nicht bewaldet. Sie bilden mit dem Kapellenberg die einzigen Erhebungen in einer ansonsten fast ebenen Horizontsituation. Die gezeichneten Pläne sind in der magnetischen Deklination korrigiert, die Refraktion ist in die Betrachtung mit eingegangen. Bei der Prüfung der Sonnenauf- und Untergangsazimute von Sonne und Mond sind jedoch auffällige Bezüge zur umgebenden Topographie festzustellen: Der Osten wird durch die Kapelle
Landsberg und den Kapellenberg markiert, was einen sehr auffälligen Bezug darstellt! Die Abweichung beträgt für die Tag- und Nachtgleichen ~1-2 Grad zum Dach der Kapelle. Die Südrichtung lässt sich gut durch den Pfarrberg anpeilen. Der Sonnenuntergang zu Samhain (01.11.) und die Wintersonnenwende lassen sich mit dem Spitzberg (7 Hügelgräber, Baalberger, Salzmünder, Lausitzer Kultur, Bronzezeit? [2]) anvisieren. Die Ausläufer des Petersbergs liegen am Horizont in dem Bereich, wo die Sonne zu Beltaine (01.05.) westlich vom Petersberg und zur Sommersonnewende nördlich vom Petersberg untergeht (Abb. 5). Auf halben Weg zwischen Samhain und Westrichtung wird der Horizont durch den auffälligen Hohen Turm von Hohenthurm markiert (nicht im Kartenausschnitt).
Abb. 3: Überprüfung der Beziehungen zwischen Labyrinthgestaltung und Azimuten; unter Verwendung einer Zeichnung von Gunter George, 15.10.2000.
Dies sind aus meiner Sicht keine Zufälligkeiten. Lehrer Brühl war nachweislich verdienter Pädagoge - kein Nazi - ein Mensch, dem die Vermittlung von Heimatgefühl und Naturverbundenheit wichtig war [2]. Seine vielen Zeichnungen belegen seine sehr gute Beobachtungsgabe. Er wollte seinen Schülern Heimat- und Naturverbundenheit vermitteln. Diese Naturverbundenheit schließt mit ein, dass er - in der Mode der 1930iger Jahre - das Labyrinth als Symbol für den Jahreslauf und die Wiederkehr der Sonne anlegen ließ und dass Sonnenwendfeiern durchgeführt wurden. Da spielte auch die Orientierung
in den Himmelsrichtungen eine wichtige Rolle, sonst wäre die Säule im Zentrum des Labyrinthes nicht aufgestellt worden. Vom Gützer Berg aus gesehen, bot der Horizont mit seinen Erhebungen die Möglichkeit, mit Hilfe der sich ändernden Sonnenauf- und Untergangsorte bestimmte Termine im Jahr ungefähr zu erfassen. Der Gützer Berg war für die Bevölkerung der Umgebung der Ort für Johannisfeiern zur Sommersonnenwendzeit. Die Dorfbewohner berichten von brennenden Stroh(Sonnen)rädern, die die Abhänge des Berges hinabrollten. Es ist überliefert, dass auf dem Gützer Berg Laubhütten zum Pfingstfest errichtet wurden. Blutstropfen, die aus den Bäumen fielen, warnten die Zecher, die dem Pfingstbier zuviel zugesprochen hatten [3]. Das Foto von 1950 (in der Abbildung 6) zeigt, dass in der Nachkriegszeit im Umfeld des Labyrinthes Landwirtschaft stattfand. Daraus folgt, dass diese Legende auf einen vor längerer Zeit stattgefundenen Brauch zurückgeht. Pfingsten in seiner ursprünglichen Form 50 Tage nach Ostern, gilt als Abschluss der Osterzeit und als die Zeit der Darreichung der ersten reifen Früchte. Dies lässt wieder eine fruchtbarkeitskultische Bedeutung vermuten. Die Symmetriebeziehungen des Sonnenlaufes ergeben noch eine weitere Verbindung zur regionalen Sagenwelt - zur Sage vom Piltitzer Teufelsstein [1, 2, 3]. Dass Bernhard Brühl auf solche Besonderheiten achtete, ist auf vielen sei-
Abb. 4: Überprüfung der astronomischen Beziehungen zur Topographie und zur Siedlungsgeschichte; unter Verwendung TK 10, Landesamt für Landesvermessung und Geoinformation S.-A.
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Abb. 5: Überprüfung der astronomische Beziehungen zum Petersberg (roter Kreis links) Darstellung der Sonnenuntergangsazimute zur Sommersonnenwende (rot) und Beltaine (blau) sowie die Untergangsazimute des Mondes in seiner nördlichsten Extremstellungen (magenta); unter Verwendung TK 50, Landesamt für Landesvermessung und Geoinformation S.-A.
Messerschmidt sind bei der Anlage des Labyrinthes keine archäologischen Funde gemacht worden. Da Bernhard Brühl sehr viel auf- und gezeichnet hatte und an archäologischen Ausgrabungen aktiv beteiligt war, sollte man in seinen Unterlagen Fundhinweise erwarten. Auch die Ortsakte im Landesamt für Denkmalpflege und Archäologie, von Seiten des Museums Landsberg und von Heimatkundler Messerschmidt konnten keine archäologischen Funde zugeordnet werden. Aus meiner Sicht wurde das Labyrinth an der bestmöglichen und geeignetsten Stelle errichtet. Der Gützer Berg mit dem Labyrinth ermöglichte in der Vergangenheit gute Sichtbedingungen in die umgebende Landschaft. Die Topographie und der Horizontverlauf ergeben annähernd Bezüge zu traditionell genutzten Terminen des Sonnenkalenders, die sich aber nur in der Überlieferung - ohne konkreten Beweis - fassen lassen. Lehrer Brühl konnte auf dem Gützer Berg den Kreislauf der Natur und den Kreislauf der Sonne mit
ner Skizzen zu sehen. Der Teufel auf dem Petersberg will den Stein Richtung Kapellenberg werfen. Die Kapelle wird von Brühl im Licht der aufgehenden Sonne gezeichnet!
Rätsel: Warum der ,,Schwedenring" heute exakt magnetisch Nord angelegt ist, erscheint mir ungewöhnlich. Im Gespräch mit verschiedenen Bewohnern von Landsberg hat sich ergeben, dass das heutige Labyrinth so rekonstruiert wurde, wie es angeblich damals war. Daran habe ich meine
Abb. 6: Labyrinth 1950, Säule mit den Himmelsrichtungen im Zentrum, rechts Eingangsstein [2]; unter Verwendung TOP 50, Landesamt für Landesvermessung und Geoinformation S.-A.
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Zweifel, insbesondere wenn ich mir das Foto von 1950 (Abb. 6) anschaue. Mich könnte hier aber die Perspektive des Bildes und die zwischenzeitlich veränderte Landschaft täuschen! Der Heimatkundler Arthur Messerschmidt aus Landsberg äußerte, dass der Eingang des Labyrinthes auf den Teufelstein in Piltitz orientiert sein könnte. Aus dem Foto heraus lässt sich das heute nicht mehr endgültig klären. Die Möglichkeit jedoch ist nicht auszuschließen. Nach Informationen des Heimatkundlers
Abb. 7: Piltitzer Teufelsstein (Foto Meinike)
der territorialen Geschichte und regionalen Sagenwelt ideal verbinden.
Literaturhinweise [1] M. Messerschmidt, A. Messerschmidt,
2002: ,,Heimatgeschichte(n) Ernst Bernhard Brühl, Landsberg-Gütz, WöllsPetersdorf und Umgebung", Spickendorf 2002, 27 [2] Zitat [1], 4-51 [3] H.-J. Schramm, B. Schwarzberg, 2005: ,,Sagenhaftes Landsberg in Saalkreis und der näheren Umgebung", Halle, 2005, 38-39 [4] K. Krüger, 1996/7: ,,Labyrinthe - Das Rasenlabyrinth bei Steigra", in:
Querfurter Heimatblätter 1996/1997, 1619 [5] F. Wöhlbier, 1924: ,,Die Trojaburg bei Steigra", in: Querfurter Jahrbuch 1924, 52-56 [6] K. Nennewitz, 1924: ,,Die Trojaburg bei Steigra", in: Querfurter Jahrbuch 1924, 57
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Abb. 8: Überprüfung der Sonnenauf- und Untergangsazimute zur regionalen Sagenwelt [2]; unter Verwendung der Zeichnung ,,Sage vom Piltitzer Teufelsstein" von Bernhard Brühl, S. 51.
Die Geschichte und Literatur des Lichtwechsels Veränderlicher Sterne
von Heinz Schmidt
Der Sternkatalog, der aufgrund einer Anregung von Gustav Müller im Jahre 1918 von der Astronomischen Gesellschaft herausgegeben wurde, wird von Hans Ludendorff im Handbuch der Astrophysik (Das Sternsystem, 2. Teil, 1928) als grundlegendes Werk über Veränderliche Sterne, das niemand entbehren kann, der sich mit den Himmelskörpern theoretisch oder praktisch befasst, beschrieben. Müller, Astronom und Direktor des Astrophysikalischen Observatoriums Potsdam, blieb auch bei der Bearbeitung des Veränderlichen-Katalogs, der von der Astronomischen Gesellschaft gefördert wurde, die treibende Kraft. Herausgegeben wurde der Katalog unter der Schirmherrschaft der Astronomischen Gesellschaft von Gustav Müller und Ernst Hartwig im Jahre 1918. Die erste Ausgabe erfolgte in drei Bänden bis 1922. Die zweite Ausgabe umfasste fünf Bände und wurde 1961 abgeschlossen. Die Idee zu einem umfassenden Katalog für Veränderliche Sterne hatte Müller, der sie auf einer Tagung der Astronomischen Gesellschaft im Jahre 1900 vortrug. Der Katalog von Müller und Hartwig hatte wichtige Vorläufer: 1786 Pigott mit 12 anerkannten und 38 zweifelhaften Veränderlichen. 1844 Argelander mit damals 18 bekannten und ein zweiter 1850 mit 24 Veränderlichen. Schönfeld, der enge
Mitarbeiter Argelanders, gab bis 1875 drei Kataloge heraus. Der letzte umfasst 143 Objekte und ausführliche Bemerkungen. Noch zu nennen wäre Chandler, dessen dritter Katalog aus dem Jahre 1896 schon 393 Veränderliche enthält. Die Liste der Kataloge ist nicht vollständig. Weitere sind im Vorwort der ,,Geschichte und Literatur" (G.u.L.) aufgeführt. Durch die Einführung der Fotografie und die systematische Suche nach Veränderlichen durch Fachastronomen und Sternfreunde stieg die Zahl der Veränderlichen sprunghaft an, so dass eine erweiterte Registrierung dringend notwendig wurde. Müller und Hartwig nahmen unter Mithilfe anderer Astronomen die Arbeit am Katalog in Angriff und beendeten sie mit der Herausgabe des dritten Bandes der G.u.L. im Jahre 1922. Nach dem Tode Hartwigs im Jahre 1923 wurden die Arbeiten zur 2. Auflage von R. Prager und H. Schneller fortgesetzt. Es entstanden noch fünf weitere Bände der G.u.L. zwischen 1938 und 1961. In der ersten Auflage waren die Veränderlichen noch nach Rektaszension geordnet. In der zweiten Auflage nach Sternbildern. Am Beispiel von TV Cassiopeiae kann der Aufbau des Katalogs erklärt werden. Neben den Koordinaten 0h13m55s + 58 Grad 35' (1900) = BD +58 Grad 30 (7,3 mag) werden noch
andere Parameter aufgeführt. Eine ausführliche Geschichte bis zur Bestimmung der Periode und der Lichtkurve ist zur Bearbeitung des Veränderlichen nachlesbar. Nach dem 2. Weltkrieg wurde die G.u.L. durch den ,,General Catalogue of Variable Stars" (GCVS) und andere moderne Kataloge abgelöst.
Nachtrag Ich habe den Katalog wieder in Erinnerung gebracht, weil ich der Ansicht bin, dass er mit der Zeit in Vergessenheit zu geraten droht. Sicher ist er durch moderne Kataloge wie den GCVS und andere durch deren Aktualität ersetzt worden. Als Fundgrube für Historiker und historisch an den Veränderlichen interessierten Sternfreunden ist er kaum durch einen modernen Katalog zu ersetzen. Die G.u.L. ist nämlich erkennbar kein Katalog, sondern eher ein erbauliches Lesebuch von unschätzbarem Wert. Die G.u.L. ist in der 2. Ausgabe leicht antiquarisch erhältlich. Die BAV-Bibliothek hat nur dieses Exemplar.
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VEGA live - Schlagzeilen
Über Ostern trafen sich die Leiter des Astronomischen Sommerlagers in Berlin. Das Leitermeeting brachte wieder sehr konstruktives Brainstorming für das Sommerlager und für weitere Projekte. Während bei den Camporganisatoren und VEGAVorstand die Köpfe rauchten, traf sich im Westen der Republik ein Freundeskreis um Elisabeth Guerin zu einem weiteren Ostertreffen und eine andere um Volker Heesen in einer Mühle am Niederrhein zum Astronomischen Abenteuer-Camp der M.A.O (siehe Artikel). Auch in diesem Jahr gab es ein kleines Treffen von Jugendlichen auf dem Internationalen Teleskoptreffen am
Vogelsberg (ITV) In Anbetracht des regelmäßig unbequemen Wetters beim ITV überlegt der Organisator (Martin Schoenball, Dresden), künftig auch alternative Treffen (CHAT, BTM) ins Programm zu nehmen.
Berlin Die Berliner Sternfreunde im FEZ haben nun endlich grünes Licht für die Kinder- und Jugendsternwarte (KJUB) auf dem Dach des Freizeit- und Erholungszentrums (FEZ). Im FEZ in der Berliner Wuhlheide finden übrigens des Öfteren Raumfahrtwochenenden in der simulierten Raumstation mit passendem Bodenkontrollzentrum statt. Vom Kosmonautentraining bis hin zum Physik-Experiment ist hier alles dabei - von Ferien - und Freizeitgestaltung bis hin zu unterrichtsbegleitenden Schulexperimenten in Biologie, Chemie, Physik ist hier alles machbar!
Interessenten können sich gerne an uns wenden: die VEGA vermittelt den Kontakt. Nähere Infos auch im Internet: www. orbitall-berlin.de und www.fez-wuhlheide.de
Im Oktober führt die VEGAmit Oliver Debus aus Frankfurt eine erste Kinderund Jugendwoche in einer Jugendherberge durch. Zielgruppe sind hier 8- bis 10-jährige Schüler. Weitere Projekte für diese Altersgruppe sind in der VdS-Sternwarte in Kirchheim geplant. Daher würden wir uns sehr über Interessentenmeldungen (Kinder) freuen. Bitte kontaktieren Sie uns elektronisch: service@vega-astro.de oder per Telefon +49 (0)30 674 70 28.
Danke an alle Aktiven in der Jugendarbeit! Ich freue mich sehr, hier stets von einer sehr engagierten Jugendgruppe und neuen Projekten berichten zu können!
Eure Susanne M. Hoffmann
Die VEGA-Reise zur Sonnenfinsternis in die Türkei
von Martin Schoenball
Anlässlich der Sonnenfinsternis 1999 wurde das erste astronomische Jugendlager von der Fachgruppe Jugendarbeit organisiert. Damals war das SoFi-Camp in Violau ein voller Erfolg, und so ist es nur logisch, dass auch bei der nächsten einfach erreichbaren Sonnenfinsternis eine Veranstaltung der VdS-Jugendgruppe organisiert werden sollte. Ende 2005 nahm Willem van Kerkhof erste Kontakte zu Reiseveranstaltern auf und in weniger als einem Monat fanden sich zehn reisewillige Jugendliche; die Reise wurde gebucht. Am 23.3. starteten wir von den Flughäfen Düsseldorf und Leipzig aus in die sonnige Türkische Riviera nach Antalya. Für
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die ersten 6 Tage der Reise stand die Kultur und Landschaft im Mittelpunkt. Dafür hatten wir in Antalya den idealen Ausgangspunkt, lag doch unser Hotel inmitten der zum UNESCO-Weltkulturerbe erklärten Altstadt Kaleii. Nachdem wir in 2 Tagen Antalya zu Fuß kennen gelernt hatten, erkundeten wir nun die nähere Umgebung per Mietwagen. Dabei besuchten wir verfallene Städte der griechischen Antike wie Perge, Aspendos mit dem berühmten Amphitheater, Side und Seleucia, das wunderschön abgelegen in einem Kiefernwald liegt. Etwas abseits der üblichen Pfade kann man in den Ausläufern des Taurus-Gebirges eine ganz andere Türkei kennen lernen, die nichts
Abb. 1: Das Perlschnurphänomen, Optik: Megrez 80 APO mit TeleVue Flattener, effektive Brennweite 520 mm, Kamera: Canon EOS 350D, Einstellung ISO 200. Belichtungszeit: 1/4000 s, Foto: Tobias Kampschulte
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mit der westlichen Welt 50 km weiter in Antalya zu tun zu haben scheint! Am Dienstag vor der Sonnenfinsternis machten wir uns auf die Suche nach einem geeigneten Platz, von dem wir beste Bedingungen haben sollten, um die Sonnenfinsternis in allen Facetten zu genießen. So bauten wir unsere Gerätschaften am zeitigen Vormittag des Mittwochs auf einem Hügel bei Ilica, circa 7 km nördlich von Side, auf.
Mit Spannung erwarteten wir den ersten Kontakt und waren erleichtert, als er tatsächlich exakt zur vorausberechneten Zeit passierte. Während der partiellen Phase war genügend Zeit die Umgebung zu beobachten, die in ein immer seltsamer werdendes Licht getaucht wurde. Besonders viel Spaß hatten wir mit dem LochkameraPrinzip, dass bei allen, von der Sonne durchstrahlten Löchern, Sonnensicheln abbilden ließ. Kurzerhand veranstalteten wir einen Wettbewerb, wer die meisten Sonnensicheln mit seinen Händen zaubern konnte. Der Gewinner schaffte es auf ganze 12 Stück! In den letzten Minuten der partiellen Phase bemerkten wir Wolken, deren Ränder scharf
Abb. 2: Die Sonnenkorona, Komposit 1/4000 s bis 1 s, Optik: Megrez 80 APO mit TeleVue Flattener, effektive Brennweite 520 mm, Kamera: Canon EOS 350D, Einstellung ISO 200, Foto: Tobias Kampschulte
begrenzte, dunkle Schattierungen zeigten, Venus wurde sichtbar und einige Sekunden vor dem 2. Kontakt auch die Korona. Dann wurde es plötzlich dunkel und Jubel brach
aus. Die 3 Minuten 45 Sekunden dauernde Totalität verging wie im Flug. Es war viel zu wenig Zeit die Fülle von Eindrücken ausreichend beobachten zu können. So
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96 J uge n d a r be i t
wurden mit der Bewegung des Mondes immer neue Protuberanzen sichtbar. Um diese leuchtete die Korona in Bögen. Die Korona selbst war extrem kontrastreich und faserig strukturiert wie ich es bislang noch auf keinem Foto gesehen habe! Nachdem die Protuberanzen im Nordosten verschwunden waren zeigten sich weitere im Westen. Schon bald wurde die Photosphäre für einige Sekunden sichtbar bis schließlich die ersten Lichtstrahlen der Chromosphäre durch die ersten Mondtäler fielen und einen gleißenden Diamantring zauberten.
Nach kurzem Schock über die Kürze dieser fast vier Minuten kam die Euphorie durch und wir schwangen uns zu einem Freudentanz auf. Danke an Willem van Kerkhof für die Organisation!
Abb. 3: Ilika, Türkiye: 6 Jahre nach Uwe Reimanns SoFi-Sommerlager in Violau haben sich vier der damaligen Campteilnehmer um Willem van Kerkhof im Morgenlande versammelt. Durch Akkreditierung weiterer Freaks haben sich zehn junge SoFiTouristen herausgebildet.
Neues vom Astronomischen Abenteuer Camp
von Martin Rongen
Dieses Jahr um Ostern (8.4 bis 17.4.2006) veranstaltete die Moerser Astronomische Organisation (MAO) zum 28. Mal das Astronomische Abenteuer Camp (AAC) in der Mühle Wissel. Dabei handelt es sich um ein Lager für Jugendliche zwischen 16 und 24 Jahren, die in familiärer Atmosphäre (normalerweise liegt die Teilnehmerzahl um 20), während Arbeitsgruppen und spontan entstehenden Diskussionen ihr Wissen austauschen und erweitern. Aufgrund der diesjährigen geringen Teilnehmerzahl von 7 Jugendlichen plus 4 Leitern, die sich größtenteils im Studium befinden, wurden die zwei geplanten AG's zusammengelegt. Trotzdem konnte auf individuelle Interessen und den jeweiligen Wissensstand eingegangen werden. In der ersten Hälfte des Camps beschäftigten wir uns mit Spektroskopie, dazu bastelten wir Handspektroskope mit denen wir z. B. Flammen untersuchten, zeichneten Spektren verschiedener markanter Sterne mit Hilfe eines Blazegitters auf und lernten die Klassifizierung von Sternen anhand von Spektren kennen. Dies führte uns zum Hertzsprung-Russel-Diagramm, von dem wir die Entwicklung der Sterne ableiteten. In der zweiten Hälfte des Camps lernten wir drei verschiedene Methoden zur Entfernungsbestimmung im Weltall kennen. Die wohl am einfachsten selbst ausführbare Methode ist die Entfernungsbestimmung zum Mond. Dabei wird die scheinbare Durchmesserveränderung des Mondes
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während einer Nacht aufgrund seiner Bewegung um die Erde ausgenutzt. Ebenfalls errechneten wir die Entfernung zur Galaxie M 100 im Virgo-Galaxienhaufen anhand von Cepheiden und versuchten uns an der sehr viel schwierigeren SN1987A. Für die allabendlichen Beobachtungen standen uns in diesem Jahr ein 10 Zoll LX200 der MAO, ein 10 Zoll Dobson D10, ein 6 Zoll Groß-Bino und einige kleinere Teleskope zur Verfügung. Einige Ferngläser, die ebenso wie das Groß-Bino freundlicherweise von der Fujinon Europe GmbH zur Verfügung gestellt wurden, rundeten die Ausrüstung ab. Alles Beobachtungsgerät wurde auch dringend benötigt, schließlich wollte jeder in dem von uns arrangierten MessierCampmarathon an der Spitze stehen. Neben diesem Wettbewerb konzentrierten wir uns bei den Beobachtungen auf Planeten, Mehrfachsternsystemen und Sternspektren, sowie natürlich den Mond. Doch auch in den vereinzelten Nächten ohne klaren Himmel kamen nur wenige zum eigentlich dringend benötigten Schlaf. Schließlich standen immer noch theoretische Aufgaben vom Vormittag aus und es gab genügend Rohbilder, die auf Bearbeitung warteten. Oder es gab trotzdem astronomische Besonderheiten wie einen sehr gut ausgeprägten MondHalo zu bewundern. Darin liegt wohl auch begründet, dass gegen Ende des Camps die Müdigkeit überhand nahm, was sich
Abb. 1: Gruppenbild der AAC-Teilnehmer vor der Mühle
J uge n d a r be i t + K l e i n e P l a n e t e n 97
Abb. 2 (oben): Sonnenbeobachtungen mit dem 10-Zoll-Dobson
Abb. 3 (rechts): Ein typischer Theorie-Vormittag ...
deutlich in der Kaffeestatistik niederschlug. Neben dem astronomischen Teil gehört auch ein kreatives NAP (Nicht-Astronomisches Programm) zu einem gelungenem AAC. Dabei zeigte so manch ein Teilnehmer ungeahnte Facetten. Zudem unternahm die
Gruppe einen Ausflug in die nahe gelegene, niederländische Stadt Nimwegen, wobei ein Besuch der dortigen Volkssternwarte natürlich nicht fehlen durfte. Wenn nun euer Interesse geweckt wurde, schaut doch einfach mal bei uns auf der Homepage http://www.sternwarte-moers.
de/aac.html vorbei und seit beim nächsten AAC dabei. Anmeldeunterlagen und weitere Infos gibt es bei: Volker Hessen, Kreuzstr. 5, 44787 Bochum, Telefon 0163 - 80 45 836 E-Mail: hesssen@astro.ruhr-uni-bochum.de
Die Beobachtung von Tautenburger Kleinplaneten
von Gerhard Lehmann
Dr. Freimut Börngen war von 1962 bis 1995 als Astronom an der heutigen Thüringer Landesternsternwarte Tautenburg tätig. Mit dem dortigen 2-m-Schmidt-Spiegel untersuchte er unter anderem die Galaxien. Auf den so erhaltenen Fotoplatten bildeten sich die Kleinplaneten als mehr oder weniger lange Strichspuren ab. Die ersten musste er in seiner Freizeit vermessen, da die Kleinplaneten kein offizieller Forschungsschwerpunkt in der DDRAstronomie waren. Aber in den Folgejahren avancierte er mit über 500 Kleinplaneten [1] zu einem der weltweit erfolgreichsten Entdecker. Die Tautenburger Kleinplaneten waren geboren. Schwierig war für ihn in der DDR-Zeit die Namensgebung. So beschränkte er sich auf politisch neutrale Bezeichnungen, wie z.B. (2424) Tautenburg, (3181) Ahnert oder (3941) Haydn. Nach dem Mauerfall wandte
sich Börngen bei den Namensvorschlägen zunehmend und systematisch historischen, kulturellen, wissenschaftlichen und geografischen Bezeichnungen zu. Für sein Lebenswerk wurde Freimut Börngen vom Bundespräsidenten Horst Köhler das Bundesverdienstkreuz am Bande verliehen. In einer Feierstunde überreichte ihm der Thüringer Kultusminister Prof. Dr. Jens Goebel am 6. April 2006 in Erfurt den Orden. Stellvertretend erfuhr damit auch die Thüringer Landesternsternwarte eine Ehrung. Ein Kolloquium an dieser Sternwarte am 19. April 2006 trug dieser Tatsache Rechnung. Heute zählt der 75-jährige Freimut Börngen zu den weltweit erfolgreichsten Entdeckern von Kleinplaneten, den so genannten Planetoiden, in unserem Sonnensystem. Die Beobachtung der Tautenburger Kleinplaneten ist ein besonders schönes
Abb. 1: Dr. Freimut Börngen mit seiner Frau Barbara. Aufgenommen von Jens Kandler anlässlich der Verleihung des Bundesverdienstkreuzes am Bande durch den Thüringer Kultusminister Prof. Dr. Jens Goebel am 6. April 2006 in Erfurt.
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Beispiel für die Zusammenarbeit zwischen Profiastronomen und Amateuren. Von dieser Zusammenarbeit soll kurz berichtet werden. Die Volkssternwarte Drebach [2] wurde 1986 als Jugend- und Feriensternwarte des Kulturbundes der DDR eröffnet. Schon bei ihrer Eröffnung gehörte ein Kleinplanetarium dazu. Ein solches Planetarium unterstützt in besonderer Art und Weise die Arbeit einer öffentlichen Sternwarte, erlaubt es doch die Erklärung des Sternenhimmels unabhängig von der Tageszeit und dem aktuellen Wettergeschehen. So ergänzen sich Sternwarte und Planetarium. Der Autor hatte das große Glück, dieser Einrichtung seit 1989 anzugehören. Amateurastronomische Beobachtungen bereicherten von Anfang an die umfangreiche Vortragstätigkeit im Planetarium. Vielfältige Beobachtungen wurden durchgeführt. Aber die erste erfolgreiche fotografische Beobachtung des Kleinplaneten (3) Juno am 18.1.1993 mit einer 3,5/500mm Flat-Field-Kamera der Firma Lichtenknecker stellte die Weichen für den zukünftigen Schwerpunkt in der
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Abb. 2: Im Bild oben der Tautenburger Kleinplanet (8381) Hauptmann mit 15,8 mag und unten (10932) Rebentrost mit 15,2 mag am 18. Februar 1998. Aufgenommen an einem 50 cm Cassegrain f/5 und SBIG ST-6. Norden ist oben, Osten ist links.
Abb. 3: Im Bild oben (38976) Taeve mit 18,3 mag und unten der Tautenburger Kleinplanet (18458) Cäsar mit 18,5 mag am 18. Oktober 2000. Aufgenommen an einem 50 cm Cassegrain f/5 und SBIG ST-6. Norden ist oben, Osten ist links.
amateurastronomischen Arbeit. Zahlreiche weitere Kleinplaneten wurden in der Folgezeit fotografiert und anschließend am Koordinatenmessgerät der Volkssternwarte Radebeul vermessen. Als Folge dieser Beobachtungen erhielt die Sternwarte Drebach von der IAU den Stationscode 113. Ein Meilenstein in der weiteren Entwicklung der Sternwarte war die Beschaffung einer CCD-Kamera ST6 der Firma SBIG, welche an einem neu aufgestellten 7-ZollRefraktor benutzt wurde. Mit diesem Instrumentarium wurde der Kleinplanet (1620) Geographos am 4.7.1994 als erster erfolgreich beobachtet. Damit war auch in Drebach das CCD-Zeitalter für die Kleinplanetenbeobachtung eröffnet. Nun stand als Ergebnis der Beobachtung eine elektronische Bilddatei zur Verfügung, welche mit Hilfe des Computers auch gleich vermessen werden konnte. Sternkataloge auf elektronischen Medien halfen dabei. Die zeitaufwändige Fahrt zum Koordinatenmessgerät entfiel, und auch die Zeit für die Auswertung verkürzte sich enorm. Im Bestreben nach sinnvollen, die
Fachastronomie
unterstützenden
Beobachtungen nahmen die Sternfreunde
aus Drebach 1995 Kontakt mit Herrn
Dr. Börngen auf. Mit dem Übergang in
den Ruhestand brach Freimut Börngen
nicht abrupt mit seinen Lieblingen im
Sonnensystem. Er blieb freier Mitarbeiter
der Thüringer Landesternsternwarte.
Die Kontaktaufnahme war der Beginn
einer fruchtbaren Zusammenarbeit.
Schon bald erhielten die Sternfreunde
der Sternwarte Drebach die ersten
Beobachtungsvorschläge. So wurde
am 7.3.1995 mit der CCD-Kamera
der Kleinplanet 1993 SK3 als erster
Tautenburger Kleinplanet erfolgreich
beobachtet, welcher heute als (11573)
Helmholtz registriert ist. Damit begann
die systematische Beobachtung der
Tautenburger Kleinplaneten in Drebach.
Ein zweiter Meilenstein für die Sternwarte
Drebach war die Einweihung eines 0,5-m-
Spiegels von der Firma Baader Planetarium.
Jetzt ergaben sich neue Möglichkeiten.
Die Reichweite stieg in besonders guten
Nächten auf die 20. Größenklasse. Es kam,
wie es fast zwangsläufig kommen musste.
Bei der Beobachtung eines Tautenburger
Kleinplaneten, welcher heute als (8381)
Hauptmann geführt wird, entdeckten wir
einen neuen. Die Entdeckerfreude war rie-
sig. Nachdem sein Bahnbogen lang genug
war und er die Nummer 10932 bekam,
benannten wir ihn nach David Rebentrost
(1648-1703). Er war Pfarrer, gleichzeitig
Arzt, Heilpraktiker und Pflanzenzüchter.
Der Legende nach soll er dem Sächsischen
Kurfürsten Johann Georg II nach einem
Jagdunfall ärztliche Hilfe geleistet haben.
Zum Dank durfte sich David Rebentrost
drei Pflanzen aus dem kurfürstlichen bota-
nischen Garten in Dresden aussuchen.
Darunter war auch der Frühlingskrokus.
Dieser Krokus hat sich nun großflächig
in Drebach verbreitet und eine besondere
lokale Form (Crocus vernus Wulf. forma
Drebachiensis) gebildet. Jedes Jahr zur
Krokusblühte pilgern tausende Touristen
nach Drebach.
In der Folgezeit kam es bei der Beobachtung
von Tautenburger Kleinplaneten immer wie-
der zu Neuentdeckungen. So wuchs unsere
Liste der Drebacher Kleinplaneten auf 75
an. Einige unserer Kleinplaneten benann-
ten wir nach bedeutenden Persönlichkeiten.
Stellvertretend stehen hierfür (17737)
SigmundJähn, benannt nach dem ersten
deutschen Kosmonauten Dr. Sigmund
Jähn, und (38976) Taeve, benannt nach
dem sehr erfolgreichen Radsportler Gustav
Adolf Schur. Symbolisch überreichten wir
K l e i n e P l a n e t e n 99
auf ewig mit dem Namen Dr. Freimut Börngen und der heutigen Thüringer Landesternsternwarte Tautenburg verbunden bleiben. Aber sie stehen auch für eine fruchtbare Zusammenarbeit zwischen einem der liebenswürdigsten deutschen Astronomen und den so genannten Amateuren in der Astronomie.
Abb. 4: Links der Radsportler Gustav Adolf Schur, genant Täve, und rechts Katrin Lehmann, Ehefrau des Autors. Das Bild wurde anlässlich einer Festveranstaltung im Planetarium Drebach von Andreas Ickelsheimer aufgenommen.
Abb. 5: Rechts Dr. Freimut Börngen im Gespräch mit Erich Meyer und dessen Frau Edith. Aufgenommen vom Autor anlässlich der 7. Kleinplanetentagung
2004 in Essen.
den so Geehrten ihren Kleinplaneten im Planetarium, und die Öffentlichkeit nahm daran regen Anteil. Im Zeitraum 1994 - 2005 können die Drebacher Sternfreunde auf ca. 11.000 Positionen von 2094 verschiedenen Kleinplaneten zurück blicken. Darin enthalten sind 279 Tautenburger Kleinplaneten. Die Sternwarte Drebach ist damit an der Nummerierung der Hälfte aller Tautenburger Kleinplaneten beteiligt.
Aber nicht nur in Drebach wurden die Tautenburger beobachtet. Auf der Sternwarte in Winterthur [3] in der Schweiz mit dem Stationscode 151 beobachtete Markus Griesser seinen ersten Tautenburger Kleinplaneten am 8. August 1999. Es war 1994 UZ12, welcher heute als (11588) Gottfried Keller in den Listen der IAU geführt wird. Freimut Börngen ehrte damit den Schweizer Schriftsteller Gottfried Keller (1819-1890), worüber sich der Sternwartenleiter noch heute freut, denn er schätzt diesen feinsinnigen Poeten sehr.
Im Zeitraum von 1998 - 2005 erhielt Markus Griesser insgesamt 14.000 Positionen von 1357 Kleinplaneten. Er ist damit an der Nummerierung von 130 Tautenburgern beteiligt, was einem Viertel der nummerierten entspricht. Freuen konnte er sich über 4 Neuentdeckungen, davon sind drei mittlerweile nummeriert und benannt. Bezeichnenderweise entdeckte er einen seiner Kleinplaneten, nämlich (82232) Heuberger, bei der Beobachtung eines Tautenburger Kleinplaneten, der heute als (24748) Nernst bekannt ist. Aber auch im hessischen Bundesland wurden die Tautenburger Kleinplaneten beobachtet. Auf der Starkenburg-Sternwarte in Heppenheim [4] mit dem Stationscode 611 erhielt man im Zeitraum von 1995 - 2005 insgesamt 3.700 Positionen von 899 Kleinplaneten. Damit sind die Heppenheimer Sternfreunde an 30 nummerierten Tautenburgern beteiligt. Es gelangen 48 Neuentdeckungen, von denen 15 nummeriert und benannt sind. Die Tautenburger Kleinplaneten werden
Hinweise auf Internet-Links [1] Liste Tautenburger Kleinplaneten: http://
people.freenet.de/boerngen/listd.html [2] Homepage der Sternwarte Drebach:
http://www.planetarium-drebach.de/ [3] Homepage der Sternwarte Winterthur:
http://www.eschenberg.ch/ [4] Homepage der Sternwarte Heppenheim:
http://www.starkenburg-sternwarte.de/ DIAVORTRAG
,,Hab ich's dir nicht gesagt, Kos: Mit Dias ist nichts mehr zu machen.
Heutzutage ist Action angesagt!"
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Kosmische Begegnungen
von Wolfgang Ries
Ab und zu findet man auf Astroaufnahmen von Deep-Sky-Objekten kurze Strichspuren. Der Verursacher ist meist ein Kleinplanet, der sich während der Belichtungszeit ein kleines Stück auf seiner Bahn um die Sonne weiter bewegt hat. Für viele Astrofotografen sind solche zufälligen kosmischen Begegnungen eine Bereicherung des Bildes. Besonders dann, wenn man nach einiger Recherche herausfindet, wer der Verursacher der Strichspur war. Solche kosmischen Begegnungen finden täglich statt und lassen sich mit einer Planetariumssoftware gezielt suchen oder im Internet [1] finden. Die nachfolgende Tabelle enthält eine kleine Auswahl interessanter Begegnungen zwischen
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Kleinplaneten und Deep-Sky-Objekten. Damit soll Ihnen Ihr Weg zum persönlichen Bild einer kosmischen Begegnung erleichtert werden. Ich möchte Sie im Namen der Fachgruppe Kleine Planeten der VdS auffordern, Ihre kosmische Begegnung an mich zu schicken, um zukünftige Ausgaben des VdS-Journals mit einem Bild zu bereichern. Schicken Sie die maximal 200 KB großen Bilder per Mail mit dem Betreff ,,Kosmische Begegnung" an diriesw@aon.at. Bitte vergessen Sie nicht das Aufnahmedatum, die fotografierten Objekte und die Daten des Teleskops bzw. der Kamera mitzuteilen. Der Autor des ausgewählten Bildes wird anschließend aufgefordert, eine unkomprimierte Version des Bildes für den Druck
Abb. 1: NGC 3521 und der Kleinplanet (15910) 1997 TU17 mit 17,2 mag am 20. März 2006. Aufgenommen an einem 12-ZollNewton f/6 und mit einer SX-H9 CCDKamera auf der Kleinplanetenstation A44 ,,Altschwendt". Norden ist oben, Osten ist links. Das endgültige Bild ist Ergebnis einer länderübergreifenden Zusammenarbeit von Wolfgang Ries (A) und Stefan Heutz (D).
zur Verfügung zu stellen. Übrigens, die kosmischen Begegnungen müssen nicht aus der Tabelle stammen.
Hinweise auf Internet-Links [1] The Minor Planet Observer and Palmer
Divide Observatory: http://www.minorplanetobserver.com/ Misc/DSOAppulses.htm
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Datum 15.09.06 19.09.06 23.09.06 28.09.06 29.09.06 13.10.06 17.10.06 21.10.06 26.10.06 28.10.06 04.11.06 11.11.06 17.11.06 23.11.06 27.11.06 29.11.06 13.12.06 18.12.06 20.12.06 25.12.06 26.12.06 27.12.06 11.01.07 16.01.07 19.01.07 19.01.07 23.01.07
Uhrzeit Kleinplanet
mag
24:00
(1637) Swings
15,6
21:00
(89) Ianthe
13,9
24:00
(2259) Sofievka
14,9
24:00
(1981) Midas
15,8
20:00
(1981) Midas
15,8
20:00
(881) Athene
13,3
24:00
(4931) Thomsk
15,0
24:00
(4278) Harvey
15,6
22:00
(1040) Klumkea
14,2
22:00
(3152) Jones
15,5
03:00
(701) Oriola
14,2
20:00
(6111) Davemckay
15,3
20:00
(4690) Strasbourg
15,7
18:00
(241) Germania
13,1
23:00
(619) Triberga
13,4
03:00
(1790) Volkov
16,2
24:00
(426) Hippo
13,1
20:00
(2027) ShenGuo
15,1
03:00
(51) Nemausa
11,4
20:00
(2402) Satpaev
15,2
22:00
(27199) 1999 CE67
15,6
24:00
(780) Armenia
13,6
19:00
(1046) Edwin
15,4
20:00
(822) Lalage
14,4
19:00
(117) Lomia
13,4
22:00
(519) Sylvania
13,7
20:00
(44) Nysa
9,5
Objekt NGC 488 M 30 NGC 64 NGC 185 NGC 147 NGC 1 NGC 45 NGC 541 NGC 1023 NGC 978 M 1 NGC 521/533 M 110 M 72 M 77 NGC 2903 NGC 1193 M 45 Merope NGC 3044 M 37 M 35 M 78 M 74 M 1 NGC 672 NGC 1907 NGC 2175
Art Gx GC Gx Gx Gx Gx Gx Gx GC Gx SNR Gx Gx GC Gx Gx OC OC/N Gx OC OC N Gx SNR Gx OC OC/N
mag 11,2 7,2 12,6 10,3 10,4 13,6 11,6 13,2 10,5 13,2 8,4 12,5/12,4 8,9 9,3 9,7 9,3 12,6 1,8 12,5 5,6 5,1 8,0 9,8 8,4 11,4 8,2 6,8
Distanz () 13 4 7 8 2 2 3 11 6 9 4 6 7 9 2 2 3 4 7 9 14 18 7 1 6 6 7
Tab. 1: Daten für Begegnungen von Kleinplaneten mit Deep-Sky-Objekten. Abkürzungen: Gx=Galaxie, GC=Kugelsternhaufen, OC=Offener Sternhaufen, N=Diffuser Nebel, SNR=Supernovarest.
Mein erster nummerierter Kleinplanet
von Peter Kocher
Ende Oktober 2005 bescherte uns Petrus eine ganze Reihe schöner Nächte. Zudem nahte der Neumond, also beste Bedingungen für die Astrometrie von Kleinplaneten. Am 30. Oktober bereitete ich mich auf eine lange Nacht vor. Nach dem Einbruch der Dunkelheit begab ich mich zu unserer Volksternwarte in Ependes mit ihrem von der IAU vergebenen Stationscode A13, welche an diesem Sonntagabend frei war. Die Sternwarte besitzt seit kurzem einen Hypergraphen mit einem Hauptspiegel von 50 cm Öffnung. Für die Astrometrie benutze ich das Instrument im Primärfokus mit einer Brennweite von 1.500 mm. Die Aufnahmen machte ich mit meiner SBIGST8XE. Neben dem Bestätigen der vorher entdeckten Kleinplaneten 2005SZ und 2005SH wollte ich das kürzlich erworbene Programm CCD Commander [1] ein paar Stunden testen. Während das Teleskop wie von Geisterhand alle 5 Minuten eine
andere Position ansteuerte und dort jeweils fünf einminütige Aufnahmen machte, ging es ans Auswerten der ersten Serien. Mit dem Programm Astrometrica [2] ging das recht schnell. Die gesuchten Kleinplaneten wurden rasch gefunden und die Daten per Mail an das MPC [3] geschickt. Allerdings tauchten vier springende Pünktchen beim so genannten Blinken auf, welche auf Kleinplaneten hindeuteten. Das Programm Astrometrica fand für diese Positionen keine bekannten Kleinplaneten. Für diese Pünktchen gab es also noch keine Bahnelemente! Also waren es entweder Asteroiden, welche noch nicht in der Datenbank des MPC sind oder tatsächlich Neuentdeckungen. Die Positionen wurden nun genau vermessen und abgespeichert. Das MPC hat eine sehr gute Ephemeriden-Seite [4], mit welcher man die gemachten Beobachtungen extrapolieren kann. Für die nächsten Abende ließ ich mir die Positionen dieser vier Körper ausdrucken. Damit war die Nacht
gelaufen. Am 1. November versuchte ich diese Objekte wieder zu finden. Leider war es sehr feucht, so dass der Hauptspiegel und die Korrekturlinsen mit der Zeit anliefen. Ein weiteres Beobachten war sehr schwierig. Die Asteroiden waren doch recht schwach - um die 19. Größenklasse. Das setzt gute Beobachtungsmöglichkeiten voraus. Dennoch fand ich zwei dieser Objekte wieder und schickte die Positionen ein. Tags darauf war es sehr wolkig - keine Beobachtungen. Am 3. November immer noch leicht wolkig, aber trotzdem baute ich mein Instrumentarium auf, denn ich wurde langsam ungeduldig. Tatsächlich fand ich die zwei fehlenden Objekte und schickte die Positionen ein. Am 5. November deutlich besseres Wetter. Ich fand alle vier Objekte wieder und die Prozedur mit dem Ausmessen und dem Verschicken der Positionen wiederholte sich. Mit Spannung erwartete ich eine Bestätigung in Form einer Designation
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vom MPC. In den folgenden zwei Nächten noch einmal alle vier Objekte vermessen und eingeschickt! Beim Suchen sind mir unterdessen wiederum vier neue Objekte aufgefallen! Diese wurden natürlich vermessen und die Positionen nach der zweiten Beobachtungsnacht eingesandt. Endlich! Es wurde auch langsam Zeit! Am 11. November erhielt ich die Mail mit den Designations: 2005VA4, 2005VB4 und 2005VC4. Der vierte Kleinplanet mit der Bezeichnung 2005FE99 wurde der Catalina Sky Survey mit dem Stationscode 703 zugeordnet, welche ihn bereits am 1. Oktober 2005 gefunden hatte. Im Februar dieses Jahres sah ich in einem Minor Planet Electronic Circular [5], dass der 2005VA4 einige Precoveries erhalten hatte und somit Beobachtungen aus 4 Oppositionen vorlagen. Der Unsicherheitsparameter, ein Maß für die Güte der vorliegenden Bahn, war unterdessen auf U = 1 gesunken. Zugleich stand in den Bemerkungen, dass er zur Nummerierung vorgeschlagen wurde. Damit war es nur noch eine Frage der Zeit, wann er nummeriert werden würde. Im April 2006 konnte ich dann in der Liste aller nummerierten Kleinplaneten [6] sehen, dass er die Nummer 129342 erhalten hatte. Als Entdecker wurde das ,,Observatoire Naef" angegeben - eben Volksternwarte mit dem Stationscode A13 in Ependes. Eine große Genugtuung nach diesen vielen Beobachtungsnächten im Jahre 2005! Ich war stolz und glücklich zugleich. Ein Namensvorschlag wurde
Abb. 1: Ausschnitt aus der Entdeckungsaufnahme von 2005VA4. Aufgenommen an einem 50 cm Hypergraphen f/3 und mit einer SBIG-ST8XE auf der Kleinplanetenstation A13 Observatoire Naef, Marly. Norden ist oben, Osten ist links. Links im Bild ist (129342) 2005 VA4 mit 18,9 mag und rechts davon (94114) 2000 YS96 mit 19,5 mag.
bereits eingereicht [7]. Ob dieser angenommen wird, steht in den Sternen, aber ich bin guter Hoffnung!
Hinweise auf Internet-Links [1] CCD Commander: http://ccdcommander.
astromatt.com/ [2] Astrometrica: http://www.astrometrica.
at/catalogs.html
[3] Mailadresse: mpc@cfa.harvard.edu [4] New Object Ephemeris Generator:
http://cfa-www.harvard.edu/iau/MPEph/ NewObjEphems.html [5] Recent MPECs: http://cfa-www.harvard. edu/mpec/RecentMPECs.html [6] Discovery Circumstances: http://cfa-www. harvard.edu/iau/lists/NumberedMPs.html [7] Committee for Small Body Nomenclature: http://www.ss.astro.umd.edu/IAU/csbn/
Die 22. Größenklasse geknackt
von Erich Meyer
Schon einige Tage hatte ich mir in den Kopf gesetzt, den schon seit längerer Zeit nicht mehr beobachteten Kleinplaneten 2005YM128, ein Near-Earth Object (NEO) vom Apollo-Typ, zu astrometrieren. Die Nacht zum 3. Mai 2006 war klar genug, um den laut Ephemeride schon auf +21,7 mag abgefallenen Asteroiden aufs Korn zu nehmen. Schnell war der 60-cm-Reflektor in unserer Davidschlager Sternwarte [1] positioniert und die Eigenbewegung von 1,9 Bogensekunden/min eingestellt. Obwohl ich mich vorher über die Sternendichte im betreffenden Feld informiert hatte, war ich nach der ersten Aufnahme über die hohe Sternendichte überrascht. Meine neue SBIG-CCD-Kamera vom Typ STL-
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1001 [2] bietet bei unserer Brennweite von 1.980 mm immerhin ein Gesichtsfeld von 41 x 41. Ich musste erkennen, auf welche Problematik ich mich da eingelassen hatte. Ein Objekt mit fast +22 mag und mit einer hohen Unsicherheit des Ephemeridenortes von mehreren Bogenminuten, umgeben von 1.400 Referenzsternen! Der Mond war schon zu 30 % beleuchtet. Dennoch startete ich eine Aufnahmeserie von insgesamt 18 Bildern mit je 120 Sekunden Belichtungszeit. Gleich nach dem Ende der Belichtungsserie suchte ich mit dem Programm Astrometrica [3] nach der Stecknadel im Heuhaufen. Auch bei noch so genauer Suche konnte ich den NEO nicht finden. Zu kurz belichtet? Ich legte
mit einer weiteren Belichtungsserie von 10 Aufnahmen zu je 120 Sekunden nach. Neuerliche aufwändige Suche. Negativ. Enttäuscht fuhr ich nach Hause. Alles für die Katz'? Nach einigen Tagen bemerkte ich in einem ,,daily orbit update" (DOU) [4] zu meiner großen Freude, dass die Profis mit ihrem 3,5-m-Teleskop auf dem Kitt Peak mit dem Stationscode 695 zwei Tage nach meinem Versuch den NEO gefunden hatten. Das war für mich ein Glücksfall, weil mit den neuen Bahnelementen eine Rückrechnung des Ephemeridenortes leicht und vor allem präzise möglich war. Nach dem Laden der neuen Bahnelemente in das Programm Astrometrica konnte
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ich nun endlich das Objekt inmitten des Sternengewirrs auffinden und trotz der +22,1 mag gut vermessen [5]. Mit meiner neuen CCD-Kamera hatte ich damit die 22. Größenklasse geknackt, noch vor wenigen Jahren undenkbar.
Hinweise auf Internet-Links [1] Private Observatory Meyer/Obermair:
http://web.utanet.at/raab/pomod/ [2] SBIG-Homepage: http://www.sbig.com/ [3] Astrometrica: http://www.astrometrica.
at/catalogs.html [4] MPEC 2006-J24: http://cfa-www.harvard.
edu/mpec/K06/K06J24.html [5] MPEC 2006-J32: http://cfa-www.harvard.
edu/mpec/K06/K06J32.html
Abb. 1: Die Bahn von 2005 YM128 am 3. Mai 2006. Bild angefertigt mit dem Programm ,,EasySky" von Matthias Busch.
Nomen est omen - Geschichte und Geschichten
rund um die Namen von Asteroiden
von Markus Griesser
- Teil 2 -
Liebe Leserinnen, liebe Leser, hier nun der zweite und letzte Teil des Beitrags von Markus Griesser. Teil 1 finden Sie im VdS-Journal für Astronomie Nr. 20 auf Seite 37.
Geistvolle Spielereien Paul Wild, der langjährige Direktor des Astronomischen Institutes der Universität Bern in der Schweiz, hat im Laufe seiner langen Berufsjahre mit der 40cm-Schmidtkamera der Sternwarte Zimmerwald südlich der Schweizer Hauptstadt mit klassischer Fotografie gegen 100 Asteroiden sowie mehrere Kometen und Supernovae entdeckt. Von ihm sind einige besonders originelle Asteroiden-Namen überliefert. Beispiele: Mit dem Asteroiden (2914) Glarnisch hat der gebürtige Glarner, der wie alle auswärts lebenden Glarner ein HeimwehGlarner ist, die Gipfelhöhe des Hausberges im kleinen Schweizer Kanton verewigt: Denn 2.914 Meter ragt der höchste Gipfel dieses schroffen Felsens in den Himmel. Für den Asteroiden mit der Nummer 1866, ein Apollo-Objekt mit hoher Bahnneigung, wählte Wild den Namen ,,Sisyphus": Gemäss der griechischen Sage war dieser von den Göttern dazu verurteilt, einen Felsblock einen steilen Berghang hinauf zu
stossen. Doch immer, wenn Sisyphus wieder ein kleines Wegstück geschafft hatte und in seinen Anstrengungen etwas nachliess, rollte der Brocken wieder zurück. Noch heute spricht man von Arbeiten, die kaum oder nur mühselig vorankommen, von einer ,,Sisyphusarbeit" - uns Kleinplaneten-Beobachtern recht gut vertraut, nicht wahr? Eine raffinierte Zahlen- und Wortspielerei mit zwei anderen Kleinplaneten verbirgt sich in der Asteroidenbezeichnung (2037) ,,Tripaxeptalis", nämlich 3 x (679) ,,Pax" und 7x (291) ,,Alice". Solche intellektuell besonders anregenden und herausfordernden Benennungen haben auch im namensgebenden Komitee immer besondere Zustimmung gefunden. Ein Asteroid, bei dessen Namen der unverhohlene Schalk mit im Spiel war, betrifft die Nummer (3552) ,,Don Quixote". Dieser Brocken ist nach Angaben von Paul Wild ein Amor- und zugleich ein Thule-Objekt mit q = 1,21 sowie mit einer an Jupiter gebundenen Umlaufszeit. Er zeigt im Wechselspiel der Kräfte chaotische Bahnänderungen. Wer die im Jahre 1605 von Miguel de Cervantes Saavedra geschriebene Geschichte näher kennt, weiss, dass der träumerische ,,Ritter der traurigen Gestalt" in seinem Fühlen und Handeln ebenfalls alles andere als durch
Abb. 3: Noch heute erinnert in Grossolbersdorf das gepflegte Grab des populären Wildschütz Karl Stülpner an seine Heldentaten im Erzgebirge. Die Drebacher Sternfreunde würdigen ihren lokalen ,,Robin Hood" mit dem Namen eines von ihnen entdeckten Asteroiden. (Foto des Autors)
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geradlinige und durchschaubare Logik glänzte. Erinnert sei hier nur an seinen Kampf mit den Windmühlen. Den Namen seines Asteroiden (3021) ,,Lucubratio" begründet Paul Wild - ausgehend vom lateinischen ,,lucubrum" = Kerze - in einer brieflichen Mitteilung an den Autor wie folgt: Arbeit bei Licht, tiefe Denk- und Geduldsarbeit, unnützes Bemühen, sinnloses Geschwätz (frz. elucubration = Hirngespinst). Stolz ist der Schweizer Asteroiden-Pionier auf seine, wie er schreibt, ,,kürzeste aller Erläuterung für einen Asteroidennamen". Sie betrifft den Asteroiden (5710) ,,Silentium", was zu Deutsch kurz, bündig und gebieterisch ,,Ruhe" heißt - übrigens auch ein Gebot in manchen studentischen Vereinigungen. Und so kurz und knapp steht es auch in der Citation. Böse Zungen behaupten nun, dieser Asteroid sei allen Viel- und Schönrednern, insbesondere den Politikerinnen und Politikern, gewidmet ... Eine hübsche Anekdote, die zwar nicht so in der Citation steht, verbindet sich mit dem Namen (2129) ,,Cosicosi": Paul Wild hatte, wie er mal in einem Vortrag berichtete, am Astronomischen Institut eine Putzhilfe, eine gebürtige Italienerin. Wenn er sich zwischendurch mal mit einem freundlichen ,,Wie geht's?" nach ihrer momentanen Befindlichkeit erkundigte, kam stets die Antwort ,,Cosi cosi", was sich etwa mit ,,na ja, es geht" übersetzen lässt. Und so kurvt auch diese Bemerkung aus dem Mund einer hochgeschätzten Reinigungskraft heute gewissermassen als geflügeltes Wort um die Sonne. Warum auch nicht, denn Putzfrauen bewegen längerfristig und rein materiell gesehen - wohl sehr viel mehr als eben Politiker. Dies ist wohl der Grund, weshalb Vertreter und Vertreterinnen dieser Kaste der begnadeten Selbstdarsteller bis heute explizit nicht an den Himmel gehoben werden können. Dem Himmel sei Dank, ist man da versucht zu sagen, ist doch selbst das irdische Wirken unserer volksvertretenden Persönlichkeiten manchmal schwer genug zu ertragen.
Kulturgeschichte und Geschichten von Freimut Börngen Von politischen Dingen hat Freimut Börngen in weiser Voraussicht zeitlebens die Hände gelassen. Und dies lag nicht nur daran, dass der in Halle 1930 geborene Wissenschafter weitgehend in der durch eine Mauer und bestens ausgebauten Staatsorgane wohlbehüteten
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Gesellschaft der damaligen DDR seine Forschungsarbeiten ausführte. Mit List und Intelligenz wusste sich Freimut Börngen in schwierigen Situationen zu behaupten. Er wahrte dabei seine Würde und liess sich nie vom Staat vereinnahmen. Freimut Börngen hatte, wie er selber sagt, das Glück mit einem der größten Teleskope Europas 34 Jahre lang beobachten zu können. Während seiner eigentlichen Berufsarbeit in der Galaxienforschung entdeckte er eher zufällig die ersten Asteroiden. Er kam aber so auf den Geschmack und setzte das 2-m-Teleskop in Tautenburg immer wieder mal gezielt für die Beobachtung von Kleinplaneten ein. War ihm das anfänglich ausdrücklich verboten, so lockerten sich mit zunehmendem Erfolg die Auflagen seiner Vorgesetzten. Und nach der Wende blieben dem rührigen Astronomen noch einige besonders fruchtbare Jahre, die er phasenweise auch mit seinem Kollegen Lutz D. Schmadel, heute Astronomiedirektor am Astronomischen Recheninstitut in Heidelberg und geschätzter Autor des Standardwerkes über Kleinplanetennamen, in Survey-ähnlichen Beobachtungskampagnen zu nutzen wusste. Heute ist Börngen der erfolgreichste Kleinplanetenentdecker im deutschen Sprachraum und zugleich einer der fleißigsten Taufpaten: Über 400 seiner mehr als 500 von ihm entdeckten Kleinplaneten hat er mittlerweile ein Namensschild angeheftet.
Humanismus mit System Wer die vielen Namensgebungen von Freimut Börngen aufmerksam durchforstet, merkt schnell, dass hier ein betont kritischer Zeitgenosse, aber auch ein geistvoller Humanist mit vielseitigen kulturellen und historischen Interessen das Szepter führt. Börngens Asteroiden spiegeln das wertvolle menschliche Wirken in mannigfaltigen Facetten. Bei seinen Benennungen ging der Forscher systematisch vor. In einer von ihm noch heute aufmerksam und laufend aktualisierten Zusammenstellung zeigen sich folgende Schwerpunkte: In der Sparte Musik ehrt der Thüringer Astronom berühmte Komponisten, Interpreten und Instrumentenbauer, darunter alte Meister wie etwa Bach, Vivaldi und Haydn, aber auch neuere und weniger bekannte Künstler. Unter dem Thema Geografie figurieren viele Asteroidennamen für Städte und Regionen aus seiner Heimat Thüringen, aus den übrigen Bundesländern, aber auch aus den Nachbarnationen Österreich und Schweiz. Auffällig umfangreich ist die Gruppe Wissenschaft: Hier hat Freimut Börngen vielen Medizinern, Chemikern, Physikern und natürlich Astronomen - auch einigen verdienten Amateurastronomen - ein himmlisches Denkmal gesetzt. Stattlich ist die darin integrierte Liste von Nobelpreisträgern, die bis zum Mai 2005 nicht weniger als 55 Namen umfasste. Kunst und Kultur ist mit 171 Eintragungen
Abb. 4: Große Ehre für einen großen Teleskop-Konstrukteur: Alfred Jensch (links), der Vater des 2-Meter-Teleskops in Tautenburg bei Jena, erhielt im Oktober 1985 anlässlich der 25-Jahr-Feier der Tautenburger Sternwarte von Dr. Freimut Börngen die Unterlagen zum Kleinplaneten (3245) Jensch überreicht. Börngen hat Dutzende von verdienten Wissenschaftern und auch etliche qualifizierte Amateurastronomen auf diese Weise geehrt. (Foto zur Verfügung gestellt von Freimut Börngen)
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bezeichnenderweise die grösste Gruppe der von Börngen vergebenen Namen. Er unterscheidet bei den Kulturschaffenden Schriftsteller, Maler, Architekten, Pädagogen und Theologen. Letztere leiten nahtlos über zur Gruppe der Opponenten der Nazi-Diktatur. Dieses Thema ist heute vielen Zeitgenossen, und keineswegs nur deutschen, unangenehm. Doch kaum deutlicher als hier kommt Freimut Börngens liberale, menschenorientierte und ethische Gesinnung zum Ausdruck. Es ist ihm, dem gläubigen Christen, auch ein wichtiges Anliegen, mit seinen Benennungen gegen das Vergessen zu kämpfen. So ehrt er hier die besonders bekannten Widerstandkämpfer, wie Stauffenberg, Bonhoeffer und Goerdeler, erinnert mit weiteren Benennungen aber auch an Gemaßregelte, Geächtete und Entlassene, wie er diese Geschundenen der NS-Diktatur bezeichnet. Hier finden wir nicht minder prominente Namen wie etwa Heinrich Böll, Erich Kästner oder Käthe Kollwitz. In der auffallend kleinen Gruppe, die mit ,,Sonstiges" überschrieben ist, sind einige Namen ganz offensichtlich mit einem Schmunzeln beantragt worden. So hat heute beispielsweise der Berggeist aus dem Riesengebirge, der Rübezahl, der Schweizer Nationalheld Wilhelm Tell, aber auch der unvergessene Münchner Komiker Karl Valentin je einen eigenen Asteroiden. Kurz aufhorchen lässt schliesslich der Name ,,Heitifer": Freimut Börngen hat hier seinen drei Enkelkindern Heinrich, Tibre und Ferdinand kollektiv ein bleibendes Geschenk gemacht. Diese Namensgebung mit direktem Familienbezug sei ihm aber nicht leicht gefallen, vermerkt Börngen in einer brieflichen Mitteilung, denn nach seiner Auffassung gehören persönliche Beziehungen eben nicht in die Kategorien der zu würdigenden Dinge. Bei weitem nicht alle der von Börngen beantragten Namen sind vom gestrengen Komitee auch akzeptiert worden. Gerade bei den Nazi-Opponenten tut sich das Gremium mittlerweile schwer und bewilligt heute kaum mehr weitere Namen. Auch bei Persönlichkeiten aus der Religionsgeschichte wird es jeweils eng für den verdienten Kleinplanetenforscher mit weiteren Namenszuteilungen.
Vom Wildschütz zum chinesischen Bombenbastler Unter den mittlerweile mehreren Hundert von Amateurastronomen entdeckten Asteroiden lassen sich bei den Benennungen
meist persönliche Bezüge erkennen. Sehr oft werden Wohn- oder Geburtsgemeinden, Sternwartenstandorte, Nachbarorte sowie lokale kulturelle und historische Aspekte berücksichtigt. Auch aus dem persönlichen Freundeskreis findet so der eine oder andere Exponent den Weg an den Himmel. Für die breitere Öffentlichkeit sind diese Benennungen von eher geringem Interesse, doch es gibt auch hier ganz hübsche Ausnahmen. Die Volkssternwarte Drebach im Erzgebirge beispielsweise hat ihren Asteroiden (13816) ,,Stülpner" nach dem bis heute in der Region verehrten Volkshelden und ,,Wildschütz" Karl Stülpner (1762-1841) benannt. In der englischsprachigen Citation ist allerdings die Rede von einem ,,Hunter", was auf einer Kleinplanetentagung des VdS prompt die Feststellung provozierte, zwischen einem Wilderer und einem Jäger bestünde eigentlich schon ein klitzekleiner Unterschied. Man dürfe dies halt nicht so eng sehen, war damals die augenzwinkernde Reaktion der Drebacher Sternfreunde. - Na ja: Man muss ja dem gestrengen Komitee tatsächlich nicht alles auf die Nase binden. Weniger hübsch ist hingegen die Geschichte, die sich mit dem Asteroiden (10388) Zhuguangya verbindet. Die offizielle Citation des Chinesischen Entdeckers, arglos vom namensgebenden IAUGremium akzeptiert, würdigt den ,,nuclear scientist" Zhu Guangya für seine wissenschaftliche Arbeit. Wie das InternetMagazin www.chinaview.cn am 26. Dezember 2004 mitteilte, wurde die formelle Taufurkunde zu diesem Asteroiden von keiner geringeren Persönlichkeit als vom Chinesischen Premierminister Wen Jiabao im Rahmen einer feierlichen Zeremonie an den Geehrten überreicht. Warum ein so pompöses Zeremoniell, fragt sich da der interessierte Asteroidenfreund in der westlichen Welt. Nun, der Text von China View weist ausdrücklich auf die Verdienste des Geehrten hin - als Vater des chinesischen Atom- und WasserstoffBombenprogramms! Da ist es ein schwacher Trost, dass auch Edward Teller, der die überhaupt erste Wasserstoffbombe gebaut hat, seinerzeit ebenfalls mit einem eigenen Asteroiden geehrt wurde.
Bald keine Namen mehr? Eine heftige Diskussion löste auch der Asteroid (90377) ,,Sedna" aus. Die drei der NASA nahe stehenden Entdeckern gaben die Erstsichtung dieses transneptunischen Objektes in einer internationalen Medienkonferenz gleich mit dem Namen
der Inuit-Göttin bekannt. Da dieser nicht mit dem namensgebenden Komitee abgesprochen war, gab es aus der Fachszene heftigen Protest, nicht zuletzt, weil schon der Name (50000) Quaoar ohne die zwingend vorgeschriebenen Hebammendienste des CSBN das Licht der (Medien-)Welt erblickt hatte. So blieb denn die IAU beim mutmasslichen Zehnten Planeten 2003 UB313 hart: Obwohl die Entdecker auch für diesen und weitere interessante TNO's eine listigerweise als ,,Nickname" deklarierte Benennung vorschlugen, ging die Entdeckungsmeldung unter der wirklich kaum aussprechlichen provisorischen Designation um die Welt. Wie lange bei Asteroiden überhaupt noch Namen vergeben werden können, ist heute eine offene Frage. Nachdem rund 10.000 Asteroiden nicht nur ihre Nummer, sondern auch einen Namen tragen, flackern immer wieder mal Diskussionen auf, inwieweit Namensgebungen überhaupt Sinn machen. Darüber kann man sicher mit guten Argumenten pro und contra aufwarten. Auf der letzten IAU-Generalversammlung im Juli 2003 in Sydney wurde bereits eine Resolution angenommen, nach der die Anzahl der benannten Kleinplaneten drastisch zu beschränken ist und alle zwei Monate nicht mehr als zwei Namensvorschläge von einem Entdecker oder einem Entdeckerteam eingereicht werden sollen. Aber eben: Gar manche Asteroidennamen spiegeln auch Kulturgeschichte wider. Bis 1999 bestanden keine Vorschriften, was die Länge der Namensbegründungen betraf. Die Citations waren oft sehr aussagekräftig und informativ. Im Juli 1999 kam dann die Anweisung, neue Namensbegründungen dürfen nur noch aus maximal 50 Worten bestehen. Aber auch in dieser reduzierten Form lohnt es sich in vielen Fällen, die Würdigungstexte zu lesen, denn man erfährt so oft interessante und wissenswerte Dinge. Ob diese Dinge auch wichtig sind, ist hingegen eine andere Frage...
Literaturhinweise [1] F. Arago, 1857: "Astronomie Populaire",
Tome Quatrime, Paris [2] J. W. Ekrutt, 1977: ,,Planetoide und ihre
Entdeckungsgeschichte", Stuttgart [3] H. C. Freiesleben, 1962: ,,Max
Wolf - Der Bahnbrecher der Himmelsfotografie", Stuttgart [4] J. Plassmann, J. Pole (Hrsg.): ,,Der Sternenhimmel", Wien (ohne Jahr, ca. 1910) [5] L. D. Schmadel, 2003: "Dictionary of Minor Planet Names", 5. Auflage, Springer-Verlag, Berlin
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AKM -Workshop 2006 an der ,,Sternwarte Märkische Schweiz"
von Manuela Rendtel und Pierre Bader
Ketzür ist seit Jahren den meisten Meteorbeobachtern gut bekannt. Die Perseiden werden dort regelmäßig beobachtet. Leider sind die Randbedingungen nie so günstig gewesen, um auch Auswertungen von entstandenen und bestehenden Daten zu machen, so dass meist immer dieselben aktiven Mitglieder des AKM diese Analysen zu Hause entwickelten. An der ,,Sternwarte Märkische Schweiz" fand sich nun ein Ort, wo sowohl Beobachtungen als auch Auswertungen wieder gemeinsam in einer Gruppe möglich sind. Das weckt die Hoffnung, andere und jüngere Beobachter in die wissenschaftliche Hintergrundarbeit erneut mit einzubeziehen. Dabei werden sich sicher viele, vor allem ältere Beobachter, an eine alte Tradition aus Schmergow und Golm erinnern. Auf dem diesjährigen AKM-Seminar in Reimlingen wurde der Entschluss gefasst, einen Beobachtungsplatz zu suchen, an dem Beobachtungen und gemeinsame Auswertungen wieder unter einem Hut zu bringen sind. Ein Hinweis auf die Märksche Schweiz sollte sich als sehr lohnend herausstellen. Denn in Liebenhof trafen wir auf die Familie Eichelkraut, die Eigentümer der Sternwarte. Bei einem zuvor vereinbarten Besichtigungstermin wurde eine schnelle Einigung über Kosten und den Zeitpunkt
eines Beobachtungstreffs erreicht. Ein direkter Bezug zur Meteorbeobachtung ergibt sich aus der dort betriebenen FeuerkugelÜberwachungskamera. Außerdem wird in einer Kuppel ein Teleskop des DLR aufgebaut. Ein weiteres Instrument befindet sich unter einem abfahrbaren Dach. Darüber hinaus befindet sich auf dem Gelände eine gut ausgestattete separate feste Unterkunft mit gemütlichem Aufenthaltsraum. Schnell fanden sich acht langjährige AKM-Mitglieder zusammen, um diese Aktion mit Leben zu füllen. Gesagt, getan; es trafen sich Pierre Bader, Ulrich Sperberg, Roland Winkler, Rainer Arlt, Frank Enzlein, Hartmut Röllig, Manuela und Jürgen Rendtel zwischen dem 21. und 23.4.2006 in der ,,Sternwarte Märkische Schweiz". Die Begrüßung durch Familie Eichelkraut fiel sehr herzlich aus. Der Anlass für diesen Zeitraum war das Lyridenmaximum. Falls das Wetter nicht mitspielen sollte, hatte Jürgen ordentlich im AKM-Archiv gewühlt und einen großen Stapel Beobachtungen aus den Jahren 1979 bis 1989 mitgebracht, und Rainer hatte seinen Laptop im Gepäck. So sollte auf keinen Fall Langeweile aufkommen. Schon am Tag unserer Anreise war der Himmel nicht sehr viel versprechend, aber was störte uns das. Es gab reichlich viel zu erzählen, alte Zeiten aufzuwärmen, Neuigkeiten auszutauschen und natürlich
Abb. 2: AKM-Mitglieder bei der Auswertung der alten Archive, Aufn. Ulrich Sperberg
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Abb. 1: Die neu erbaute Rolldachhütte der Sternwarte ,,Märkische Schweiz", Aufn. Ulrich Sperberg
die alten Daten. Die erste Nacht bescherte uns doch einen Millisekundenblick auf den großen Wagen, und sonst einen sehr ausgedehnten auf das alte Archivmaterial. Diese Sysiphusarbeit hielt uns bis in die frühen Morgenstunden wach. Der sehr laute und ausdauernde Gesang einer Nachtigall war eine angenehme musikalische Begleitung. Der neue Tag begrüßte uns mit einigen Wolken, herrlichem Sonnenschein und warmer Temperatur. Nach einem ausgiebigen Frühstück machten wir eine ebensolche Wanderung in das ca. 7 km entfernte Buckow. Bei unserer Ankunft im Ort war es bereits Mittag und so stürmten wir die ,,Buckower Stobbermühle". Während unseres reichhaltigen Mittagessens begann es tatsächlich zu regnen. Das hielt uns jedoch nicht davon ab, unseren Gastgeber Herrn Eichelkraut auf seiner Arbeitstelle im Naturparkinfocenter ,,Schweizer Haus" zu besuchen. Nach einem schönen Rundgang durch das Informationszentrum konnten wir unseren Heimweg trockenen Fußes antreten. Während des Rückmarsches gewann die Sonne wieder den Kampf gegen die Wolken und zeigte sich. Sollte das ein Anzeichen sein, dass wir das
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Lyridenmaximum doch nicht verpassen sollten? Die Spannung auf die kommende Nacht stieg. Nach dem alle wieder im Quartier waren, ging es gleich weiter an die Durchsicht der alten Aufzeichnungen. Abends war bereits ein sehr guter Fortschritt erkennbar. Um uns auf die kommende Nacht vorzubereiten, stärkten sich alle an einem Lagerfeuer mit Würstchen. Frau und Herr Eichelkraut nebst Tochter waren eine angenehme Gesellschaft. Während des gemütlichen Zusammensitzens diskutierten wir schon über ein nächstes Treffen in Liebenhof, denn alle fühlten sich hier sehr wohl. Der
Zeitraum um das Perseidenmaximum vom 11. bis zum 16.8.2006 wurde bevorzugt. In dieser Zeit anregender Gespräche blieb Murphy nicht untätig und schickte ein dickes geschlossenes Wolkenband. Also, keine Lyriden, aber das Heraussuchen der alten Beobachtungsdaten aus dem Archiv konnte abgeschlossen werden und die Eingabe in den Computer wurde dann am nächsten Vormittag vor der Abreise noch erledigt. Derzeit erfolg die genaue Analyse der Daten, über die demnächst berichtet werden soll. Auch wenn wir leider nicht visuell beob-
achten konnten, war es ein sehr konstruktives Treffen, das auf jeden Fall zu einer neuen Tradition werden sollte. Und eins ist uns immer wieder aufgefallen bei der Durchsicht der alten Beobachtungen: Ein Mindestmaß an Angaben zu den Umständen ermöglicht auch noch nach über 30 Jahren neue Einblicke. Allein: Ein ,,es war viel los" langt aber nicht. An dieser Stelle noch ein großes Dankeschön an Familie Eichelkraut für die liebevolle Betreuung und Aufnahme in Ihrer heimischen Umgebung.
3. Tagung der VdS-Fachgruppe ,,Geschichte der Astronomie"
in Potsdam-Babelsberg
Am Samstag, 4. November 2006, ab 9:30, findet unsere 3. Tagung statt. Ort ist diesmal die historische Sternwarte Babelsberg bei Potsdam, die Heimat des Astrophysikalischen Instituts Potsdam (AIP). Nach den großen Erfolgen der letzten beiden Jahre sind wir gespannt auf die Neuauflage. Alle, egal ob Amateur oder Profi, die sich für Astronomiegeschichte interessieren, sind herzlich eingeladen. Geboten wird ein interessantes Vortragsprogramm und Besichtigung der Sternwarte Babelsberg. Am Sonntag-Vormittag (5.11.) findet eine Führung durch das ehemalige Astrophysikalische Observatorium Potsdam (Telegraphenberg) statt, mit Besichtigung von Einsteinturm und Großem Refraktor. Während der Tagung gibt es ausreichend Zeit, sich persönlich kennen zu lernen oder Kontakte zu pflegen. Am Freitag- und Samstagabend organisieren wir eine gemütliche Runde in einem nahe gelegen Lokal. Aktuelle Informationen (Programm, Organisation, Unterkunft) finden Sie auf unserer Webseite unter http://geschichte.fg-vds.de. Anmeldungen zur Teilnahme bzw. für Vorträge richten Sie bitte an: Wolfgang Steinicke, Gottenheimerstr. 18, 79224 Umkirch, Tel. 07665-51863, wolfgang.steinicke@vds-astro.de
RaumfahrtSonderausstellung
in Mannheim
Vom 28.9.2006 bis 9.4.2007 wird vom Land Baden-Württemberg im Landesmuseum für Technik und Arbeit in Mannheim eine große Raumfahrt-Sonderausstellung gezeigt. Unter dem Motto ,,Abenteuer Raumfahrt - Aufbruch ins Weltall" werden auf mehr als 2.000 m2 Erkenntnisse über das Universum, Errungenschaften der Raumfahrtmissionen, Experimente und Exponate präsentiert (z. B. original Sojus- und PhotonKapsel, Express-Rückkehrkapsel). Man erlebt die Raumfahrt mit allen Sinnen: verbrauchter Weltraumstahl zum Anfassen, Demonstration der Schwerelosigkeit, authentische Weltraumgeräusche. Für die jüngsten Besucher gibt es die Initiative ,,Space for Kids", wobei spielerisch und experimentell Raumfahrt erlebbar gemacht wird. Internet: www.raumfahrt-ausstellung.de/konzept
UFO
,,Was meinst du, Kos... ob es wirklich Ufos gibt???" ,,So ein Quatsch!!! Jede Nacht gucken
Tausende mit Teleskopen, mit Radar, mit Satelliten..."
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Vergleich von Zeichnungen und Webcamaufnahmen des Planeten Mars während der Opposition 2005
von Detlev Niechoy und Arnold Wohlfeil
Im Gegensatz zur Marsopposition 2003 ist der Planet Mars im Jahre 2005 mit knapp 70 Millionen Kilometer deutlich weiter von der Erde entfernt. Dieser Nachteil wird jedoch durch die höhere Position des Planeten über dem Horizont in Europa teilweise ausgeglichen.
In diesem Aufsatz werden Zeichnungen und Webcamaufnahmen, die annähernd zur gleichen Zeit gewonnen wurden, miteinander verglichen. Hierzu werden die einzelnen Strukturen auf der Marsoberfläche mit Hilfe von Vergleichskarten der ALPO identifiziert und Unterschiede in deren Erscheinungsbild zwischen Zeichnung und Aufnahme beschrieben. Hierbei sind die typischen Vor- und Nachteile der Beobachtungstechniken deutlich. Die klassische Zeichnung kann beliebig scharf und kontrastreich erfolgen, ohne dass Informationen verloren gehen. Dagegen führt eine übertriebene Nachbearbeitung zu Informationsverlust bzw. Artefakten bei Webcamaufnahmen. Ein völlig scharfes Bild ist bei Webcamaufnahmen selten zu erreichen. Im Gegensatz sind alle Regionen bei Aufnahmen auf ihrer geographischen Position zu finden. Abweichungen aufgrund von Fehlinterpretationen und Zeichenstil kommen nicht vor. Weiterhin zu beachten ist, dass Webcamaufnahmen neben dem höheren apparativen Aufwand Zeit zum Einstellen von Belichtungszeit, Schärfepunkt und Farbsättigung verlangen, während das Zeichnen eine gewisse Übung verlangt, bevor feine Strukturen vom Beobachter erkannt werden können.
Abb. 1: Mars vom 28. August 2005
Abb.2: Mars vom 7. Oktober 2005
Dieser Artikel wendet sich vor allem an den Anfänger der Planetenbeobachtung. Ihm wird es kaum gelingen, gleich Planetenbeobachtungen, wie sie in Zeitschriften und im Internet veröffentlicht sind, zu erhalten. Es wird gezeigt, dass auch diese Beobachtungen auswertbar sind und einen Beitrag zur Planetenastronomie zusteuern können.
Die Beobachtungen wurden mit einem C8 in Göttingen bzw. einem 6"-Refraktor in Berlin gewonnen. Die Aufnahmen wur-
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Abb.3: Mars vom 8. Oktober 2005
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den mit dem Programm Giotto aufaddiert und nachbearbeitet. Datum und Zeit sind in der Abbildung angegeben. In allen Abbildungen ist der Norden oben und der Westen links zu sehen.
In der Abbildung 1 sind Mare Erythraeum, Aonius Sinus, Solis Lacus und Aurorae Sinus miteinander verschwommen an Dunkelgebieten und die Südpolkappe als Hellgebiet zu sehen. Die Tharsis-Region erscheint grau.
In der Abbildung 2 sind im Norden Achillis Ponts, Mare Acidaium und Niliacus Lacus in einander übergehend angedeutet zu sehen. Im Süden sind Sinus Meridianii und Deucalionis (auf der Zeichnung), Mare Erythraeum und Aurorea Sinus verschwommen zu sehen. Auf der Aufnahme ist der Solis Lacus zu erkennen. Chryse ist jedoch nicht explizit als helle Region zu erkennen.
In Abbildung 3 sind im Süden Sinus Meridianii, Auroea Sinus und Mare Sirenum verschommen zu erkennen. Im Norden sind das dunkle Mare Acidaium und auf der Zeichnung Agyre als Hellgebiet zu erkennen. Im Gegensatz zur vorigen Abbildung ist Deucalionis nicht zu erkennen.
In der Abbildung 4 sind die Regionen Sinus Meridianii und Mare Sirenum miteinander verschwommen zu erkennen. Im Süden sind das Mare Acidalium, Syrtis Maior und Niliacus Lacus zu sehen. Die Trennung zwischen den nördlichen und südlichen Regionen ist auf der Aufnahme zu sehen. Auf der Aufnahme ist Deucalionis zu sehen, während die Zeichnung die Region Chryse hell zeigt. Die Syrtis Maior erscheint auf der Aufnahme wenig ausgeprägt.
In den Abbildungen 5 und 6 sind Mare Sirenum, Mare Cimmerium und Mare Tyrrhenum ohne Hesperia verwaschen zu erkennen. Die dunklen Regionen im Norden auf den Zeichnungen dürften die Nilosyrtis sein. Bei dem hellen Gebiet am Ostrand der Aufnahme in Abbildung 5 könnte es sich um Nix Olympica handeln, während das Hellgebiet in Abbildung 6 Libya sein könnte.
In Abbildung 7 ist der Mars vom 28. Oktober 2005 im Abstand von etwa zwei Stunden zu sehen. Die Gebiete Mare Cimmerium und Mare Sirenum sind zu erkennen. Getrennt durch Hesperia ist das
Abb. 4: Mars vom 14. Oktober 2005
Abb. 5: Mars vom 25. Oktober 2005
Abb. 6: Mars vom 25. Oktober 2005 im Rotfilter
Mare Tyrrhenum zu erkenne. Im Noden ist auf der Aufnahme Elysium zu erahnen. Auf der Zeichnung ist hingegen Cebrenia bzw. Utopia zu erkennen.
In Abbildung 8 sind im Süden Aonius Sinus, Phaethontis, Mare Sirenum und Mare Cimmerium zu sehen, wobei auf
der Zeichnung Deucailonis und das Mare Tyrrhenum am Planetenrand dargestellt sind. Auf der Zeichnung sind Propontis Complex bzw. Cebrenia deutlich zu erkennen, während diese Regionen auf der Aufnahme nur schwach zu erkennen sind.
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In Abbildung 9 sind Mare Sirenum, Aonius Sinus und Solis Lacus zu sehen. Auf der Aufnahme ist zusätzlich Nix Olympica und auf der Zeichnung ist die nördliche Region kontrastreich dargestellt.
In Abbildung 10 sind Sinus Meridianni, Aurorae Sinus, Mare Erythraeum, Aonius Sinus und Solis Lacus im Süden miteinander verwaschen zu erkennen. Im Norden sind das Mare Acidaium und Niliacus Lacus zu sehen.
In Abbildung 11 ist ebenso der Mars vom 12. November 2005, jedoch zu einem früheren Zeitpunkt zu sehen. Die Strukturen sind hier jedoch stärker miteinander verwaschen als in Abbildung 10.
Wie gezeigt wurde, sind die meisten Strukturen auf der Marsoberfläche sowohl auf den Aufnahmen als auch auf den Zeichnungen zu sehen, wobei die Vorund Nachteile der Beobachtungstechniken zu erkennen sind. Die unterschiedliche Erscheinungsform der Strukturen auf dem Planeten ist von verschiedenen Einflüssen wie Höhe des Planeten, Luftruhe, Durchsicht und individueller Eindruck des Beobachters bei Zeichnungen bzw. der Nachbearbeitung bei Aufnahmen abhängig. Daher kann nicht geschlossen werden, dass eine Technik der anderen überlegen ist. Da für jede Auswertung möglichst viele Quellen verwendet werden sollten, ist die Verwendung beider Techniken von Vorteil, so dass die Nachteile einer Technik ausgeglichen werden können.
Abb. 7: Mars vom 28. Oktober 2005
Abb. 8: Mars vom 29. Oktober 2005
Abb. 9: Mars vom 05. November 2005
Abb. 10: Mars vom 12. November 2005
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Abb. 11: Mars vom 12. November 2005
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Saturn mit kleinster Öffnung
von Bernd Gährken Die Cassiniteilung des Saturn besitzt eine Breite von ca. 4.800 Kilometern. Von der Erde aus entspricht dies einer Winkelauflösung von etwa 0,8''. Diese Winkelauflösung A kann nach der Faustformel von Dawes
A = 120'' / d , (d in mm)
mit einem Teleskop ab d = 150 mm Öffnung erreicht werden. Viele Amateure konnten die Cassiniteilung jedoch auch schon mit wesentlich kleineren Geräten erfolgreich beobachten. Wie ist das möglich? Während die Dawes-Formel nur für Punklichtquellen gilt, können feinste dunkle Linien vor hellen Flächen als ,,eigentlich" nicht auflösbare Strukturen zu geringen Intensitätsschwankungen führen und somit doch wahrgenommen werden. Cassini selbst soll die Ringe mit einem 2,5-Zoll-Gerät getrennt haben. Die erforderliche visuelle Mindestöffnung beträgt
also etwa 6 cm. Versuche, die fotografische Mindestöffnung zu ermitteln, gab es schon in den achtziger Jahren. Bernd Flach-Wilken berichtete in privater Korrespondenz von Testaufnahmen, die von ihm unter Laborbedingungen an einem Voyagerfoto vorgenommen wurden. Dabei war es möglich, schon mit 90 mm Öffnung die Teilung abzubilden. Allerdings ist zu bedenken, dass die damaligen chemischen Filme dem menschlichenAuge beim Kontrastverhalten unterlegen waren. Unser Gehirn verarbeitet Helligkeitsunterschiede logarithmisch und verwendet zudem Schärfungsalgorithmen, die in ihrer Wirkung der modernen Bildverarbeitung ähnlich sind. Bis zur Entwicklung der Digitaltechnik war das geübte Auge dem fotografischen Film bei der Wahrnehmung feinster Planetendetails deutlich überlegen. Die Verbreitung der Webcams und die Verarbeitung tausender Rohbilder mit Programmen wie Giotto und
Registax haben in den letzten Jahren das Blatt gewendet. Heute können mit dieser Technik allerfeinste Strukturen herausgearbeitet werden. Bei der Saturnopposition 2006 wurde deshalb versucht, mit einem ED-APO von 80 mm Öffnung und f/7,5 die Untergrenze für die Cassiniteilung erneut zu ermitteln. Mit voller Öffnung war die Teilung bei 170-facher Vergrößerung visuell schon leicht zu erkennen. Allerdings erschien sie nicht als schwarze Rille, sondern als grauer Strich. Die Ringteilung wurde nicht aufgelöst, war aber durch den extremen Kontrast trotzdem gut sichtbar. Auch mit der Webcam war sie ein leichtes Ziel und auf den Fotos gut zu erkennen. Angespornt durch diesen ersten Erfolg wurde die Öffnung durch Aufsetzen der mitgelieferten Sonnenblende auf 53 mm verkleinert. Das Bild wurde dadurch sehr dunkel und die mit der Webcam gewonnenen Rohbilder zeigten ein starkes Rauschen. Dennoch war auf eini-
Abb. 1: Saturn am 13.2.2006 mit ED-Apo 80 mm / 600 mm und Barlowlinse. Links: Rohbild, Mitte: das Mittel aus 30 % von 1.771 Rohbildern, rechts: bearbeitete Version.
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gen schon eine winzige Verdunkelung an der passenden Stelle zu erahnen. Durch die Addition der 1.430 besten von 6.500 Rohbildern wurde die Sache klarer. Die Trennung der Ringe war im ungeschärften Summenbild schon sichtbar. Die anschließende Schärfung brachte die endgültige Bestätigung: Mit 53 mm Öffnung ist die Cassiniteilung als grauer Streifen erkennbar! Trotz der bescheidenen Öffnung war der Einfluss des Seeings überraschend groß. Erst beim dritten Versuch gelang es, die Ringteilung klar zu identifizieren. Im nächsten Schritt wurde eine 41 mm große Pappblende vor das Objektiv gesetzt. Es wurden 1.450 von 5.800 Rohbildern gemittelt. Dennoch war die Teilung kaum mehr aus dem Rauschen herauszukitzeln, mit ,,gutem Willen" kann man die Cassiniteilung aber gerade noch erahnen (weil man weiß, wo sie sein muss). Der Schatten des Planeten auf dem Ring ist noch besser zu erkennen (Pfeil). Während die Auflösung mit kleiner werdender Öffnung linear abnimmt, fällt die Lichtmenge im Quadrat. Es ist schwer zu entscheiden, ob bei 41 mm Öffnung die Grenzen der Erkennbarkeit durch die mangelnde Auflösung oder durch die mangelnde Lichtmenge gesetzt wurden. Das Beispiel der winzigen Encketeilung zeigt, dass durchaus noch Hoffnung bestehen könnte. Die Encketeilung besitzt weniger als ein Zehntel der Breite der
Abb. 2: Oben: Saturn am 21.2.2006, Optik auf 53 mm abgeblendet, 22 % von 6.500 Rohbildern. Unten: Saturn am 21.2.2006, Optik auf 41 mm abgeblendet, 25 % von 5.800 Rohbildern. Links jeweils das ungeschärfte Summenbild, rechts die bearbeitete Version.
Cassiniteilung. Trotzdem ist sie schon mit 10-Zoll-Geräten erfolgreich fotografiert worden. Theoretisch sollte demnach die Cassiniteilung schon mit 2,5 cm Öffnung abzulichten sein. Es wäre sicherlich sinn-
voll, den Versuch mit einer empfindlicheren, rauschärmeren Kamera zu wiederholen.
Spektroskopische Beobachtung
von Roland Bücke der Pulsation des Polarsterns
Die Geschwindigkeit, mit der sich ein astronomisches Objekt auf uns zu oder von uns weg bewegt, spiegelt sich in dessen Spektrum als Dopplerverschiebung seiner Spektrallinien wider. Diese Geschwindigke itskomponente in Richtung des Beobachters
wird als Radialgeschwindigkeit bezeichnet. In den Spektren der Sterne beobachtet man häufig zeitlich variable Linienverschiebungen. Diese können z. B. durch die Bahnbewegungen der Komponenten eines Doppelsternsystems
um den gemeinsamen Schwerpunkt oder auch durch die Expansion und Kontraktion
Abb. 1: Spektrum von Polaris
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der Oberfläche eines pulsierenden Sterns verursacht werden. Über meine ersten Versuche, die Radialgeschwindigkeit von Sternen aus der Beobachtung der Dopplerverschiebung ihrer Spektrallinien zu bestimmen, habe ich bereits im Heft 19 dieses Journals berichtet [1]. Welche Genauigkeit kann man als Amateur mit einer vergleichsweise bescheidenen instrumentellen Ausstattung bei der Messung von Dopplerverschiebungen erreichen? Nach den ersten recht viel versprechenden Ergebnissen habe ich diese Frage nunmehr genauer untersucht. Der Polarstern ( UMi, Polaris) ist ein geeignetes Objekt, da dieser im Hinblick auf meine Ausrüstung hell genug und ganzjährig unter gleich guten Bedingungen beobachtbar ist. Bekanntermaßen ist Polaris ein Mehrfachsystem mit einer spektroskopischen Komponente. Die hellste Komponente ist außerdem ein Cepheide mit einer sehr geringen Radialgeschwindigkeitsvariation von etwa 2 km/s. Würde es gelingen, diese sicher nachzuweisen? Die zu erwartende Linienverschiebung beträgt im roten Bereich gerade einmal ca. 0,04 ngstrm, was auf dem Chip meiner CCD-Kamera einer Länge von einem m entspricht.
Der Polarstern als Cepheide Der Polarstern gehört seit über 100 Jahren zu den fotometrisch und spektroskopisch intensiv beobachteten Sternen. Durch seine ungewöhnlichen Eigenschaften zieht er nach wie vor die Aufmerksamkeit von Fachastronomen auf sich. Die Variabilität seiner Helligkeit wurde schon in der Mitte des 19. Jahrhunderts festgestellt [2]. 1911 wies Hertzsprung [3] eine fotometrische Periodizität von 4 Tagen nach und vermutete, dass es sich bei Polaris um einen Cepheiden handelt. Die visuelle Helligkeitsvariation nahm seither stetig ab und hat gegenwärtig mit V 0,05 mag die kleinste bekannte Amplitude eines Cepheiden. Die Radialgeschwindigkeitsvariation von Polaris beobachtete als erster Campbell im Jahr 1899 [4]. Diese ist von 5 bis 6 km/s in der ersten Hälfte des 20. Jahrhunderts ebenfalls geschrumpft - auf weniger als 2 km/s in den 1990er Jahren [5, 6]. Sogar das gänzliche Verlassen der Instabilitätsphase mit der Einstellung der Pulsation wurde zeitweilig für möglich gehalten [7, 8]. Neueste Beobachtungen [9] belegen hingegen die gegenläufige Tendenz einer langsamen Zunahme der fotometrischen Schwingungsamplitude, die sicher mit einer Vergrößerung der Radialgeschwindigkeitsvariation korreliert.
Beobachtung Die Beobachtungen führte ich mit meinem 8-Zoll-Dobsonteleskop durch. Die Ankopplung des Gitterspektrografen mit einer Auflösung von 1,9 A an das Teleskop erfolgte mit einem 200m-Lichtleiter. Das Instrumentarium habe ich im Heft 16 dieses Journals ausführlich beschrieben [10]. In der Zeit vom 21. April 2005 bis 5. Februar 2006 wurden 29 Radialgeschwindigkeiten (RV) bestimmt. Der hierfür genutzte Spektralbereich von 6.050 bis 6.600 A ist in der Abbildung 1 wiedergegeben. Die Dopplerverschiebungen wurden an den 10 bezeichneten Linien durch Anpassung von Gaußfunktionen bestimmt. Die Beschreibung der Verfahrensweise bei der Reduktion der Spektren, deren Wellenlängenkalibrierung und die Bestimmung der Dopplerverschiebungen ist in [1] beschrieben. Die auf die Sonne bezogenen Radialgeschwindigkeiten (RV) sind in derAbbildung 2 dargestellt. Jede RV ist durch Mittelwertbildung aus mehreren Einzelmessungen mit Belichtungszeiten zwi-
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Abb. 2: Radialgeschwindigkeitsmesswerte von Polaris
Abb. 3: Anpassung einer Sinusfunktion an die Messwerte
schen 2,5 bis 3 Minuten errechnet worden, deren Anzahl in Abhängigkeit von den Beobachtungsbedingungen zwischen 8 und 21 betrug. Die Fehlerbalken der Messwerte in den Abbildungen resultieren aus der Standardabweichung dieser Einzelmessungen.
Datenanalyse An die Messwerte wurde eine Sinusfunktion nach der Methode der kleinsten Fehlerquadrate angepasst (Abb. 3). Dies ergab folgende Ephemeriden für die RV-Variation: RV-Minimum JDRVmin = 2453484,80 +- 0,07, Periode P = (3,9745 +- 0,0013) Tage, Amplitude (Peak-to-Peak) A = (1,90 +- 0,09) km/s.
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Damit ist die Periodizität tatsächlich durch eigene Beobachtungen nachgewiesen! Die Messwerte streuen aber auffallend stärker als dies die Fehlerbalken erwarten lassen. Die Anpassung eines Polynoms 3. Ordnung an die Residuen der RV-Werte offenbart deutlich eine langfristige stetige Veränderung der RV im Beobachtungszeitraum (Abb. 4). Hierbei handelt es sich um einen systematischen Fehler. Die Erdbewegung um die Sonne verursacht eine um etwa 10-fach größere Dopplerverschiebung als die Pulsation des Polarsterns selbst. Diese starke Linienverschiebung wirkt sich entsprechend gravierend auf Abbildungsfehler des Spektrografen und der CCD-Kamera
aus. Hinzu kommen noch Auswirkungen jahreszeitlicher Temperaturschwankungen auf den Spektrografen.
In einem nächsten Schritt wurde diese langfristige Änderung der RV aus den Messwerten eliminiert. Eine erneute Sinusanpassung ergibt die von diesem systematischen Fehler bereinigten Parameter der Pulsation (Abb. 5): RV-Minimum JDRVmin = 2453484,82 +- 0,04, Periode P = (3,9738 +- 0,0009) Tage, Amplitude (Peakto-Peak) A = (1,87 +- 0,06) km/s. Dabei sind die angegebenen Unsicherheiten die mittleren Fehler des Mittelwertes der Residuen in RV-Richtung für die Amplitude, in der Zeitachse für das RV-Minimum und in
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Abb. 4: Residuen der Sinusanpassung an die RV-Variation mit Ausgleichskurve
Abb. 5: Anpassung einer Sinusfunktion an die Messwerte nach Eliminierung systematischer Fehler
der Zeitachse dividiert durch die Zahl der Perioden im Beobachtungszeitraum für die Unsicherheit der Periode.
Diskussion der Ergebnisse Die gemessene Periode von P = (3,9738 +- 0,0009) Tagen weicht nur wenig von der Periode ab, die von Hatzes & Cochran [6] für 1993 mit (3,9726769 +- 0,00011) Tagen angegeben wird. Aus der Amplitude der Schwingungen lässt sich am sichersten eine Aussage über die Veränderungen der RV-Variation seit den zuletzt veröffentlichten Werten von 1997 [5] ableiten. Hierfür sind die gemessenen Werte ab 1950 in der Abbildung 6 dargestellt. Die sprunghaft gestiegene
Genauigkeit der RV-Messungen seit Mitte der 1980er Jahre ist dabei beachtenswert. Der gemessene Wert von (1,87 +- 0,06) km/s reiht sich widerspruchsfrei in die bisherige zeitliche Entwicklung ein und zeigt eine Tendenz zur Vergrößerung der Schwingungsamplitude. Wie anfangs schon erwähnt, ist Polaris nicht nur ein Cepheide, sondern hat noch eine spektroskopische Komponente. Die Umlaufzeit dieser beträgt nach heutigen Erkenntnissen 29,9 Jahre [8]. Die einzige Datenquelle, aus der sich über mehr als eine Periode hinweg der RV-Verlauf lückenlos konstruieren lässt, sind die etwa 1.180 Platten des Lick Observatoriums am 36-Zoll-Refraktor von 1896 bis 1958, die
von E. Roemer [11] ausgewertet wurden (Abb. 7).
Die mittlere RV dieser Arbeit passt sich in Anbetracht dessen, dass keine Kalibrierung an einem Standardstern vorgenommen wurde, gut in die Periode des spektroskopischen Doppelsterns ein. Insbesondere bei niedriger Auflösung des Spektrografen sind die vermessenen Spektrallinien häufig durch nicht getrennte schwächere Linien gestört, was zu systematischen Abweichungen führt. Diese Fehler können durch vergleichende Messungen an einem Stern gut bekannter Radialgeschwindigkeit vermindert werden.
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Abb. 6: RV-Amplitude von Polaris in der Zeit von 1950 bis 2006
Abb. 7: RV-Periode des spektroskopischen Doppelsterns Polaris
Schlussbemerkung Mit den in diesem Beitrag vorgestellten Ergebnissen zeichnet sich ein weiteres wissenschaftlich orientiertes Betätigungsfeld für Amateurspektroskopiker ab. Es zeigt sich, dass selbst mit kleinen Teleskopen mit den heutigen Aufnahme- und Analysetechniken eine Präzision bei der Radialgeschwindigkeitsmessung erreicht werden kann, die noch vor wenigen Jahren nur der professionellen Astronomie mit Großgeräten möglich war. Mein Dank gilt Herrn Helmut Jahns von der Fachgruppe Computerastronomie für die Programmierung eines Windowsprogramms zur zuverlässigen Berechnung der Korrekturwerte zur Reduktion auf das heliozentrische Koordinatensystem.
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Literaturhinweise [1] R. Bücke, 2006: VdS-Journal für Astronomie 19, 94 [2] L. Seidel, 1852: Abh. d. II. Kl. d. königl. Akad. d. Wiss., München, Bd. 6, 564 [3] R. Hertzsprung, 1911: Astron. Nachr. 189. 89 [4] W. W. Campbell, 1899: Astrophys. J. 10, 180 [5] K. W. Kamper, J. D. Fernie, 1998: Astrophys. J. 116, 936 [6] A. P. Hatzes und W. D. Cochran, 2000: Astron. J. 120, 979 [7] A. A. Ferro, 1983: Astrophys. J. 274, 755 [8] N. Dinshaw, et. al., 1989: Astrophys. J. 98, 2249
[9] S. G. Engle, E. F. Guinan, R. H. Koch, 2004: Am. Astron. Soc. Meeting 2004, 204 [10] R. Bücke, 2005: VdS-Journal für Astronomie 16, 81 [11] E. Roemer, 1964: Astrophys. J. 141, 1415
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Die 2006-Jahrestagung der Fachgruppe SPEKTROSKOPIE
in der Sternwarte Sonneberg
von Ernst Pollmann
Die altehrwürdigen Räumlichkeiten der ehemaligen Wirkungsstätte des bekannten Sonneberger Astronomen Cuno Hoffmeister waren vom 12. bis 14.5.2006 Veranstaltungsstätte der Jahrestagung der Fachgruppe SPEKTROSKOPIE. Die geradezu synergetische Verbundenheit der damaligen Sonneberger professionellen Astronomie zur Amateurastronomie wird, in bescheidener Form, aber immerhin, auch in unserer Fachgruppe rückblickend auf die vergangenen Jahre auf dem Sektor der Spektroskopie deutlich - Parallelen sich gegenseitig befruchtender Wechselbeziehungen. Das freundschaftliche Entgegenkommen der Sternwartenadministration, unsere Jahrestagung dort veranstalten und in der ungestörten Atmosphäre unserem Gedankenaustausch nachgehen zu können, die bewundernswerte Bereitschaft einiger FG-Mitglieder, mit interessanten Programmbeiträgen mitzuwirken wie auch die besonders schätzenswerten Vorträge aus der Fachastronomie, haben wesentlich zum Erfolg der Jahrestagung beigetragen. Eine Vielzahl Tagungsbesucher fand sich bereits am Freitagabend zum ersten gemütlichen Beisammensein - dem eigentlichen mentalen Startschuss der Tagung - im romantisch verschwiegen gelegenen Berggasthof ,,Blockhütte" in SonnebergNeufang ein. Der eigentliche Tagungssamstag stimmte mit seinen erstklassigen Beiträgen aus der Amateur- und Fachastronomie ein auf einen viel versprechenden Programmablauf. Bernd Hanisch (Lebus, Frankfurt/Oder) vermittelte als erster Referent in erwartungsgemäß professioneller Weise grundlegende Informationen, wie etwa Bahnelemente, Lage und Form der Bahnen, sowie der Radialgeschwindigkeiten, die für die Beobachtung spektroskopischer Doppelsterne benötigt werden, unterlegt mit beeindruckenden eigenen Beobachtungsergebnissen an UMa, Aur und Vir. Dr. Thomas Eversberg (Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt, Bonn), stellte ,,MESSY - einen SpaltSpektrographen maximaler Effizienz"
Abb. 1: Die Tagungsteilnehmer in Sonneberg 2006
in seiner Entwicklungsphase, sowie den Bau und die optische Analyse für einen Newtonfokus zur Aufnahme von Sternspektren vor. Aufgrund der Teleskopund CCD-Parameter, der zu erreichenden Grenzmagnituden sowie der Helligkeiten entsprechender Zielsterne wurde der Spektrograph dem Teleskop zweckbestimmt und optimal angepasst, um insbesondere die maximal mögliche Effizienz, also die optimale Lichtausbeute sowohl optik- als auch aufnahmeseitig zu erzielen. Dieter Goretzki (Langenselbold), ,,der" Sonnenspektroskopiker der FG, besprach nicht weniger professionell in seinem Vortrag die generelle Vorgehensweise bei Photosphärenmodellen (historische/ aktuelle), die Mitte-Rand-Variation, Temperaturschichtung, Grenztemperaturen und Rechenprogramme zur Synthese von Sonnenspektren. Dr. Anatoly Miroshnichenko (University of North Carolina/Greensboro, USA) präsentierte als ersten Tagungshöhepunkt einen
Beitrag aus der professionellen Astronomie den Kenntnisstand aus 30 Jahren BeSternforschung, speziell zu Theorien der Entwicklung der Be-Binary-Systeme, eine Analyse vorhandener Daten von 250 hellen Sternen, verknüpft mit dem Hinweis auf die Notwendigkeit langfristiger Überwachungsprogramme und hochauflösender spektralanalytischer Beobachtungen durch die Amateurastronomie. Die Hauptresultate dieser Analyse sowie die Ergebnisse neuerer Überwachungen werben für helle Sterne wie Cas, Tau, p Aqr, Sco im Sinne von Monitoringstrategien zwischen Amateuren und der Fachastronomie. Das erholsame, gemeinsame Mittagessen, wichtiges kommunikatives Element zur Pflege der zwischenmenschlichen Beziehungen wurde wieder im Berggasthof ,,Blockhütte" eingenommen. Die Bedeutung der fachgruppenseits unverzichtbaren Kontakte und Beziehungen zur professionellen Astronomie wurde in einem wundervollen Beitrag von Dr.
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Reinhard Hanuschik (ESO, Garching) herausgestellt. In seinem Vortrag wurde ein Bogen geschlagen von der Spektroskopie engagierter Amateure bis hin zu seinem persönlichen Arbeitsgebiet, der Prozessierung komplexer spektroskopischer Daten vom VLT in Chile, wobei insbesondere Prinzipien herausgestellt wurden, die für die beiden ,,Antipoden" gelten: Standardisierung, Normierung, Fehlerquellen. Beziehungspflege zur professionellen Astronomie - u. a. eine strategische Ausrichtung der FG - wurde ebenfalls in einem Vortrag von Dr. Otmar Stahl (Landessternwarte Heidelberg), über spektroskopische Zeitserien an P Cyg (Paradeobjekt der FG) und anderen heißen Überriesen in besonderer Weise unterstrichen. Als Spezialist mit besonderer Detailkenntnis hinsichtlich der Physik dieses Objektes, erzeugte Dr. Stahl mit seinem Beitrag einen enormen Motivationsschub mit Blick auf die Notwendigkeit des Langzeitmonitorings dieses Sterns. Dr. Monika Maintz (Landessternwarte Heidelberg), zeichnete in einer sehr natürlich und ansprechenden Weise in einem authentischen Portrait die spektralen Eigenschaften des Sterns 59 Cyg, einem entwickelten Be-Doppelstern mit einem heißen, kompakten Begleiter (subdwarf). Es sind dies eine Emissionskomponente mit nur einem Emissionspeak, eine phasengekoppelte V/R-Variation und eine ,,knotige" Struktur der schwachen HeIIAbsorptionslinien, welche vermutlich von dem heißen, kompakten Begleiter im Sinne einer sektoriellen Photoionisation der BeSternscheibe verursacht werden. Die FG-Themendiskussion zu fortgeschrittener Stunde beschränkte sich diesmal knapp und bündig auf zwei Themen: 1. Datenbank als Gemeinschaftsprojekt
mit der FG Computerastronomie: Archivierung von Äquivalentbreiten, V/R, Zeitseriendiagramme, Summenspekten. Es wurde der Projektstatus vorgestellt und kurz weitere Maßnahmen angerissen. 2. Die neue Webseite der FG auf dem Server der VdS: Im Wesentlichen ein durch Dr. Thomas Eversberg durchgeführtes Vorhaben mit außerordentlich großem Feedback. Das gemütliche Zusammensein am Abend ab 20:00 Uhr, wieder im Berggasthof ,,Blockhütte" und unter ,,gleichen kommunikativen Vorzeichen" bildete den Abschluss des ersten erfolgreich verlaufenden Tages.
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Dr. Thomas Hunger verlangte den Teilnehmern am Sonntagmorgen eine gehörige Portion Aufmerksamkeit ab mit seinem theoretisch ausgerichteten Vortrag über physikalische Grundlagen der Absorptionslinienformation in Sternspektren. Die detaillierte Vorstellung der Strahlungstransportgleichung, die Bedeutung des Absorptionskoeffizienten, Verbreiterungsmechanismen wie Druck- und Stoßdämpfung, Effekte auf die Linienform wie Rotation und Turbulenz ergänzen die Darstellung. Ein Stoff, der so manchen Teilnehmer schnell an den Rand seines frühsonntäglichen Auffassungsvermögens führte. Ein erholsames Intermezzo stellte insofern der herrlich erfrischende Beitrag über den Projektstand des ,,Jugendforscht-Projektes" Solarspektroskopie am Friedrichs-Gymnasium Kassel dar. Die Schüler Lara Wimmer, Deborah Weißer, Sara Butte und Martin Gotthardt der Jahrgangstufe 11 bzw. 12 erläuterten in einer Teampräsentation sehr anschaulich ihren Kenntnisstand zur Sonnenphysik und deren Einbindung in ihre geplante Projektstruktur. In einer ersten Ergebnisvorstellung, fotografische Aufnahmen einiger typischer hochaufgelöster Fraunhoferlinien mit einem von der FG-Spektroskopie leihweise zur Verfügung gestellten Spektrometer, demonstrierte die Schülergruppe ihre augenblickliche Vorgehensweise verbunden mit der Zielsetzung der alsbaldigen Spektroskopie von Sonnenflecken und der Beobachtung des Zeemann-Effektes.
Dr. Lothar Schanne (Völklingen), berichtete zum krönenden Abschluss aus dem Tagebuch eines Anfängers - dem Selbstbau eines klassischen Gitterspektrographen und ersten Beobachtungsergebnissen. Er schilderte sein erstes spektroskopisches Lehrjahr, seinen Einstieg in die Himmelsbeobachtung mit einfachen Mitteln, das Wiedererwachen ,,postjugendlicher" Experimentierfreude, verbunden mit dem Wunsch nach reproduzierbaren Messungen in der Spektroskopie. Witzig charmant löste er die Frage, wie man mit einem schmalen Budget zu einem einfachen, aber präzisen und flexiblen Gitterspektrographen gelangen kann. Systematisches Austesten des Spektrographen im neonbeleuchteten Trockendock, first starlight, zufällige Begegnungen mit Effekten aus dem Hause Doppler und pekuliären Sternen, der Durchbruch zu systematischen Beobachtungen von Emissionslinien und die verbissene Verbesserung der Beobachtungsund Datenreduktionsmethoden, kennzeichneten die Meilensteine seiner bisherigen spektroskopischen Karriere. Keinesfalls darf unerwähnt bleiben die überaus freundliche Aufnahme unserer Sonneberger Gastgeber, Frau und Herrn Weber. Beiden haben wir es zu verdanken, dass die Kuchen aus fachgruppeninternen Backstuben stets mit frischem Kaffee und anderen Getränken locker leicht im Sinne notwendiger Erfrischungen in den Pausen verzehrt werden konnten. In Sonneberg zu verweilen... ...immer wieder ein besonderes Erlebnis!
ROTLICHT
Rotlicht hin... Rotlicht her... Ich habe keine Lust, die ganze Nacht auf die Bremse zu treten, damit du deine blöde
Karte lesen kannst!!!
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Jahresbericht 2005 der VdS-Fachgruppe Veränderliche (BAV)
Gleich zu Beginn dieses Berichts etwas zu unseren besonderen VdS-Aktivitäten mit Perspektive zu 2006. Im letzten BAV Rundbrief des Jahres (Nr. 4/2005) startete Dietmar Bannuscher eine Werbung von VdS-Mitgliedern unter den BAVern mit einem Artikel und beigefügtem VdSProspekt. Natürlich kennen die BAVMitglieder unsere allgemeinen VdSAktivitäten. Die persönlichen Vorteile wurden aber im Detail erst jetzt klar beschrieben. Zudem stellte er die ,,HimmelsPraxis 2006" vor. Zum Jahresende sicher ein sinnvoller Zeitpunkt. Eine Fleißaufgabe von über zwei Jahren Arbeit von Dietmar Bannuscher unter Mitwirkung von Markus Schabacher fand ihre Endbearbeitung durch Joachim Hübscher, der für die Archivierung und Publikation der BAV-Ergebnisse zuständig ist: Alle seit Bestehen der BAV (Gründung 1950) gezeichneten oder mit PC gestalteten Lichtkurvenblätter von abgeleiteten Ergebnissen der Maxima und Minima von Veränderlichen aller Typen wurden gescant und liegen nun elektronisch für speziellere Verwendungen vor. Es sind 29.886 Lichtkurvenblätter und 4.354 Rückseiten. Das waren 14 Karteikästen von 45 cm Länge! Aktuell kommen mehr als 2.000 Ergebnisse jährlich hinzu. Die Zahl der beobachteten Sterne ist auf über 2.500 angewachsen, da die Beobachter über deutlich stärkere Instrumente und auch über die CCDTechnik verfügen. Letztere bringt es mit sich, dass die Weiterleitung von Lichtkurvenblättern elektronisch erfolgen kann. Die heute noch
in Papierform eingesandten Auswertungen können im Rahmen der Bearbeitung gescant werden. Ein Verein ist so stark, wie es die ihn tragenden Mitglieder ermöglichen. Aktive Beobachtung erfordert auch einen organisatorischen Rahmen. In der BAV ist die Betreuung und Anregung neben der Leitung (Vereinsvorstand) wegen der umfangreichen Notwendigkeiten in verschiedene Hände gegeben, die einzelne Sterntypen oder Anwendungstechniken betreuen (Sektionen). Hier gab es einige Änderungen: Die erst neu entstandene Sektion ,,Cepheiden" wurde wieder geschlossen, die langjährige Sektion ,,Halb- und Unregelmäßige" wurde mit der Sektion ,,Mira-Sterne" zusammengelegt, weil unmittelbar zur Weiterführung leider kein Kandidat erkennbar war. Die BAV ist offen für alle neuen Veränderlichen-Beobachter und setzt sich hierfür werbend ein. Zwei Sternfreunde mit etwa gleichem Ansatz, der CCD-Fotografie von Galaxien und der Nachschau nach Veränderlichen, wurden deshalb für ihre Beobachtungsergebnisse geehrt: Wolfgang Kloehr entdeckte am 27.6.2005 in M 51 die Supernova SN2005cs und Jörg Hanisch am 17.8.2005 bei M 27 den Stern VarVul05. Die beiden Amateure zeigten, was bei ,,Deep-Sky-Beobachtung" möglich ist. Wir freuten uns sehr darüber. Derartiges könnten doch sicher auch andere CCDFotografen. Dem gleichen Ziel diente unsere Veränderlichen-Urlaubswoche an der VdS-Sternwarte in Kirchheim im
August/September. Leider halbierte sich der Kreis der gemeldeten Teilnehmer unmittelbar vorher. Dennoch werden wir unser Angebot 2006 wieder unterbreiten. Im Mai fand unser jährliches BAV-Treffen in Hartha mit gutem Erfolg statt. In SuW wurde darüber berichtet. Abschließend stelle ich die BAV-Arbeit einmal in den internationalen Zusammenhang, weil die aktuelle Statistik der AAVSO (American Association of Variable Star Observers) vorliegt. Hier werden weltweit eingehende einzelne Schätzungen bzw. Messungen von Helligkeiten registriert, verarbeitet und zur Verfügung gestellt. Beobachter der BAV senden seit Jahrzehnten ihre visuellen Schätzungen vor allem an Mira-Sternen und Eruptiven monatlichen die AAVSO. Diese Sammlung ist über die BAV organisiert. Für das Berichtsjahr 2004/2005 (September) waren es 36 deutsche Beobachter, 23 BAVer mit 18.118 und weitere 13 Beobachter mit 1.676 Schätzungen. Nach den USA mit 263 Beobachtern und 367.415 Schätzungen/Messungen liegt Deutschland nach Ungarn mit 72 Beobachtern (19.629) hinsichtlich der Beobachterzahl gleich auf mit Spanien (37/9.521). Beobachtungsmeldungen und Statistik sind so eine Sache. BAVer - insbesondere solche mit vielen CCD-Messungen - melden nicht an die AAVSO. Im BAV-Jahr 2004/2005 (Mai) wurden 1.309 Ergebnisse mit CCD-Kameras (mehr als 26.000 Messungen) und 728 visuelle Maxima bzw. Minima aller Sterntypen aus rd. 18.000 Einzelschätzungen publiziert. Vorstand der BAV
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DK And, (k)ein RR-Lyrae-Stern?
von Josch Hambsch
Nachdem ich nach dem Umbau meiner Sternwarte den Faden der VeränderlichenBeobachtung wieder aufgenommen habe, suchte ich nach besonderen Sternen. Meinem Hauptinteresse, den RR-LyraeSternen, blieb ich dabei treu. Seit einigen Monaten setzte ich eine zweite Montierung in meiner Sternwarte nur zur Beobachtung von Veränderlichen Sternen ein. Ich arbeite dabei mit dem Leiter der Belgischen Veränderlichen Sektion, Eric Broens, eng zusammen. Als recht neues Mitglied in der BAV interessiert mich natürlich auch das Geschehen innerhalb der Sektion ,,RR Lyrae Veränderliche" der BAV, und ich habe Kontakt gesucht über das BAV-Forum und den Sektionsleiter, Anton Paschke. Letzterer hat mich auf eine Liste von RRLyrae-Sternen aufmerksam gemacht, die von G. Maintz betreut wird. Diese ist im Internet auf der Webseite von G. Maintz (http://www.astro.uni-bonn.de/~gmaintz/) zu finden und enthält etwa 500 Sterne aus dem GCVS (General Catalogue of Variable Stars), die heller als 12,5 mag sind. Die habe ich mir heruntergeladen und vor allem nach den Kommentaren geschaut. Dort viel mir der Stern DK And (Rektaszension: 23h 28m 45,8s, Deklination: +50 Grad 34' 29'') mit einer Helligkeit von 12,5 bis 13,1 Magnituden (laut GUIDE 8) ins Auge, da im Kommentar schon die Bemerkung von Anton Paschke stand, dass dies wahrscheinlich kein Stern von Typ RR Lyrae ist, sondern eher ein Bedeckungsveränderlicher. Also habe ich den Stern am 12. und
13. September 2005 die ganze Nacht über beobachtet. Zum Einsatz kamen ein C8 mit Brennweitenverkürzung auf f/6 (1.320 mm) und eine ST8 mit CFW8 Filterrad und Schuler Rs- und V-Filter. Durch die kurze Periode des Sternes von nur 0,2436553 Tagen (aus der GEOS Datenbank, http://webast.ast.obsmip.fr/people/leborgne/ dbRR/index.htm) und die doch schon recht langen Nächte im September konnte die ganze Periode beobachtet werden. In der Abbildung 1 ist die Position des Sternes (V) im Feld dargestellt und die dazugehörigen Abb. 1: Vergleichssterne (C, K). Sternfeld mit Veränderlichem (V) und Vergleichssternen Die Auswertung der (K, C). Zur Auswertung der Aufnahmen wurde das Einzelbilder, die jeweils Programm AIP4Win benutzt. 3 Minuten belichtet wurden, geschah mit dem Programm AIP4WIN (http://www.willbell.com/). dann mit dem Programm PERANSO von Dieses Programm bietet die Möglichkeit, dem belgischen Veränderlichenbeobachter automatisch eine Aufnahmeserie nach Tonny Vanmunster (www.cba-belgium.be) Auswahl des Veränderlichen und zweier weiterverarbeitet und das Phasendiagramm, Vergleichsternen zu fotometrieren und die sowie die Maxima berechnet. In der Daten in einen Ausgabefile als ASCII Werte Abbildung 2 ist das aus den Aufnahmen zu schreiben. Dieser Ausgabefile wurde entstandene Phasendiagramm zu sehen.
Abb. 2: Phasendiagramm von DK And bestimmt aus meinen eigenen Beobachtungen
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Im oberen Teil der Abbildung 2 ist das Phasendiagramm abgebildet, das durch den Rs-Filter gewonnen wurde und im unteren Teil der Abbildung 2 das durch den V-Filter gewonnene. Das Phasendiagramm ist sehr symmetrisch und die Minima sind gleich tief. Man erkennt eine Verschiebung um ca. 0,1 mag, wenn man die beiden gefilterten Diagramme vergleicht. Was man gegebenenfalls aus dieser Helligkeitsverschiebung ableiten kann, ist mir nicht geläufig. In der GEOS-Datenbank befinden sich 11 Maxima über den Zeitraum von 1938 bis 2005, wobei die 4 letzten Maxima von Mitgliedern der BAV stammen. Trotz der geringen Anzahl dieser Maxima und der großen Zeitspanne findet man keine signifikanten Abweichungen von berechneten und beobachteten Maxima (O-C). Dies deutet ebenso auf einen Typ hin, der eher nicht vom Typ RR Lyrae ist, da bei diesen Sternen doch viel häufiger Periodenschwankungen beobachtet werden. Weitere Informationen bekam ich von D. Husar, der diesen Stern in den Jahren 1999 bis 2004 auch beobachtet hat. Er sandte mir sein Phasendiagramm, das in der Abbildung 3 zu sehen ist. Es entspricht im Großen und Ganzen meinen Beobachtungen und wurde ohne Filter aufgenommen. Auch hier zeigt sich eine sehr symmetrische Lichtkurve, die gar nicht typisch für einen RR-Lyrae-Stern ist. Weiterhin hat er mich auf einige Literaturstellen hingewiesen und mir diese freundlicherweise auch zur Verfügung gestellt. Leider geht aus keiner eindeutig hervor, dass DK And kein RR-Lyrae-Stern ist. DK And wurde von C. Hoffmeister entdeckt und als Sonneberger Stern ,S 4639' bezeichnet und von H. Huth bearbeitet [1]. Die Elemente aus Ref. [1] finden sich auch im GCVS wieder. In dieser Originalarbeit [1] wird nur über einen schnellen Lichtwechsel des Sterns gesprochen und davon, dass aus den Beobachtungen nicht eindeutig hervorgeht ob der Stern ein RR-LyraeStern ist oder einer vom Typ W Ursae Majoris. S. Ratcliff [2] führt den Stern zwar in seiner Liste der kurzperiodischen Veränderlichen als RR-Stern, gibt aber keinerlei Gründe für diese Einstufung und E. Kemper [3] in seiner ausführlichen spektroskopischen Untersuchung ,,RRcLyrae-Sterne" sortiert DK And nicht als Bedeckungsveränderlichen aus, obwohl das für andere Sterne wohl geschieht. Da ich den Typ W Ursae Majoris nicht kannte, habe ich mich im Internet schlau
Abb. 3: Phasendiagramm bestimmt aus Beobachtungen von D. Husar
Abb. 4: Phasendiagramm bestimmt aus Beobachtungen von F. Walter
gemacht (mit Hilfe von GOOGLE). Jetzt weiß ich, dass dies ein besonderer Typ Bedeckungsveränderlicher Sterne ist, der 10 % der Bedeckungsveränderlichen Sterne ausmacht. Es handelt sich dabei um Bedeckungsveränderliche, wobei beide Sterne in Kontakt stehen. Die Sterne umkreisen sich dabei in Kreisbahnen, wobei die Sterne selbst Ellipsoide sind. Im BAV Rundbrief 3/2005 [4] wird zufällig auch über einen neuen W-UMa-Stern berichtet.
Weitere Beobachtungen bekam ich von F. Walter und K. v. Poschinger, von dem ja auch schon die neuesten Maxima im GCVS stammten. Die Phasendiagramme dieser Beobachter sind in den Abbildungen 4 und 5 wiedergegeben. In einer der folgenden BAV-Mitteilungen wird es einen ausführlichen Bericht über die Ergebnisse zu DK And geben, mein Beitrag zum VdSJournal für Astronomie sollte als Ansporn gesehen werden, um auch mal in die Veränderlichenbeobachtung zu schnuppern.
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Literaturhinweise: [1] Veröffentlichungen Sternwarte Sonneberg
(VSS) 4 (1957), 2 [2] S. Ratcliff, J. Collins, 1992: AAVSO Vol.
21 [3] E. Kemper, 1992: Astron. J. 87, 1395 [4] H. Achterberg, F.Agerer, 2005: BAV 54,
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Abb. 5: Aus der Beobachtungsreihe von K.
Poschinger
AG Dra, ein symbiotischer Veränderlicher
von Markus Schabacher
Symbiotische Veränderliche gehören zu den eruptiven Sternen. Sie bestehen aus zwei Komponenten, die sich in einer gemeinsamen Hülle aus Gas befinden. Der Sekundär-Komponente ist ein großer, roter Riese zumeist vom Spektraltyp M (selten auch G oder K, mit etwa 100 Sonnenradien). Der primäre Stern ist ein heißer Unterzwerg oder auch ein weißer Zwerg, mit weniger als 0,5 Sonnenradien (100.000 Kelvin). Die Gashülle stammt von dem roten Riesen, der durch den von ihm ausgehenden Sternenwind (oder wie bei uns der Sonnenwind) eine Menge an Masse abgibt. Man vermutet auch teilweise einen Mira-Stern, der durch Pulsation Masse abgibt und dadurch eine so enorme Hülle (Radius ca. 50.000 Sonnenradien) produziert. Zuerst versuchte man anhand von Spektralanalysen, die Ergebnisse auf einen Einzelstern zu deuten, jedoch nach Entdeckung periodischer Radialgeschwindigkeitsänderungen der Spektrallinien schloss man schließlich auf Doppelsterne als letzte logische Konsequenz. Alle oben genannten Komponenten (Primärstern, Sekundärstern und Gashülle) sind für die Veränderlichkeit verantwortlich und werden nach ihren Kriterien in folgenden Unterverzweigungen aufgeteilt: Symbiotische Langperiodische Rekurrierende Novae Langsame Novae Z-Andromedae-Sterne Um den letzten genannten Typ (Z-AndSterne) geht es mir nun in diesem kleinen
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Artikel. Bei diesen so genannten Z-And-Veränderlichen entstehen die Lichtkurvenformen dadurch, dass der heiße Primär-Stern (blauer Unterzwerg) seine Leuchtkraft mit Hilfe einer stabilen Wasserstoff-Schale herstellt, durch Schwankungen der Akkretionsrate entsteht eine Änderung der Helligkeit. Letztlich wird auch durch Variation der Masse, des Durchmessers und der Temperatur die Hülle variabel. Diesen Ablauf vermutet man (um auf den Punkt zu kommen) auch bei AG Dra. Er befindet sich im Drachen am Rand zum Sternbild UMi, mit den GCVSKoordinaten Rektasz. 16h 01m 40,9s, Dekl. +66 Grad 48' 09'' (2000.0). Im SAOKatalog hat er die Nummer 16931. Sein Farbindex laut Tycho beträgt: 1,425 (B-V). Die angegebene Helligkeit beträgt nach neuen Erkenntnissen 9,10 - 11,20 mag, der Spektraltyp ist K3 IIIep. Die Parameter seines periodischen Lichtwechsels lauten laut GCVS: Epoche (JD des ersten bekannten Maximums): 2438900 JD, Periode: 554 Tage. Die Daten aus dem GCVS sind allerdings schon sehr alt, allein aus diesem Grund ist AG Dra schon eine Beobachtung wert. Laut Angaben des GCVS wäre das letzte Maximum seiner Gesamt-Helligkeit im Anfang Mai 2006, also gerade erst erreicht worden. Heute geht man von 377 Tagen aus.
Wenn man nun das Lichtkurven-Diagramm
Abb. 1: Lichtkurve von AG Dra
von meinen Beobachtungen betrachtet, kommt man zu der Erkenntnis, dass die neuen Daten im ersten Abschnitt der Lichtkurve eingesetzt werden könnten. Allerdings gibt es in diesem Diagramm größere Beobachtungslücken, was die genaueren Prognosen erschwert. Nun, AG Dra wird innerhalb der BAV gut abgedeckt. Bei seinen letzten Beobachtungen im April war er bei 10,0 mag, was nach meinen Beobachtungen seine Normalhelligkeit ist. Dennoch kann dieser interessante Veränderliche jeden weiteren Beobachter gebrauchen!
Literaturhinweis [1] Hoffmeister, Richter, Wenzel, 1990:
,,Veränderliche Sterne", Johann Ambrosius Barth
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Abb. 2: Aufsuchekarte zu AG Dra
Neues aus der Fachgruppe ,,Deep Sky"
Liebe Sternfreunde,
der Monat Mai 2006 brachte in dicht gedrängter Folge viele amateurastronomische Veranstaltungen. Das wichtigste Ereignis für die FG war sicher das DeepSky-Treffen, welches vom 5. bis 7. Mai in Bebra veranstaltet wurde. Mit rund 70 Teilnehmern war es gut besucht. Neben den Organisatoren trug auch die professionelle Arbeit der Hotelleitung zum Gelingen der Veranstaltung bei. Einen ausführlichen Bericht über das DST 2006 finden Sie weiter unten. Das Treffen 2007 ist für den 30.3. bis 1.4.2007 festgelegt - also schon mal vormerken! Gleich eine Woche später war die FG Deep Sky beim 22. ATT in Essen (Abb. 1) vertreten. Zusammen mit dem VdS-Stand und den Fachgruppen Jugendarbeit, Astrofotografie und
Computerastronomie konn-
ten wir uns präsentieren.
Neben den FG-Aufklebern
konnten wir auch wieder
einige Praxishandbücher
verkaufen. Auch beim dies-
jährigen ITV war ein FG-
Infostand zu finden.
Im Folgenden finden
Sie neben dem zwei-
ten Teil von Uwe Glahns
Alpenexpedition einen
Beobachtungsbericht von Abb. 1:
Michael Fritz (bekannt aus Die VdS-Fachgruppe ,,Deep Sky" auf dem ATT im
der SuW-Rubrik ,,Aktuelles Mai 2006
am Himmel") über den
Doppelquasar in Ursa Major. Im nächsten len. Bis dahin wünsche ich klare, mondlo-
Journal werde ich neue Projekte vorstellen, die wir in nächster Zeit verwirklichen wol-
se Nächte. Ihr/ Euer Jens Bohle
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Ein Besuch auf dem Deep-Sky-Treffen 2006 in Bebra
von Thomas Grunge
Abb. 1: Gruppenfoto der Teilnehmer am Deep-Sky-Treffen 2006
In diesem Jahr besuchte ich zum dritten Mal das jährlich stattfindende DeepSky-Treffen (DST), das von den VdSFachgruppen Astrofotografie und DeepSky gemeinsam veranstaltet wird. Vom 5. bis 7. Mai 2006 trafen sich ca. 70 Sternfreunde im Hotel Sonnenblick in Bebra, um an diesem Wochenende über unser interessantes Hobby zu diskutieren, Informationen auszutauschen, neue Leute kennen zu lernen oder einfach mal wieder alte Bekannte zu sehen (Abb. 1). Das Treffen begann Freitagabend, in der traditionell gemütlichen Runde. Hier wurden viele neue Kontakte geknüpft und bis spät in die Nacht über Projekte, Zeichnungen und Fotos einiger Sternfreunde diskutiert. Hans-Günter Diederich eröffnete die Vortragsreihe am Samstag mit ,,Jets in der Amateurastronomie". Es ist für mich immer wieder erstaunlich zu sehen, dass mit den relativ einfachen Mitteln der Amateurastronomie die Beobachtungen und Ergebnisse der Profis nachvollzogen werden können. Selbst dynamische Vorgänge in entfernten Kernregionen aktiver Galaxien sowie in Herbig-HaroObjekten sind für den Hobbyastronomen erreichbar und können, wie Hans-Günter Diederich zeigte, mit den aktuellen Forschungsergebnissen verglichen werden. Michael Hoppe präsentierte Astroaufnahmen, die er mit seiner digitalen Spiegelreflexkamera an unterschiedlichen Standorten erstellt hatte. Der Vergleich zwischen den exzellenten Bedingungen
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auf La Palma und in Namibia mit unserer lichtüberfluteten Heimat zeigte, dass sich die digitale Astrofotografie in Deutschland nicht verstecken muss. Dank einer versierten Bildbearbeitung sind beeindruckende Deep-Sky-Aufnahmen aus unseren Regionen möglich. ,,Planetarische Nebel verstehen und beo-
Abb. 2: In der Kaffeepause ... bachten", eine von Rainer Töpler selbst erstellte Lehr-CD, bringt einem dieses beobachtbare Phänomen näher und verknüpft es mit dem astrophysikalischen Hintergrund der Sternentwicklung. Besonders beeindruckend sind die vie-
len von Rainer Töpler selbst erstellten Zeichnungen, die mit unglaublicher Detailgenauigkeit diese CD auch zu einem optischen Highlight machen. Die preiswerte CD steht allen Interessenten zur Verfügung (drjhtoepler@t-online.de). Danach machte Peter Riepe uns mit der Zwerggalaxie ,,Ursa Minor Dwarf" ver-
traut. Dieses sehr lichtschwache, sphäroide Sternsystem, mit Einzelsternen ab 21 mag, kann auch durch Amateure nachgewiesen werden.Anhand eines Farbenhelligkeitsdiagramms zeigte er, welche Anforderungen an die Optik und an den Detektor (Film/
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Chip) gestellt werden müssen. Dass die Theorie auch in der Praxis anwendbar ist, wurde mit Aufnahmen des 6-ZollRefraktors der Sternwarte Melle belegt. Nach dem Mittagessen berichtete Jens Bohle gemeinsam mit Rainer Töpler über die ,,Visuelle Beobachtung von Sternhaufen und HII-Regionen in M 33 und anderen Galaxien". Nur mit dem eigenen Auge als Detektor können tatsächlich Sternentstehungsgebiete und Supersternhaufen in unseren Nachbargalaxien erkannt werden. Als visueller Beobachter machen für mich die Verbindung von Recherche des astronomischen Hintergrunds, genauer Beobachtungsvorbereitung und der visuelle Eindruck am Teleskop hier den besonderen Reiz dieser Objekte aus. Aus Österreich waren Harald Strauss und Bernhard Hubl einer Einladung der FG Astrofotografie gefolgt. Es wurde uns ,,Das CCD-Team der Sternwarte Gahberg" vorgestellt. Sehr schöne Astroaufnahmen konnten bewundert werden, die mit der Ausrüstung der Sternwarte am Attersee gewonnen wurden. Von Ronald Stoyan wurde der unter den Astronomen sehr beliebte Katalog von Charles Messier vorgestellt. Er zeigte einige Beobachtungen, die mit viel Hintergrundwissen über Historie, Astrophysik und Technik ergänzt wurden. Es überrascht immer wieder, wie viel es selbst bei vermeintlich bekannten Objekten noch zu entdecken gibt. Durch seine umfangreichen Recherchen in der Fachliteratur konnte Ronald Stoyan ein aktuelles Bild des Wissensstandes der Messier-Objekte aufzeigen. Zu diesem Themenkomplex legte er ein neues, entsprechend umfangreiches, informatives Buch mit dem Titel ,,Atlas der MessierObjekte" vor. In der Kaffeepause wurde das obligatorische Gruppenbild vor dem Eingang des Hotels Sonnenblick aufgenommen. In den Pausen war der Blick auf die ausgestellten Poster einiger FG-Mitglieder lohnenswert. Hier konnten eigene Ergebnisse vorgestellt werden ohne gleich einen Vortag darüber halten zu müssen. Wie ich finde, eine gelungene Aktion. ,,Identifikation von Hintergrundobjekten bei tief belichteten CCD-Aufnahmen" war das Thema von Bernhard Hubl. Er erklärte anhand von eigenen Aufnahmen die Identifizierung von schwachen Hintergrundgalaxien und die Beschaffung der dazu gehörigen Informationen aus dem Internet.
Jedem, der eine Zeichnung eines DeepSky-Objektes erstellt oder genauer betrachtet hat, fällt beim Vergleich mit anderen Zeichnungen ein mehr oder weniger großer Unterschied in den Abbildungen auf. Wolfgang Steinicke demonstrierte in seinem Vortrag die Problematik der visuellen Beobachtung anhand von historischen Deep-Sky-Zeichnungen. Seit jeher sind astronomische Zeichnungen mit vielen Unsicherheiten behaftet und spiegeln sicherlich den wissenschaftlichen Geist der jeweiligen Zeit wider. Dennoch wird mit der Sicht auf die historischen Zeichnungen klar, dass auch im Zeitalter der Astrofotografie die erstaunliche Wahrnehmungsfähigkeit des menschlichen Auges einen festen Platz in der Amateurastronomie hat. Einen Beitrag ganz anderer Art stellte Bernd Häusler vor: Er zeigte seinen selbst angefertigten Videofilm ,,Besuch auf dem Kitt Peak, Arizona". Dem Zuschauer wurde die Welt der vielen astronomischen Instrumente in den Bergen von Arizona vor Augen geführt. Neben den techni-
Vortrag über die von ihm geleitete flämische Deep-Sky-Gruppe erntete viel Beifall. Mit viel Humor wurde über die bedrückende Lichtverschmutzungslage in Belgien berichtet. Trotzdem können die belgischen Deep-Sky-Beobachter und Astrofotografen beeindruckende Ergebnisse vorweisen. Vorgestellt wurden hervorragende CCD-Aufnahmen und eine im Internet verfügbare Datenbank mit Beobachtungsergebnissen der flämischen Deep-Sky-Gruppe. Dank der technischen Einrichtungen des Hotels konnte diese Datenbank online von Kurt Christiaens präsentiert werden. Das anschließende Fachgesimpel, unterstützt durch ,,ein oder zwei Bierchen", zog sich bis in den frühen Morgen hin. Wie schon am Freitagabend, so wurde auch der Samstagabend rege zum Informationsaustausch genutzt. Den sonntäglichen Vortragsteil eröffnete Peter Riepe mit den ersten Ergebnissen des fachgruppenübergreifenden Projekts ,,Planetarische Nebel". Es wurden Astroaufnahmen einiger PN's gezeigt, die mit unterschiedlichen Optiken und Filtern
Abb. 3: Der Gastredner aus Belgien: Kurt Christiaens
schen Details der Teleskope ist mir vor allen Dingen die reizvolle Landschaft in Erinnerung geblieben. Den Abschluss des Samstags bildete Kurt Christiaens aus Belgien. Der in verständlichem Englisch gehaltene
gewonnen wurden. Astronomie zum Anfassen! Hans-Günter Diederich ging mit Pappscheibe, Maßband und freiwilligen Helfern daran die ,,Inklination von Galaxien" anschaulich zu erklären. Die humorvolle Präsentation
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erklärte den Sachverhalt einleuchtend. Der gelungene Auftritt brachte ihm den meisten Applaus und das stärkste Blitzlichtgewitter des Wochenendes. Peter Bresselers Vortrag ,,Deep-SkyFotografie mit CCD-Kameras - Wege zur optimalen CCD-Aufnahme" erfreute sich reger Anteilnahme unter den Teilnehmern. Nach vielen eingeschobenen Diskussionen blieben zum Ende der Vortagszeit noch so viele Fragen offen, dass Teil 2 schon für das nächste DST ein fester Programmteil sein wird. Den Abschluss der Vortragsreihe bildete Dirk Panczyk, der ausführlich die DeepSky-Liste 2006 vorstellte. Dabei standen die praktischen Anwendungsmöglichkeiten der Liste für den beobachtenden Amateur
im Vordergrund. Mit einer regen Diskussion über den Ablauf des Deep-Sky-Treffens 2006 wurde die Veranstaltung beendet. Mein persönlicher Eindruck über das DST 2006 ist insgesamt durchweg positiv. Die Qualität der Beiträge war sehr hoch, dennoch waren sie informativ und verständlich. Der Blick über den Tellerrand, nicht nur im fachlichen Sinne, sondern besonders durch die Einbeziehung von Gastrednern benachbarter Länder macht die Veranstaltung, so finde ich, noch attraktiver. Durch die lockere Atmosphäre unter den Teilnehmern kommt man sehr schnell miteinander ins Gespräch. Die komfortable Unterbringung, die Verpflegung während des Treffens, die technische Ausstattung und die gute
Atmosphäre im Hotel Sonnenblick, deren Leitung reibungslos mit den Organisatoren zusammenarbeitet, hat ein dickes Lob verdient. Für die Zukunft wünsche ich mir, besonders von den Vortragenden, noch mehr Informationen und Anreize mit nach Hause nehmen zu können. Dieses könnte z. B. in Form einer kurzen Zusammenfassung des Vortags in schriftlicher Form sein oder, wie schon teilweise in diesem Jahr realisiert, in Form einer Internetseite mit Tipps und Links. Dem nächsten DeepSky-Treffen vom 30.3. bis 1.4.2007 sehe ich jetzt schon mit Vorfreude entgegen und wünsche mir dort viele neue Gesichter zu sehen.
Vier kristallklare Nächte unter Alpenhimmel
- Deep-Sky-Beobachtungen auf der Silvretta-Hochalpenstraße Teil 2: Die letzten beiden Nächte
von Uwe Glahn
Nachdem im vorigen Heft die Beobachtungen der ersten beiden Nächte im Teil 1 des Berichtes vorgestellt wurden, sollen nun die letzten beiden der insgesamt 4 Nächte vorgestellt werden.
schnell und vergrößere hoch auf 225x. Im [OIII]-Filter taucht dann tatsächlich nach langer und intensiver Beobachtung ein kleines, flächiges Etwas immer wieder auf.
Nach weiterer halbstündiger Beobachtung kann ich dieses kleine Fleckchen jeweils für 1-2 Sekunden indirekt halten und bin mir der Sichtung sicher. In der Hoffnung
Die dritte Nacht sollte die beste werden, leider auch die kälteste. Am Anfang der wieder sehr trockenen Nacht zeigt mir Martin einen Stern mit 7,2 mag in der Andromeda. Ich kann diesen tatsächlich indirekt für jeweils mehrere Sekunden sehen. Martin und ich beobachten die letzten beiden Nächte allein. Die Nacht sollte wieder einiges an himmlischen Schönheiten für uns bereithalten. Das Seeing ist schlecht und so beginne ich wieder mit ein paar Abells. Erstes Objekt ist allerdings der helle PN
NGC 6852 da dieser auf dem Weg zu Abell 67 lag. NGC 6852 entpuppt sich sogleich als eine Überraschung. Im [OIII]-Filter wirkt der Ring deutlich strukturiert.
Abell 67 zeigt sich als typischer Vertreter seiner Gattung und taucht im [OIII]-Filter als runde, strukturlose Scheibe auf. Ein deutlich härterer PN ist
Abell 69 Sehr schwach und sehr klein. Mit dem ,,Hynes" [1] finde ich die Stelle recht
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Abb. 1: Abell 74 = PK 72-17.1 und Galaxie PGC 66741 (ohne Filter), 16 Zoll Newton, [OIII], 51x
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mal wieder einen helleren Abell vor die Augen zu bekommen, werde ich beim nächsten PN enttäuscht.
Abell 74 beobachte ich mit Martin zusammen (Abb. 1). Uns fällt eine sehr große, runde Scheibe an besagter Stelle mit [OIII]-Filter und maximaler AP auf. Eine von uns unabhängig gezeichnete Skizze bestätigt bei der Auswertung die erfolgreiche Sichtung.
PGC 66471 Die schwache Galaxie ist ohne [OIII]Filter als kleiner Lichtfleck zu sehen. Da wir Lust auf was Helles haben, stellen wir den
Cirrusnebel ein. Wir beide sind baff, so detailliert haben wir diesen Komplex durch den 16-Zöller noch nie gesehen. Einzig die Beobachtung durch Yves Klüvers 24-ZollDobson auf der Edelweißspitze konnte das Bild toppen. Beeindruckt vom Cirrus fahren wir gleich noch den Nordamerikanebel und Pelikannebel und die Gamma-CygniRegion an, in der wir uns vor lauter Nebel völlig verlieren. Als Vergleich wird der Cirrusnebel und Nordamerikanebel im 70-mm-Spiegelteleskop eingestellt. Erstaunlich hell unter diesem Himmel. Der Cirrusnebel wirkt schon deutlich strukturiert mit [OIII]-Filter, der Nordamerikanebel passt wunderbar in das zu Verfügung stehende Gesichtsfeld.
NGC 6928 und die Galaxiengruppe drum herum folgen. Die Besonderheit ist hier NGC 6930 mit dem recht einfach sichtbaren Begleiter, der genau auf dem Nordende der Galaxie sitzt. In den Bergen folgt der eine astronomische Höhepunkt auf den nächsten:
Orionnebel-Region Der Orionnebel-Aufgang begeistert mich besonders. Die Nebelteile schieben sich langsam hinter einem Bergrücken hervor, bevor das Trapez folgt und der Nebel in seiner bekannten Form zu erkennen ist.
IC 1613 zeigt sich wie gewohnt schwach. Angedeutet ist als runde Aufhellung die hellste Region von IC 1613.
UGC 711 Um mich mal wieder den SuperthinGalaxien [2] zu widmen, edge-on Galaxien mit extremem Achsverhältnis, stelle ich
Abb. 2: NGC 523 mit 16 Zoll Newton, 450x
UGC 711 ein. Wie viele Galaxien dieser Gattung ist auch diese recht unspektakulär, da hier gerade ein heller Stern im Nordosten stört.
Abell 4 und PGC 10427 Danach versuche ich mich mal wieder an der feinen edge-on Galaxie PGC 10427, die sich nur etwa 1' nordwestlich von Abell 4 befindet. Abell 4 ist auch ohne Filter sehr auffällig als runde, strukturlose Scheibe zu erkennen. Die PGC verbirgt sich jedoch ein weiteres Mal. Wer denkt, dass nur ,,harte Brocken" beobachtet werden, täuscht sich.
Andromedanebel Bei M 31 zieht es mir fast die Socken aus. Die vielen feinen Strukturen und Details sind unglaublich und schwer zu beschreiben. Visuell begreife ich das erste Mal, dass es sich bei M 31 um eine Spiralgalaxie handelt. Der Eindruck ist am ehesten mit sehr guten Fotografien der Galaxien zu vergleichen. Ich meine NGC 206, die hellste Sternwolke in M 31 eingestellt zu haben, bevor ich bemerke, dass es sich um die helle Sternassoziation A 54 handelt. NGC 206 befindet sich genau gegenüber und ist nochmals heller.
M 33 ist mit bloßem Auge einfach zu sehen und so im Peilsucher direkt einzustellen. Die Spiralarme zerfallen in einzelne Knoten und Wölkchen. Uns verschlägt es wieder die Sprache und lässt uns die Kälte vergessen.
UGC 1810 / 1813 Nächstes Objekt soll die auf Fotos wundervoll geschwungene Spirale UGC 1810 mit Begleiter UGC 1813 werden. Die Spirale ist jedoch nicht als solche zu erkennen, dafür aber der schöne, edge-on-geformte Begleiter UGC 1813.
Abell 8 stelle ich als vorletzten Abell für die Nacht ein. Der PN steht in der Nähe des schönen OC King 20. Der PN selbst ist schwerer als gedacht und zeigt sich mit [OIII]-Filter als schwache Aufhellung nordwestlich eines Doppelsternes, der noch knapp im PN steht. Abell 9 kann ich als letztes Objekt der Nacht nicht ausmachen.
Die vierte Nacht Die vierte Nacht ist wieder etwas wärmer. Transparenz erscheint perfekt, die Luft ist sehr trocken, so dass ich den schwachen 7,2 mag Stern in der Andromeda sehen
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128 Deep - S k y
kann. Genau wie der Gegenschein und viele helle Meteore, die beim Ausruhen zwischen den einzelnen Objekten zahlreich erscheinen. In der letzten Nacht ist auch das Seeing deutlich besser, ein Wetterumschwung scheint sich anzukündigen.
NGC 7293 Als erstes Objekt wird der Helixnebel, oder auch Sonnenblumennebel genannt, eingestellt. Schon ohne Filter ein auffälliges Objekt zeigt es mit [OIII]-Filter viele Details in der Ringstruktur.
Eine Sternhaufenkette In der Uranometria ist mir die Sternhaufenkette von 6 Offenen Sternhaufen in einem Areal von 1,5 Grad aufgefallen: Berkeley 58, NGC 7790/7788, Frolov 1, Harvard 21 und King 12. Visuell eine wunderschöne Sternhaufenkette, wobei im 16-ZollTeleskop der OC Berkeley 58 und NGC 7790 am schönsten wirken. Weiter zum ungewöhnlichen Paar
NGC 7479 und Palomar 13 Die bekannte Spirale NGC 7479 ist natürlich eine Pracht, der hellere Arm schwingt sich wie auf Fotos um den hellen Zentralbalken. Auch Palomar 13 fällt mir die Nacht recht leicht, ist der KH doch einer der schwersten seiner Sorte [3]. Es folgt
Abell 80 Wieder eine Gemeinschaftsbeobachtung von Martin und mir. Uns fällt in der Nähe der nicht ganz klar festzustellenden Position aus dem ,,Hynes" eine schwache Aufhellung auf, die nur mit 4 mm AP und [OIII]-Filter zu sehen ist. Eine unabhängig erstellte Skizze deckt sich untereinander und zeigt bei der Auswertung die positive Beobachtung des schwachen PN. Martin stellt
MWP 1 ein, einer der größten PN's am Himmel. Recht deutlich ist der Zentralteil als bohnenförmige Aufhellung zu sehen. Nicht ganz so exotisch wird das nächste Objekt, die Galaxie
NGC 145 oder auch Arp 19. Der hellste Spiralarm fällt mir recht schnell auf, der zweithellste deutet sich jedoch nur sehr schwach an. Auf dem Weg zu
NGC 523 (Abb.2) stolpereichüberdieGalaxiengruppe NGC 529, 531, 536 und 542, alle mit unterschiedlichen Orientierungen zueinander. Die Überraschung der Nacht soll jedoch NGC 523 oder auch Arp 158 werden. Ein auffälliger edge-on-Balken mit 3 gleichmäßig verteilten Knoten im Galaxienkörper.
Abell 21 mit 70 mm? Eine der spektakulärsten Beobachtungen gelingt uns an Martins 70-mm-Spiegelteleskop! Abell 21 ist im [OIII]-Filter als deutliche Aufhellung am Himmel zu sehen. Als letzter Abell und auch letztes Objekt der 4 Nächte wird
Abell 10 eingestellt. Als Abschluss-Abell gebührend hell. Eigenartigerweise reagiert dieser PN recht schlecht auf den [OIII]-Filter.
Somit gingen 4 Nächte in den Hochalpen zu Ende, die sich wohl in unserer Erinnerungen festgesetzt haben. Etwas betrübt verließen wir am morgen den Platz. Fest vorgenommen ist jedoch ein Widersehen der wundervollen Bergwelt, die solch beeindruckende Einblicke in den Nachthimmel geboten hat.
Literaturhinweise [1] S. J. Hynes, 1991: "Planetary Nebulae",
Willmann-Bell [2] www.gotodobson.de/Sternenfreunde/
Superthin.htm [3] www.gotodobson.de/Sternenfreunde/
PalomarKH.htm; weitere Zeichnungen von im Text erwähnten Objekten: www.sternenfreunde-eichsfeld.de
Der ,,Double Quasar" Q0957+561 in Ursa Major - Eine Beobachtung am (über dem?) Limit
von Michael Fritz
Samstag, 4. Februar 2006. Diese Nacht war eine der besten, die ich auf La Palma bisher erlebt habe. Deshalb beschloss ich, mich erneut mit meinem 130-mmStarfire-Refraktor an der Gravitationslinse Q0957+561, welche sich etwa 15' nördlich der hellen edge-on-Galaxie NGC 3079 befindet, zu versuchen. Ich hatte es im Laufe der letzten 2 Jahre drei- oder viermal versucht, hatte das Objekt aber nie sicher genug sehen können, um mit der Beobachtung zufrieden zu sein. Viele Quasare sind in ihrer Helligkeit veränderlich. Bei Q0957+561 wirkt eine im Vordergrund liegende, massereiche Galaxie als Gravitationslinse und erzeugt zwei Bilder des Quasars. Diese beiden Komponenten A + B stehen 6'' in N-SRichtung auseinander und zeigen folglich beide Helligkeitsschwankungen. In der
Literatur habe ich von Mitte der 1980er Jahre bis heute V-Werte von ca. 16,5 bis 17,7 mag für die einzelnen Komponenten gefunden. Die Gesamthelligkeit liegt natürlich etwas höher und sollte nach den angegebenen Einzelhelligkeiten zwischen 16,0 und 17,0 mag liegen. Wie kommt man auf die Idee, mit nur 5 Zoll Öffnung 16-mag-Objekte zu versuchen? Ich habe mit dieser Öffnung auf La Palma schon Sterne von 15,7 mag (V) erreicht, und nach meiner Erfahrung sollte unter perfekten Bedingungen noch eine kleine Reserve vorhanden sein ... Außerdem wusste ich, dass der Quasar auf der Texas Star Party 1991 mit einem 7-Zoll-StarfireRefraktor erhascht wurde. Das markante, an M 29 erinnernde Sternmuster östlich des Quasars besteht aus Sternen von 14,0 bis 15,4 mag. Der 15,4-mag-Stern war
zwar nicht einfach, aber eindeutig indirekt zu sehen. Nach etwa einer halben Stunde kam ich zu dem Ergebnis, das Objekt der Begierde mit 90-prozentiger Sicherheit gesehen zu haben! Selbstverständlich war es immer nur ein ganz kurzes Aufblitzen, einmal sogar mit N-S-Elongation, aber mehr hatte ich auch nicht erwartet. Wie kann man eine solche Beobachtung seriös untermauern? Ich selbst wollte meinen Augen nicht so ganz trauen. Der Himmel war so gut, dass ich mit bloßem Auge noch einen Stern mit 8,0 mag erkennen konnte; M 81 war wirklich leicht freisichtig zu sehen! (Das kann man sich als Mitteleuropäer wirklich kaum vorstellen). Im Anschluss an die Quasarbeobachtung kehrte ich zu meiner Grenzgrößenkarte zurück und fand den 15,7-mag-Stern in dieser Nacht absolut nicht am Limit.
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Später habe ich noch einen Stern von 16,2 mag blickweise gesehen, mit 100-prozentiger Sicherheit! Sollte der Quasar bei dieser Helligkeit liegen, würde ich die 10 % Zweifel nachträglich beiseite schieben. Dazu habe ich einen Freund von mir gebeten, das Objekt mit seinem 40-cmCassegrain aufzunehmen und auf der CCD-Aufnahme dann zu fotometrieren (Abb.1). Die Gesamthelligkeit haben wir auf der Aufnahme zu 16,1 mag im Visuellen gemessen, was perfekt zu meiner Beobachtung passt! Der Blick durch das 40-cm-Teleskop (Q0957+561 ganz eindeutig sichtbar, Elongation deutlich) und der Vergleich mit den Sternen des Musters hat meine Beobachtung mit 130 mm Öffnung ebenfalls nachträglich bestätigt. Fazit: Von den weltbesten Beobachtungsplätzen ist mehr möglich, als viele denken mögen. Die kleinste (mir bekannte) Öffnung, mit der Q0957+561 unter ,,normalen" Bedingungen gesehen wurde, sind 12 Zoll.
Abb. 1: Q0957+561, aufgenommen von Joan Genebriera und Michael Fritz mit einem 40cm-Cassegrain f/6,5. CCD-Aufnahme, 5 x 120 s belichtet.
M wie Messier
von Torsten Güths
Der französische Astronom Charles Messier lebte in den Jahren 1730 bis 1817. Er stellte ab 1758 die wohl heute noch bekannteste Auflistung von nicht stellar 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 Komet 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 wird immerhin schon mindestens die Hälfte sichtbar. Somit eignen sie sich besonders für Astronomieeinsteiger und Anwender kleinerer Fernrohre, für die einige Messierobjekte bereits eine Fülle von Details aufweisen können.
Die Daten und historischen Objektbeschreibungen wurden aus Burnhams ,,Burnhams Celestial Handbook", Kepple / Sanners ,,Nightsky Observing Guide" und dem Internet (Paris Observatorium http://
www.obspm.fr/) entnommen. Im VdS-Journal wollen wir Sie mit dieser Rubrik anregen, Ihre eigenen Objektbeschreibungen einzureichen!
Die nächsten Objekte in dieser Rubrik finden Sie in der Liste in der Tabelle 1. Bitte schicken Sie Ihre Beobachtungseindrücke zu diesen Objekten 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 Word97 oder älter (doc, txt, wpd) wäre gut.
Torsten Güths Am Pfahlgraben 45 D-61239 Ober Mörlen - Langenhain oder: torsten.gueths@ipfb.net
(möglichst maximal 300 KB Dateigröße)
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Ausgabe I/2007 II/2007 III/2007 I/2008 II/2008
benötigte Objekte M 88 Com, M 90 Vir, M 91 Com M 9 Oph, M 14 Oph, M 19 Oph M 64 Com, M 76 Per, M 94 CVn M 81 UMa, M 82 UMa, M 106 CVn M 6 Sco, M 7 Sco, M 8 Sgr
Einsendeschluss Mitte Sept. 2006 Mitte Januar 2007 Mitte Mai 2007 Mitte Sept. 2007 Mitte Januar 2008
Tab. 1: Die nächsten Objekte in dieser Rubrik. Bitte senden Sie Ihre Beobachtungen ein!
VdS-Journal Nr. 21
130 se r v i ce
M 30
Sternbild:
Steinbock
(Capricornus)
Objekttyp:
Kugelsternhaufen
Entfernung:
26.700 Lichtjahre
reale Ausdehnung: 85 Lichtjahre
Scheinbare Helligkeit: 7,3 mag
Winkelausdehnung: 11 Bogenminuten
Koordinaten:
Rektasz.: 21h 40m
Dekl.: -23 Grad 11'
Historisches: Charles Messier hat dieses Objekt im August des Jahres 1764 entdeckt. William Herschel erkannte möglicherweise als erster die Natur dieses Nebels im Jahre 1783 und Lord Rosse beschrieb sogar den Ansatz einer spiralartigen Struktur der äußeren Haufenmitglieder.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6mag)
Auge: Unbeobachtbar (G. Scheerle)
Abb. 1: Kugelsternhaufen M 30. Belichtung: CCD, 10 x 2 min mit Orion SkyGlow LPR Filter. Optik: 10 Zoll Meade LX200 mit Meade f/4,3-Reducer. CCD-Kamera: Starlight Xpress MX7C. Fotograf ist David Gares.
Sucher 8 x 50: Bereits als schwacher Lichtfleck sichtbar (D. Panczyk)
Fernglas 8 x 56: Kleiner runder Nebelfleck, 7,0 mag hell und mit 6' Durchmesser (G. Scheerle)
Sucher 9 x 60: Sichtbar (G. Kohler)
11 cm Öffnung: Unter nicht optimalen Bedingungen nur als eine sehr schwache runde Nebelfläche mit 4' Durchmesser ohne Einzelsterne zu sehen. Die Gesamthelligkeit hierbei auf nur 8,6 mag geschätzt. (G. Scheerle)
15 cm Öffnung: Eine runde, etwas unregelmäßige Form, helles Zentrum. Bis an das Zentrum in Einzelsterne aufgelöst. Der Kern ist im Vergleich zum Haufen ziemlich groß. Es gehen noch einige Sternketten aus dem Haufen heraus. Vergrößerung: 159x. (G. Kohler)
20 cm Öffnung: Vergrößerung 170x. Mittelheller Kugelsternhaufen. Kreisrund. Helles Zentrum. Es sind nur sehr wenige helle Sterne zu sehen. Der Rest bleibt neblig. (G. Kohler)
VdS-Journal Nr. 21
25 cm Öffnung: Liegt direkt bei einem helleren Stern, der das Aufsuchen erleichtert. Ovale Form. Hellerer Zentralbereich, schwächere Außenbezirke. Zum Zentrum hin konzentriert. Bei 179-facher Vergrößerung zum größten Teil in Einzelsterne auflösbar. Zwei markante Sternketten, vom Zentrum ausgehend und fast parallel. Erinnert an einen Mädchenkopf mit Zöpfen. (D. Panczyk)
40 cm Öffnung: Ein sehr schöner Kugelhaufen! Zu sehen als eine helle, recht gut konzentrierte, 4' große und runde Nebelfläche mit insgesamt 37 Einzelsternen 12,2 bis 14,4 mag, die in einem Feld von 6' stehen (davon innerhalb der Nebelfläche 26 Sterne). Die 2 hellsten Einzelsterne 12,2 und 12,4 mag stehen im Norden, die übrigen Sterne sind 12,6 mag und schwächer. Zwei auffällige Sternarme zeigen vom Zentrum nach Nordwesten. (G. Scheerle)
Fotografie: Für die sinnvolle analoge Fotografie von M 30 (Abb. 1) sollte man Brennweiten ab 1.000 mm einsetzen. Es zeigt sich dann das für Kugelhaufen typische Gewimmel von Sternen. Doch auch ab 300 mm Brennweite sehen wir die ersten
Strukturen. Kürzer belichtete Aufnahmen bei langen Brennweiten lösen das Zentrum auf, voll ausbelichtete Aufnahmen zeigen die Randpartien eindrucksvoll. Für CCD Kameras mit Pixeln kleiner als 10 m reichen 900 mm und eine Serie von zweiminütigen Belichtungen völlig aus.
PROFESSOR
,,Na, Herr Professor, Wie geht's Ihnen?" ,,Wie meinem alten Refraktor:
Die Optik ist noch gut... aber der Antrieb funktioniert nicht mehr so richtig!!! Sich schnell bewegende Objekte kann ich nicht mehr verfolgen!!!"
S e r v i ce 131
Sternbild:
Cassiopeia
Objekttyp:
Offener
Sternhaufen
Entfernung:
9.200 Lichtjahre
Reale Ausdehnung: 15 Lichtjahre
Scheinbare Helligkeit: 7,4 mag
Winkelausdehnung: 6 Bogenminuten
Koordinaten:
Rektasz.: 01h 33m
Dekl.: +60 Grad 42'
M 103
Historisches: Dieser Sternhaufen wurde von Mechain im Jahre 1781 entdeckt und später dem Messierkatalog als 103. Objekt hinzugefügt.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6 mag)
Auge: Keine Schilderung
Fernglas 8 x 56: Es sind nur 3 Sterne 7,4 bis 8,6 mag zu sehen, die in einer 7' langen Reihe stehen und ein enges Sterngrüppchen bilden. M 103 ist aber nicht als Sternhaufen zu erkennen. Bis 9,4 mag sind keine weiteren Sterne zu sehen. Gesamthelligkeit 6,4 mag. (G. Scheerle)
Sucher 9 x 60: Im 9x60-Sucher zu sehen. (G. Kohler)
11 cm Öffnung: Ein wunderschöner Sternhaufen! Es sind 32 Einzelsterne 7,2 bis 12,4 mag zu zählen. Auffällig sind die vier hellen Einzelsterne 7,2 + 8,2 + 8,6 + 9,0 mag. Die übrigen Einzelsterne sind 10,0 mag und schwächer. Durch die längliche Anordnung der hellen Sterne und die allgemeine Konzentration der Sterne zum Zentrum wirkt M 103 markant balkenförmig. Nach außen ist er aber doch klar rundlich mit einem Durchmesser von 8'. Die Gesamthelligkeit beträgt 5,8 mag. (G. Scheerle)
15 cm Öffnung: Ein locker verteilter Sternhaufen. Einige Sterne sind entlang von Armen aufgereiht, die beidseitig aus dem Haufen herausgehen. Mit dem darüber liegenden Doppelstern gewinnt man den Eindruck eines Vogels mit ausgebreiteten Flügeln. Der Sternhaufen ist zur Mitte hin leicht
Abb. 3: Aufgenommen mit einer Starlight Xpress MX7C durch einen 15cm f6 Newton. Zehn Aufnahmen zu je dreißig Sekunden Belichtungsdauer gemittelt und bearbeitet. Aufnahme von T. Güths.
konzentriert. Vergrößerung: 53x. (G. Kohler)
20 cm Öffnung: Vergrößerung 91x. Der Sternhaufen hat eine dreieckige Form. Voll aufgelöst. Die Sterne sind innerhalb des Haufens verschieden dicht verteilt. Verschiedene Helligkeiten. Es sind bläuliche Sterne mit einem rötlichen Stern. (G. Kohler)
33 cm Öffnung: Dreieckige Form. Eckpunkte sind 3 hellere Sterne. Zwei weitere, auffällig helle Sterne zwischen Mittelpunkt und einem Eckstern. Die übrigen Sterne im Dreieck sind schwächer und relativ gleichmäßig gestreut. Insgesamt über 20 Sterne im Dreieck gezählt bei 100-facher Vergrößerung. Der Haufen hebt sich deutlich von Umgebung ab. (D. Panczyk)
40 cm Öffnung: Ein sehr reicher Sternhaufen mit 118 Einzelsternen 6,8 bis 14,4 mag. Zunächst fallen die 4 hellen Einzelsterne 6,8 + 7,6 + 7,8 + 8,6 mag ins Auge, von denen der Stern 7,8 mag deutlich orange leuchtet. Die übrigen Einzelsterne sind 9,0 mag und schwächer. Der Sternhaufen ist voll aufgelöst, eine diffuse Nebelfläche ist nicht
erkennbar. Zwischen den vier hellen stehen zahlreiche mittelhelle Sterne - die 6' große Mitte ist dicht mit Sternen besetzt. Die Randgebiete sind nur dünn besetzt, lassen den Sternhaufen aber auf 11' Größe anwachsen. Die Gesamthelligkeit beträgt 5,4 mag. (G. Scheerle)
Fotografie: Schon ab 300 mm Objektivbrennweite erkennen Sie erste Einzelsterne, die uns einen Hinweis auf die wahre Natur dieses Nebelfleckens vermitteln. Um ein eindrucksvolles Bild dieses Offenen Sternhaufens zu erhalten, benötigen Sie schon mind. 1.000 mm Brennweite. Die Belichtungszeit muss nicht bis an das Maximale gehen. Für CCD Kameras mit Pixeln kleiner 10 m reichen 500 mm und eine Serie von einminütigen Belichtungen bereits aus.
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132 S e r v i ce + zum n a c h d e n ke n
M 77
Sternbild: Objekttyp: Entfernung:
Reale Ausdehnung:
Scheinbare Helligkeit: Winkelausdehnung: Koordinaten:
Walfisch (Cetus) Galaxie 65 Millionen Lichtjahre 150.000 Lichtjahre 8,9 mag 8,2' x 7,3' Rektasz.: 02h 43m Dekl.: -00 Grad 01'
Historisches: Mechain entdeckte und beobachtete diesen Nebel im Jahre 1780. Messier beschrieb ihn als ,,Sternhaufen, in Nebel gehüllt". Ihre Leuchtkraft wird heutzutage auf das vierfache unserer eigenen Galaxie geschätzt.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6mag)
Auge: Unbeobachtbar (G. Scheerle)
Fernglas 8 x 56: Wenn man die genaue Position weiß, ist M 77 als 9,0 mag schwaches, aber kompaktes rundes Nebelfleckchen mit vielleicht 3' Durchmesser erkennbar. (G. Scheerle)
11 cm Öffnung: Gut zu sehen als eine 2' bis 2,5' große, damit aber relativ kleine und kompakte runde Nebelfläche, 8,8 mag. Ein Stern 11,0 mag sitzt am Südostrand. (G. Scheerle)
15 cm Öffnung: Bei niedrigen Vergrößerungen ist die Galaxie sternförmig. Bei 159x verschwommen mit sternförmigen hellen Kern. Bei indirektem Sehen deutlich größer. Ziemlich hell. Die Form der Galaxie ist rund. Nur gut bei hohen Vergrößerungen. (G. Kohler)
Abb. 2: Die Galaxie M 77, aufgenommen mit einer Starlight Xpress MX7C durch einen 15 cm f/6 Newton. Fünf Aufnahmen zu je zwei Minuten Belichtungsdauer gemittelt und bearbeitet. Aufnahme von Torsten Güths.
20 cm Öffnung: Vergrößerung 119x. Deutlich sichtbarer Nebel. Mit indirektem Sehen erscheint er noch etwas heller und größer. Der Nebel besitzt ein helles und deutliches Zentrum umgeben von einem schwachen Halo. (G. Kohler)
25 cm Öffnung: Direkt neben einem helleren Stern gelegen. Sehr helles, kompaktes Kerngebiet, umgeben von einem schwachen, aber direkt sichtbaren kreisrunden äußeren Halo. Ein recht kleines Objekt bei 242-facher Vergrößerung. (D. Panczyk)
40 cm Öffnung: Der Kern der Galaxie springt sofort ins Auge. Er ist nur 1' groß und sehr hell. Das Halo erscheint vergleichsweise schwach und zeigt eine 4' x 3' große leicht ovale
Form. Die Gesamthelligkeit beträgt 8,8 mag. (G. Scheerle)
Fotografie: Um ein eindrucksvolles Bild dieser Galaxie zu erhalten, benötigen Sie schon mindestens 1.500 mm Brennweite. Der sehr große Helligkeitsumfang stellt eine große Herausforderung an die Fotografie dar. Sie sollten unterschiedliche Belichtungszeiten anwenden und die Bilder digital kombinieren, um die hellen Strukturen der zentralen Region mit den schwachen Ausläufern gleichzeitig abzubilden. Für CCD Kameras mit Pixeln kleiner 10 m reichen 1.000mm und eine Serie von zweiminütigen Belichtungen völlig aus. Längere Belichtungen bei dunklem Himmel zeigen auch die M 77 umgebende ganz lichtschwache Halo.
,,Zum Nachdenken"
,,... Gestatten Sie mir bitte noch eine persönliche Bemerkung. Ich fand unlängst in alten Papieren ein kleines, grünes Kärtchen: ,, Vereinigung der Sternfreunde - Mitgliedskarte Nr. 145 - für Wolfgang Ihle in Heideloh über Bitterfeld, Schule - eingetragen am 13.04.1953". Da wurden alte Erinnerungen in mir wach.
Im August desselben Jahres - es war kurz nach den Ereignissen am 17. Juni - erhielt ich Besuch eines Stasi-Mitarbeiters. In Westberlin stand irgendeine Tagung der VdS bevor (ich kann mich an Einzelheiten nicht erinnern, nicht einmal, ob ich mich schon angemeldet hatte). Der Stasi-Mann hatte meine Post offenbar gründlich gele-
VdS-Journal Nr. 21
sen und erklärte mir die Gefahren, die von dieser Veranstaltung für die DDR ausgingen. Da sei - sinngemäß - der Klassenfeind als Sterngucker getarnt am Werke und der Mensch warnte mich vor einer Teilnahme. Da mir die Aktivitäten der Stasi in jenen Wochen nach dem 17. Juni gut bekannt waren, hielt ich mich zurück
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und erklärte, dass ich auf eine Teilnahme verzichten würde. Am Ende des Gesprächs ließ er die Katze aus dem Sack: Vielleicht könne ich ja doch nach Berlin reisen mit ,,Genehmigung", Unkosten bekäme ich ersetzt, ein kleiner ,,Bericht" usw.. Es
war da offenbar kein ,,guter" Mann bei mir. Als ich sein Ansinnen mit der sehr naiven Bemerkung ablehnte, dass er mir doch soeben erst die Gefahr klar gemacht habe und deshalb für mich eine Teilnahme nicht infrage käme, gab er sofort auf. Ich
habe von der ,,Firma" nie wieder gehört. Allerdings hatte ich damals die gerade erworbene Mitgliedschaft bei der VdS sehr schweren Herzens sang- und klanglos wieder einschlafen lassen." Dr. Wolfgang Ihle, Zörbig
Äff-sechshundert mit Äff-fümpf - alles klar?
von Peter Riepe
,,Seit Mai habe ich ein neues Teleskop, 'nen Apo von Äff-sechshundert, mit Äfffümpf." Nach dieserAnmerkung eines Sternfreundes wusste ich zunächst überhaupt nicht - wie etliche Leser jetzt vermutlich auch - was gemeint war. Dann musste ich schlucken: ,,Na klar", dämmerte mir, ,,der will mir mitteilen, welche optischen Daten sein neuer Apochromat hat." Aber das ,,Äffen" ging mir doch zu weit, war mir doch in Erinnerung, dass ,,f" in der Optik klar festgelegt ist als Formelzeichen für die Brennweite. Was ist dann ,,Äffsechshundert" und was ist ,,Äff-fümpf"? Klar, nicht jeder hat studiert. Aber ein paar Grundlagen aus dem schulischen Physikunterricht sollten ja doch hängen geblieben sein. Nix höhere Mathematik, nix Leistungskurs, sondern schlichtweg das 8. Schuljahr. Korrekterweise sollte man sagen: ,,Mein Teleskop hat 600 mm Brennweite." Oder als Gleichung geschrieben: f = 600 mm. Man sagt und schreibt ja auch nicht t 60, wenn man einen Zeitraum von 60 Sekunden angeben will, denn t 60 könnte eher mit einem alten russischen Panzer verwechselt werden (oder war das der T 62?). Egal - richtig ist t = 60 s, und auch nicht sec. Wenn das einige Opas noch ,,drin haben", habe ich Verständnis, denn sec galt vor der Einheitenreform von 1978. Aber was ist jetzt Äff-fümpf? Nachbohren - ich bin ja so ein Pingel - ergab, dass mein Sternfreund damit das Öffnungsverhältnis angeben wollte. Ich fragte: ,,Öffnungsverhältnis? Was meinst Du mit Verhältnis?" Er, grinsend: ,,Was Du schon wieder denkst. Das natürlich nicht!" Ich hatte natürlich im Hinterkopf, dass ein (mathematisches) Verhältnis immer mit einem ganz bestimmten Rechenzeichen beschrieben wird, und das ist ein Doppelpunkt oder ein Schrägstrich. Der gibt eine Rechenart an, die Division bzw. das Teilen. Als ich diese Sache einbrachte, geriet mein Gesprächspartner ins Schwimmen. ,,Mit der Mathe war das nie so ganz mein
Abb. 1: Optische Kenngrößen eines Teleskops. D := Durchmesser des Objektivs oder Spiegels, auch ,,Öffnung" genannt, F := Brennpunkt, f := Brennweite.
Fall. Ich schreib Dir das 'mal auf." Er schrieb ganz ungeniert ,,f5" aufs Papier. ,,Ist doch klar was ich meine, versteht doch jeder, nur Du nicht." Ich dachte an meine Algebraeinführung. Liegt zwar schon lange zurück, aber als Wichtigstes habe ich behalten: Zahl und Buchstabe (oder umgekehrt) hintereinander geschrieben sind immer eine Multiplikation. ,,Wenn Du f5 sagst und f beträgt 600 mm, dann ist f5 genau 3000 mm." Den Blick danach kann ich nicht in Worte fassen: ,,Hääääh? Mit f5 ist ein Fünftel der Brennweite gemeint!" Ich: ,,Dann musst Du teilen, entweder f:5 oder f/5, gesprochen f zu 5, wie im Fußball 3:1, gesprochen 3 zu 1." Er: ,,Also, Du hast mich ja doch verstanden. Ich sag es die ganze Zeit, das ist das Öffnungsverhältnis!" Mir wurde weich in den Knien: ,,Nix da, wenn f = 600 mm beträgt, dann ist f/5 = 120 mm! Und das ist kein Öffnungsverhältnis, sondern die Öffnung selbst." Er jetzt sichtlich genervt: ,,Ist doch sch...egal, mein Apo hat jedenfalls Äff-fümpf und 120 mm Objektivdurchmesser." Ich gab auf, irgendwo hat es dann einfach keinen Sinn mehr.
Schauen wir uns zur Klarstellung die Abbildung 1 an. Die Einzellinse hat einen Durchmesser D = 120 mm und eine Brennweite f = 600 mm. Dazu ein wenig elementare Optik: a) Als Öffnungsverhältnis wird der
Quotient (= Bruch) D/f definiert. Er
gibt das Verhältnis von Durchmesser zu Brennweite an. Für den genannten Refraktor wären das 120 mm : 600 mm oder 120/600, wenn die Einheiten weggekürzt werden. Und 120 : 600 nochmals durch 120 gekürzt, ergibt 1 : 5 (nicht ,,eins fünf", sondern ,,eins zu fünf", wie im Fußball!). Das Öffnungsverhältnis beträgt also nicht f/5, sondern 1:5. Durchmesser zu Brennweite (D/f = ,,D zu f") verhält sich wie 1 Anteil zu 5 Anteilen. b) Die Blende ist genau anders herum definiert, nämlich als f/D (nicht ,,ÄffDeh", sondern ,,f durch D" oder ,,f zu D"). In Zahlen wären das 600 mm : 120 mm oder 600/120 = 5. Ganz simpel Blende 5, also genau der Kehrwert des Öffnungsverhältnisses. c) Und was ist jetzt f/5 (nicht ,,Äfffümpf", sondern ,,Eff zu fünf")? Nun, das ist - wie oben schon gesagt - die reine Öffnung, und zwar nicht nur eine dimensionslose Zahl, weil eine Einheit dazu gehört. Es ergibt sich: f/5 = 600 mm / 5 = 600 mm : 5 = 120 mm. Die Angabe f/5 ist also dasselbe wie D. Und wenn D = f/5, dann kann ich auch umformen: f = 5 D, also die Brennweite ist das Fünffache der Öffnung. So, jetzt ist meine Welt wieder halbwegs in Ordnung. Hoffentlich Eure auch, oder??? Wenn nicht, dann GOTO Zeile: ,,Schauen wir uns zur Klarstellung die Abbildung 1 an" ...
VdS-Journal Nr. 21
134 zum S c h mu n ze l n
Auskühlung beim Mars
erwies sich als optimal. Im 3,5-mm-Nagler war die Marsscheibe erwartungsgemäß
von Evelyn Petkow
recht groß, aber leider auch verschwommen. Zeichnen konnte ich in dieser Nacht
Es war einer dieser seltenen goldenen noch ziemlich wild hin und her.
nicht, hatte ich doch die eine Hand am
Oktobertage. Die ruhige und milde Das lag bestimmt nicht an meiner Betriebs Dobson und kühlte mit der anderen meine
Wetterlage versprach eine gute Aussicht für temperatur von 38 Grad. Ungeduldig gab Wange. Ein sicherlich lustiger Anblick.
die kommende Nacht. Der Abendhimmel ich dem Spiegel noch weitere 15 Minuten Mir ging es prima, dem Kiefer ebenfalls
kündigte sich für diese Jahreszeit mit sei- Abkühlzeit und wurde auch prompt mit und gegen 1:30 Uhr war ich dank 5 Grad
nen typischen leicht diesigen Blautönen einem schönen gelben Marsbällchen Außentemperatur gut ausgekühlt.
an und ließ einen Tag voller Aktionen belohnt. Ich glühte den Mars an und er Eine etwas ungewöhnliche, aber durchaus
hinter sich. Mir war mittags ein riesiger strahlte zurück. Ein leuchtender Rubin lohnende Marsnacht ging dem Ende zu.
Weisheitszahn entfernt worden und es war unweit der himmlischen sieben Schwestern. Die Seenlandschaft schickte ihre ersten
klar, dass diese Nacht etwas unruhiger Nach einer gewissen Beobachtungszeit Nebelschleier vorbei. Hoffentlich hatten
werden würde.
kristallisierten sich die zuerst noch erahn- alle anderen Sternfreunde auch viele schö-
Der Kieferchirurg meinte noch zu mir, dass ten Strukturen deutlicher heraus. Ich war- ne Beobachtungsnächte - natürlich ohne
ich die Wange gut kühlen muss. Kühlen - tete geduldig auf diesen kurzen Moment, geschwollene Wange!
das war mein Stichwort! Kalt ist mir am wobei ein astreines Bild im Okular auf-
Teleskop fast immer geworden.
taucht. Eine Vergrößerung von 160-fach
Nachdem sich nicht, wie die Abende
zuvor, eine dicke Hochnebeldecke über die Stadt legte, standen die Aussichten für eine erfolgreiche Marsnacht sehr gut. Also
,,Original und Fälschung"
packten wir das 8-Zoll-Reiseteleskop, die Okulare und 8 Bananen für meine
- Die Auflösung
Grundversorgung ein.
Im VdS-Journal Nr. 20 haben wir die neue Rubrik ,,Das astronomische Suchbild"
Der untergehende Halbmond begleitete
vorgestellt. In den Bildern von M 13 waren 10 Fehler (sprich: falsche Sterne)
uns während der ganzen Autofahrt. Er
versteckt. Eine schwere Aufgabe, die aber gelöst wurde. Es gibt eine Gewinnerin:
wechselte sein goldgelbes Gewand und
Ursel Major aus Gamsberg. Der 41-jährigen Hausfrau und Hobby-Astronomin ist
schimmerte am Horizont in einem tiefen
es gelungen, die Sterne mit einem selbstgebauten Blinkkomparator (aus Teilen
Ockerfarbton. Da kam erste Vorfreude in
ihrer Mikrowelle) zu identifizieren. Deren azimutale Koordinaten finden Sie auf
mir auf.
unserer speziellen Webseite www.such-dich-bloed.de. Als Preis wird Frau Major
Um 22:30 Uhr war alles aufgebaut und
ein Modell des Kugelsternhaufens in Maßstab 1:1.000.000 bekommen.
eine halbe Stunde später wagte ich den
Die Redaktion
ersten Blick auf den Mars. Dieser tanzte
Auf Mondjagd im Sonnensystem Oder Grenzerfahrungen mit der WebCam -
welche Monde im Sonnensystem können mit der Toucam Pro und einem 8-Zoll-Newton beobachtet werden?
von Roland Bähr
Die Monde der Planeten im Sonnensystem stellen für mich eine eigene bemerkenswerte Klasse von astronomischen Objekten dar. Kann man bei ihrer Beobachtung doch schon innerhalb kurzer Zeit Positionsänderungen deutlich erkennen und damit quasi Modelle der Planetenbahnen im Sonnensystem live beobachten. Schließlich dienten die Jupitermonde Galilei als Beleg für eine der bedeutendsten Revolutionen im astronomischen Weltbild. Eine ,,Mondjagd" im Sonnensystem erscheint mir deshalb als eine geeignete und spannende Aufgabe,
Abb. 1: Jupiter mit den vier Galileischen Monde am 10.4.2005, 00:56 Uhr, 200 mm / 1.000 mm Newton und Toucam Pro 740K
VdS-Journal Nr. 21
be o b a c h t e r f o r um 135
Abb. 2a: Saturn am 25.2.2005, 22:40 Uhr, 200 mm / 1.000 mm Newton mit 2,2x-Barlow und Toucam Pro 740K
Abb. 2b: Saturn am 27.2.2005, 22:00 Uhr, 200 mm / 1.000 mm Newton und Toucam Pro 740K
Frage kommen (s. Tab. 1). Dabei ist zu berücksichtigen, dass Monde mit geringen Entfernungen zum Planeten und großen Helligkeitsunterschieden zwischen Mond und Planeten leicht von dem Strahlenkranz um den Planeten überstrahlt werden können (beispielsweise beträgt der Helligkeitsunterschied Deimos-Mars ca. 14 Größenklassen - das entspricht etwa 1 : 400.000). Unter diesem Gesichtpunkt ist ein NewtonTeleskop eine eher ungünstige Wahl. Aufgrund von Beugungseffekten an der Fangspiegelspinne treten bei überbelichteten Objekten die bekannten Spikes auf. Bei Planeten sind die Spikes zu Lichtbalken aufgeweitet. Bei meinen Bildern tauchen weitere schwächere Strahlenbalken auf, die vermutlich ebenfalls von Beugungseffekten oder von Streulicht herrühren (vgl. Abb. 2b und 5, die Abb. 6 zeigt zum Vergleich eine Marsaufnahme mit einer CassegrainOptik ohne Fangspiegelspinne, bei der die Newton-Spikes nicht auftreten. Mehr Bilder hierzu unter [1]). Liegt nun ein lichtschwacher Mond zufällig im Bereich eines solchen Lichtbalkens kann dies selbst bei relativ großen Abständen zum Planeten zur Überstrahlung führen. Umso spannender war daher, welche der in Tabelle 1 angeführten Monde nun tatsächlich mit meiner Ausrüstung abgelichtet werden können.
um Fähigkeiten meiner Ausrüstung zu testen.
Ausrüstung und Methode Als Ausrüstung steht mir ein 8-Zoll-Newton von Celestron mit 1.000 mm Brennweite und die (unmodifizierte) Toucam Pro 740K von Phillips zur Verfügung. Das Ganze sitzt auf einer H-EQ5 Montierung. Die Auswertung der WebCam-Videos erfolgte mit dem frei zugänglichen Programm Registax. Hierzu wurden die ca. 1.000 bis 1.500 Frames der aufgenommenen Videos gemittelt, ein zugehöriges Dunkelbild abgezogen und das Ergebnis soweit geschärft, kontrast- und helligkeitsverstärkt, bis das Hintergrundrauschen und damit die lichtschwächsten Objekte sichtbar wurden. Unter einigermaßen guten Aufnahmebedingungen (Durchsicht und Seeing) und ohne Filter im Strahlengang liegt mit dieser Ausrüstung und Methode die Grenzgröße der gerade noch im Rauschen erkennbaren Sterne bei ca. 14 bis 14,5 mag. Die Identifikation insbesondere der lichtschwachen Monde auf den Aufnahmen
erfolgte durch Vergleich mit den berechneten ,,Soll"-Positionen (z. B. aus Planetariumsprogrammen oder Internet).
Jagdobjekte Aus der beobachtbaren Grenzgröße ergibt sich, welche Planetenmonde aufgrund ihrer Helligkeit für eine Mondjagd überhaupt in
Ergebnisse Einige der lichtschwachen Monde bzw. der Monde, die sich nahe am Planeten befinden, werden auf den WebCam-Bildern nur dann sichtbar, wenn das Bild kräftig geschärft und die Kontraste extrem verstärkt werden. Dadurch geht auf den Bildern naturgemäß einiges an Ästhetik verloren.
Abb. 3: Uranus am 26.10.2005, 21:50 Uhr, 200 mm / 1.000 mm Newton und Toucam Pro 740K
VdS-Journal Nr. 21
136 be o b a c h t e r f o r um
weitere vermutliche Artefakte im gleichen Abstand von Uranus erkennbar.
Neptunmond Bei Neptun erwartete ich nach Tabelle 1 nur den Mond Triton - und dieser ist tatsächlich auch deutlich zu erkennen.
Abb. 4: Neptun mit Triton 13.9.2004, 22:52 Uhr, 200 mm / 1.000 mm Newton und Toucam Pro 740K
Marsmonde In meiner Auflistung kommen die Marsmonde am Ende, weil sie mich bisher vor die größte Herausforderung stellten. Es war schon überraschend genug, dass sich auf einer Marsaufnahme Deimos während der Bildbearbeitung aus dem hellen Marsschein herausschälte. Nach weiteren Aufnahmeversuchen kam jedoch die Krönung der Mondjagd mit dem gemeinsamen Erscheinen von Phobos und Deimos, allerdings erst nach einigem Herumprobieren bei der Bildbearbeitung (Abb. 5).
Auf die Bilder von Saturn und Mars ist an der Position des überbelichteten Planeten ein gleichzeitig aufgenommenes schwächer belichtetes Planetenbild platziert.
Jupitermonde Die mit Abstand hellsten Planetenmonde sind die 4 Galileischen Monde des Jupiters. Sie können bereits mit einem kleinen Feldstecher leicht beobachtet werden (Abb. 1). Dagegen ist es mir nicht gelungen den lichtschwachen Jupitermond Amalthea abzubilden. Das hätte ich allerdings aufgrund seiner geringen Helligkeit (ca. 14,1 mag) und seines kleinen Abstands von Jupiter (ca. 1 Jupiterdurchmesser) auch nicht erwartet.
Saturnmonde Die Abbildungen 2a und 2b zeigen deutlich die sieben hellsten Saturnmonde Enceladus, Thetys, Dione, Rhea, Titan und Japetus. Mimas ist relativ lichtschwach (12,6 mag) und befindet sich bereits im Strahlenkranz vom Saturn (Abstand ca. 1,1 Saturndurchmesser). Ich hätte deshalb nicht erwartet ihn zu finden. In der Abbildung 2a scheint er dennoch schwach sichtbar. Auch der lichtschwache Hyperion verschwindet in der Abbildung 2b beinahe im Hintergrundrauschen. Er ist jedoch auch auf weiteren Aufnahmen erkennbar.
Uranusmonde In der Abbildung 3 sind deutlich die beiden Uranusmonde Oberon und Titania sichtbar. Diese Monde konnte ich auch
VdS-Journal Nr. 21
Abb. 5: Mars mit Phobos und Deimos am 9.11.2005, 1:15 Uhr, 200 mm / 1.000 mm Newton mit 1,8x Barlow und Toucam Pro 740K
auf anderen Aufnahmen ausmachen. An der berechneten Position von Ariel ist tatsächlich ein entsprechender Punkt im Bild sichtbar (Fragezeichen in Abb. 3). Ariel ist relativ weit von Uranus entfernt (vgl. Tab. 1), allerdings beträgt der Winkelabstand aufgrund der großen Entfernung nur maximal 14''. Deshalb kann ich nicht entscheiden, ob es sich bei dem Lichtpunkt um ein zufälliges Artefakt von der Bildbearbeitung her handelt oder tatsächlich um Ariel. Schließlich sind in der Abbildung 3 noch
Fazit Die Aufnahmen zeigen, dass neben dem Erdmond mit einem 8-Zoll-Newton und einer unmodifizierten WebCam unter günstigen Bedingungen (ausreichender Mondabstand vom Planeten - gutes Seeing etc.) insgesamt 15 Planetenmonde (evtl. mit Mimas und Ariel sogar 17 Monde) im Sonnensystem beobachtbar sind. Für die Aufnahmen wurde zwar eine parallaktische Montierung mit Nachführung verwendet, ich könnte mir jedoch vorstellen, dass mit
be o b a c h t e r f o r um 137
Abb. 6: Zum Vergleich: Mars mit Phobos und Deimos am 6.11.2005, 20:24 Uhr, Aufnahme von Andreas Bender mit Celestron C11 und Toucam Pro 740K
etwas Übung vergleichbare Aufnahmen auch mit manueller Nachführung (z. B. mit einem Dobson) möglich sind. Damit eröffnen sich selbst mit dieser, an üblichen Amateurmaßstäben gemessen eher bescheidenen Ausrüstung, reichhaltige Beobachtungsmöglichkeiten. Beispielsweise können Umlaufszeiten oder Bahnradien der Monde bestimmt, mögliche Helligkeitsschwankungen (z. B. beim Saturnmond Japetus) sowie Lichtkurven bei der Verfinsterung von Jupitermonden aufgenommen oder es können ZeitrafferAnimationen der Mondbewegungen erstellt werden. Der Phantasie und Geduld des Beobachters sind dabei kaum Grenzen gesetzt.
Hinweise auf Informationen [1] Homepage von Andreas Bender:
www.astropic.de
Planet Mars Jupiter
Saturn
Uranus Neptun
Mond
Phobos Deimos Amalthea Jo Europa Ganymed Kallisto Mimas Enceladus Thetys Dione Rhea Titan Hyperion Japetus Ariel Titania Oberon Triton
Tab. 1: Monde im Sonnensystem mit maximalen Helligkeiten größer als 14,5 mag (Zusammenstellung der Daten aus Guide 8 und verschiedenen InternetQuellen)
max. Helligkeit / mag 10,9 12,0 14,1 5,0 5,3 4,6 5,6 12,6 11,8 10,3 10,4 9,7 8,4 14,2 10 var 14,4 14,0 14,2 13,6
max. Abstand v. Planetenrand / Planetendurchmesser 0,9 3 < 1 3 4,5 7 13 1,1 1,5 2 2,6 4 10 11 29 3,5 8 11 6
Der Sonnenring von Spanien am 3.10.2005
von Dieter Girrbach
Am 3. Oktober 2005 hatte ich die Gelegenheit, die ringförmige Sonnenfinsternis in Spanien, südlich von Valencia, zu beobachten. Bei Sonnenaufgang war es noch bewölkt, was sich jedoch zuhehens änderte. Mit ,,bloßem" Auge war nichts zu sehen. Es wurde zur Totalität (Anm. d. Red.: gemeint ist hier der Höhepunkt der zentralen Verfinsterung) hin merklich kühler und die Beleuchtung entsprach eher einer Abendstimmung denn einer vormittaglichen. Mit der Sonnenfinsternisbrille oder durchs Teleobjektiv war der Anblick des Sonnenringes enorm. Die beigefügten Aufnahmen wurden mit einer Canon EOS Digitalkamera und einem 300er Tele mit Baader Sonnenfilterfolie gewonnen.
Abb. 1: Höhepunkt der
ringförmigen Sonnenfinsternis in Spanien am 3.10.2005
um 11:02 MESZ, Digitalkamera Canon
EOS mit 300-mmTeleobjektiv, 1/15 s bei ISO 200 durch
Sonnenfilterfolie belichtet.
VdS-Journal Nr. 21
138 be o b a c h t e r f o r um
Abb. 2: Der 3. Kontakt der ringförmigen Sonnenfinsternis in Spanien am 3.10.2005 um 11:04 MESZ, Digitalkamera Canon EOS mit 300-mmTeleobjektiv, 1/4 s bei ISO 200 durch Sonnenfilterfolie belichtet.
Kleinplanet (1862) Apollo mit NGC 2955 - eine kosmische Begegnung
von Klaus Wenzel
In den frühen Morgenstunden des 8.11.2005 ereignete sich eine enge Begegnung des Kleinplaneten Apollo mit der relativ hellen Galaxie NGC 2955. Diese Begegnung stand natürlich auf meinem Beobachtungsplan. Apollo, ein nur 3 bis 4 km großer Felsbrocken, ist der Namensgeber einer Asteroidengruppe, die die Erdbahn kreuzt und dadurch unserem Heimatplaneten recht nahe kommen können. Er wurde am 24.4.1932 von Karl Reinmuth in Heidelberg auf einer Aufnahme des Bruce-Astrographen erstmals identifiziert, während die Galaxie NGC 2955 bereits am 28. März 1786 Wilhelm Herschel ins Netz ging. Meine Beobachtung mit dem 12,5-ZollNewton begann ich um 3:05 UT. Sie zeigte den Kleinplaneten etwa 3' südöstlich der Galaxie als Sternchen von etwa 13,5 bis 14 mag. Die Galaxie selbst war als recht heller, kleiner ovaler Nebel unmittelbar nördlich eines etwa 12 mag hellen Vordergrundsterns zu erkennen. Blickweise konnte auch ein schwacher Stern unmittelbar westlich der Galaxie gesehen werden. Schon nach etwa einer Minute war die Bewegung von Apollo nach Nordwesten deutlich erkennbar. Um 3:26 UT befand sich der Planetoid bereits 5' westlich der Galaxie. Die Bewegung des Kleinplaneten nach Nordwesten führte in direkt auf den etwa 11 mag hellen Stern GSC 2507 1433 (8' nordwestlich von NGC 2955) zu, den er dann um 3:45 UT ca. 25''
VdS-Journal Nr. 21
südlich passierte. Meine Beobachtung, die ich in Minutenabständen in einer Skizze dokumentierte, beendete ich dann um etwa 3:45 UT, als sich Apollo bereits deutlich von dem 11 mag Stern nach Nordwesten entfernt hatte.
Abb. 1: Beobachtungsserie am 8.11.2005: (1) 03:05, (2) 03:13, (3) 03:20, (4) 03:26, (5) 03:38, (6) 03:41, (7) 03:45, alle Zeiten in UT
V d S N a c h r i c h t e n 139
Die Mitgliederentwicklung der VdS
von Otto Guthier, Vorstand
Gelegentlich haben wir im VdS-Journal über die Entwicklung der VdS-Mitgliederzahlen informiert. Im VdS-Journal Nr. 14 [2] wurde zuletzt darüber berichtet. Hiermit geben wir einen Überblick über die weitere Entwicklung bis zum 31.12.2005. Im Jahr 2004 konnte die VdS exakt 227 (Vorjahr 274) Neumitglieder begrüßen. Rechnen wir die Wiedereintritte dazu, betrug das Wachstum 236 Mitglieder, entsprechend 5,9 %. Nach Abzug der Kündigungen, Tod und durch Ausschlüsse wegen Ausfall der Zahlungsbereitschaft oder fehlender Angaben der neuen Adresse in Höhe von 209 (Vorjahr 178) ergibt sich ein Nettowachstum von 27 Mitgliedern, oder +0,7 %. Somit betrug der Mitgliederstand am 1. Januar 2005 exakt 4000. Im Jahr 2005 fanden 181 Neumitglieder den Weg in unsere Vereinigung. Nach Berücksichtigung der Wiedereintritte betrug das Wachstum 190 (+4,8 %). Bedingt durch eine hohe Zahl von Ausschlüssen ergab sich ein ,,Rückgang" um 247 (-6,2 %) Mitglieder. Damit war nach vielen Jahren des stetigen Wachstums die Mitgliederentwicklung erstmals negativ. Die Bilanz weist einen Rückgang von 57 Mitgliedern, entsprechend -1,4 %, aus. Der Mitgliederstand am 1. Januar 2006 betrug somit 3943. In der Tabelle 1 ist die zahlenmäßige Entwicklung der letzten 10 Jahre dargestellt. Auffällig ist, dass seit 2001 das
Nettowachstum deut-
lich abnahm. Zum
einen fanden weni-
ger Mitglieder den
Weg in die VdS, zum
anderen hat sich die
Zahl der Austritte
oder Ausschlüsse
erhöht.
Viele
Mitglieder geben als
Hauptgrund ihre wirt-
schaftliche Situation
oder die Aufgabe des
Hobbys an. Gründe, Abb. 1:
die mit der VdS zu Die Altersstruktur der VdS-Mitglieder (Stand 2005), das
tun haben, werden Durchschnittsalter beträgt 49,4 Jahre.
nur selten genannt.
Der Vorstand hat auf seiner Sitzung am 14. ren Mitgliedern einen günstigeren Eintritt
Januar 2006 in Bebra über diese Situation bei Tagungen und Sternfreundetreffen zu
beraten und für die nächsten Jahre eine ver- gewähren.
stärkte Kampagne zur Mitgliederwerbung Wir werden in der nächsten Ausgabe des
beschlossen.
Journals über die geplanten Aktivitäten zur
So soll u. a. das ,,Leistungspaket" der Mitgliederwerbung informieren.
VdS überarbeitet und klarer definiert
werden. Die Vorteile einer Mitgliedschaft Die Altersstruktur der VdS-Mitglieder
soll in den Vordergrund gestellt und die wurde von Vorstandskollege Jost Jahn
Kompetenz der VdS dargestellt werden. ausgewertet (Abb.1). Auf Grund dieser
Außerdem sollen die Werbeartikel über- Analyse lässt sich das Durchschnittsalter
arbeitet (insbesondere das Faltblatt) und der VdS mit 49 Jahren angeben.
stärker gestreut werden. Die 16-seitige
Infobroschüre der VdS wird den Astro- Literatur:
Fachhändlern zur Verfügung gestellt, [1] VdS-Journal Nr. 8 (I/2002), Seite 127
die Ihren Kunden diese Schrift mit [2] VdS-Journal für Astronomie Nr. 14
Informationen zur VdS übergeben können.
(II/2004), Seite 116
Schließlich wurde auch angeregt, unse-
Jahr
1997
1998 1999 2000 2001
2002
2003
2004
2005 2006
Mitgliederstand Neueintritte Wiedereintritte
2918
3217 3414 3583 3757
3864
367
312
317
354
305
189
23
33
33
19
8
17
3865
3973
4000 3943
274
227
181
12
9
9
Eintritte (gesamt)
390 13,3%
345 10,7%
350 10,3%
373 10,4%
313 8,3%
206 5,3%
286 7,4%
236 5,9%
190 4,8%
Austritte
Davon -durch Tod -unbekannt verzogen -keine Beiträge gezahlt -Austrittserklärungen
91 3,1%
8 11 20 52
148 4,6%
16 9 31 92
181 5,3%
14 28 47 92
199 5,5%
13 35 40 111
206 5,4%
20 12 24 150
205 5,3%
5 34 29 137
178 4,6%
16 35 0 127
209 5,3%
13 22 28 146
247 6,2%
18 26 58 145
Nettozuwachs
299 10,2%
197 6,1%
169 4,9%
174 4,9%
107 2,9%
1 0,0%
Tab.1: VdS-Mitgliederbewegung 1997-2006, Mitgliederstand jeweils am 1. Januar
108 2,8%
27 0,7%
-57 -1,4%
VdS-Journal Nr. 21
140 V d S N a c h r i c h t e n
Spenden an die Vereinigung der Sternfreunde e. V.
Im Jahr 2004 erhielt unsere Vereinigung wieder zahlreiche Spenden von Mitgliedern. Insgesamt gingen 3.360,91 EUR auf unserem Konto ein. Auch im Jahr 2005 gingen Spenden in Höhe von 2.507,44 EUR auf dem VdS-Konto ein. Der Vorstand bedankt sich bei allen Spendern ganz herzlich, auch bei den vielen ungenannten Mitgliedern, die bei der Überweisung der Jahresrechnung den Betrag großzügig aufrundeten.
Namentlich bedanken wir uns bei nachfolgenden Mitgliedern: Für 2004: (1051) Bendel, Reinhold, (253) Beneke, Ernst-Jochen, (7998) Böttcher, Peter, (2540) Fehlmann, Wolfgang, (1998) Glitscher, Gunnar (4617) Grimm, Wofgang,
(4558) Grüninger, Hans Wofgang, (971) Häring, Ernst, (2145) Hopp, Ulrich, (4604) Jonscher, Peter, (2914) Kappes, Bernd, (1669) Klaffke, Lothar, (3921) Küppers, Stefan, (2380) Mattes, Jürgen, (1608) Otto, Gunther, (3631) Renner, Adam, (7898) Spindler, Rolf, (4306) Sens, Dietbert, (5897) Teufel, Ulrich, (7582) Von Poschinger, Konstantin, (693) Weiser, Werner, (1480) Wiese, Willi
Für 2005: 6914 - Gundbert Banik, 6813 - Klaus Barginda, 1815 - Peter Berger, 7998 - Peter Böttcher, 6256 - Reiner Boulnois, 1459 - Friedhelm Dorst, 3024 - August Feuerstein, 7182 - Daniel Flaig, 3419 - Hans Fritz, 2469 - Wolfgang Gösser, 2980 - Dr. Franz Josef Hambsch, 7994 - Werner
Henze, 59 - Joachim Herrmann, 3211 - Peter Hosters, 3921 - Stephan Küppers, 4637 - Heinz Langhans, 8100 - Gerhard Lippert, 759 - Eckmar Lohsen, 1803 - Horst Mack, 5734 - Gerhard Miedaner, 4650 - Andre Nikolai, 7163 - Dr. KarlHeinz Oette, 8638 - Evelyn Petkow, 4253 - Horst Piekors, 6245 - Rene Purwin, 5127 - Eberhard Quaas, 6505 - Horst Schick, 4306 - Dietbert Sens, 7898 - Rolf Spindler, 3448 - Günter Stück, 7028 - Joachim Uhlig, 8147 - Hans-Peter Ulmer, 2765 - Dr. Otto Vogt, 7582 - Konstantin von Poschinger, 6790 - Alexander Walter, 7156 - Konrad Wenning, 1480 - Willi Wiese, 4279 - Michael Wirz, 2275 - Robert Wurm, 5254 - Dr. Volker Zillessen
Der Vorstand
Wir begrüßen neue Mitglieder 42117 Wuppertal, 9017 Horst Warnek 42579 Stoll 42109 Wuppertal, 9018 Axel Hoffmann
Heiligenhaus, 9019 Frank Schaffer 42781 8956 Christian Hauer Österreich A 6912 Hörbranz, 8958 Harald Haan, 9012 Wolfgang Sawallich 44287 Dortmund, 9021 Klaus Jörg Österreich A 8045 Graz-Andritz, 8960 Othmar Matzek Hüttemann 44651 Herne, 8940 Josef Dühnen 44866 Bochum, Österreich A 1120 Wien, 8962 Dr. Christoph Schaefer Schweiz CH 9022 Axel Ern 45136 Essen, 9024 Rolf Schulte 45279 Essen, 4106 Therwil, 8963 Martin Huwiler Schweiz CH 8802 Kilchberg, 9025 Rainer Borchmann 45326 Essen, 9026 Jürgen Lange 45657 8965 Ton Spaninks NL 5021 TK Tilburg, 8967 Christian Neumann Recklinghausen, 9028 Rolf Gehrke 45661 Recklinghausen, 9029 03226 Vetschau, 8964 Manfred Schwarz Österreich 04160 Aigen Bernd Wilczynski 45701 Herten, 9034 Marco Paesler 45701 im Mühlkreis, 8968 Alwin Friedel 04600 Altenburg, 8969 Uwe Herten, 9036 Kai Richter 45739 Oer-Erkenschwick, 9039 Dr. Becker 04603 Windischleuba, 8957 Lisa Miethe 04936 Schlieben, Dieter Hess 45770 Marl, 9041 Peter Wiedenbusch 45770 Marl, 8959 Henk van Galen Niederland 05624 CG Eindhoven, 8971 Dr. 9043 Georg Dobbelstein 46147 Oberhausen, 9044 ü Torsten Wolfgang Ihle 06780 Zörbig, 8972 ü Dipl.-Ing. Arndt-Michael Mörke 46149 Oberhausen, 9045 Dipl.-Ing. Cornelius Pilny 46485 Kürsten 07580 Rückersdorf, 8966 Sebastian Krause 07745 Jena, Wesel, 9047 Udo Gerads 47249 Duisburg, 9048 Rolf Osterkamp 8977 Caroline Reinert 08412 Werdau, 8981 Michael Jahn 09322 47533 Kleve, 9049 Markus Vieth 47608 Geldern, 9050 Bodo Penig, 8982 Ingo von Kries 12053 Berlin, 8961 Wolfgang Woinowski 47877 Willich, 9052 Antonius Vogt 48291 Telgte, Kutschke 13589 Berlin, 8975 Thomas Klette 14055 Berlin, 9054 Armin Kupfer 48429 Rheine, 9056 Valentin Schellhas 8983 Dr. Hans Rother 14467 Potsdam, 8984 Peter Kluge 14482 49076 Osnabrück, 9057 Patrick Fopp 49545 TecklenburgPotsdam, 8987 Eckhard Geyer 18586 Baabe, 8988 Marco Peters Ledde, 9030 Jürgen Wohlfarth 50765 Köln, 9031 Dr. Karl19243 Körchow, 8989 Helmut van Bentum 23879 Mölln, 8992 Peter Julius 50968 Köln, 9032 Heiko von Lanken-Schulz 51381 Lothar Schwoch 24398 Winnemark, 8978 Bernhard Haecker Leverkusen, 9033 Hans-Thomas Bick 51467 Bergisch-Gladbach, 24768 Rendsburg, 8976 Dr. Broder Schwensen 24937 Flensburg, 9035 Andre Müller 52074 Aachen, 9037 Sebastian Klomfaß 8979 Thorsten Hinrichsen 24972 Steinbergkirche, 8973 Gerald 52134 Herzogenrath, 9038 ü Wolfgang Hepple 52355 Düren, Kistner 26919 Brake, 8994 Hans-Peter Patjens 27299 Langwedel, 8970 Dr. Heinrich-Jürgen Schulte-Vieting 53937 Schleiden, 9062 8997 Holger Nölken 28215 Bremen, 8998 Dr. Lars Dittert 28215 Christian Marmann 54472 Brauneberg, 9064 Christa WawersBremen, 8996 Gerald Willems 28879 Grasberg, 8999 Frank Breid 55430 Perscheid, 9066 Axel Buddendiek 56332 Wolken, Hahner 30539 Hannover, 8985 Hilmar Gesch 31515 Wunstorf, 9065 Jürgen Lübke 56759 Kaisersesch, 9058 Walter Meckbach 9003 Andreas Schumann 31592 Stolzenau, 9000 Carsten Schröter 58135 Hagen, 9061 Erich Neuperger 58513 Luedenscheid, 9053 32657 Detmold, 8991 Frank Löwner 32657 Lemgo, 8993 Christoph Schneider 58708 Menden, 9046 Ingo Bielemeier 58730 Dirk Kligge 32760 Detmold, 8990 Dr. Dieter vom Dahl 33613 Fröndenberg, 9070 Gerhard Sobbe 59071 Hamm, 9055 Daniel Bielefeld, 9005 Matthias Kleis 34613 Schwalmstadt, 8974 Klaus- Spitzer 59075 Hamm, 9067 Lena Kaderhandt 59452 Witten, 9073 Peter Warlies 35781 Weilburg, 8995 Günter Pannach 38124 ü Michael Dieringer 60316 Frankfurt, 9074 Fritz Schneider 60437 Braunschweig, 8986 Hans-Werner Timm 38173 Veltheim a. Ohe, Frankfurt Main, 9076 Dr. Hans-Mereyntje Steinbach 61267 Neu9007 Andreas Söhn 38268 Lengede, 9009 Dietrich Brettschneider Anspach, 9077 Michael Hafner 61350 Bad Homburg, 9078 Lutz 38442 Wolfsburg, 9015 Peter Jansen 40227 Düsseldorf, 9016 Steigerwald 63454 Hanau, 9063 Robert Repp 63633 Birstein, Ulrich Hinrichsmeyer 40477 Düsseldorf, 9002 Frank Gallep 40625 9068 Dr. Armin Leistenschneider 63633 Birstein-Obersotzbach, Düsseldorf, 9006 Sigmar Morgenrot 41564 Kaarst, 9013 Thomas 9069 Klaus Ruppert 63773 Goldbach, 9071 Dr. Hans-Heinrich
VdS-Journal Nr. 21
V d S V o r O r t > T a gu n gsbe r i c h t 141
Bernstein 64546 Mörfelden-Walldorf, 9072 Herbert Eisenbeis 64560 Riedstadt, 9075 Egon Orlopp 64832 Hergershausen, 9059 Stefan Diemer 67098 Bad Dürkheim, 9060 Toni Reuscher 67316 Carlsberg, 9010 Dieter Marker 68804 Altlussheim, 9079 Peter Pistor 69181 Leimen, 9080 Jürgen Veitel 69436 SchönbrunnHaag, 9082 Reimar W. Frickenstein 70186 Stuttgart, 9084 ü Prof. Dr. Gerd Lüders 70193 Stuttgart, 9085 Andreas Dobler 70378 Stuttgart, 9086 Armin Kaiser 70839 Gerlingen, 9040 Thomas Leinmüller 71065 Sindelfingen, 9042 ü Rudolf Gocke 71083 Herrenberg, 9087 Alfred Dürr 72622 Nürtingen, 9081 Dr. Gerhard Greiner 72631 Aichtal, 9089 Bernd Blaudzun 74078 HeilbronnKirchhausen, 9091 Erwin Schwichtenberg 74564 Crailsheim, 9093 Karl Zepf 74821 Mosbach, 9083 Dr. Norbert Böker-Heil 74889 Sinsheim, 9095 Erwin Merker 75015 Bretten, 9096 Erich Wilhelm John 75173 Pforzheim, 9098 Theodor Laib 75391 Gechingen,
9097 Jürgen Kußler 76187 Karlsruhe, 9090 Martin Frey 76771 Hördt, 9101 Peter Fischer 79102 Freiburg, 9103 Klaus Wilgalis 79295 Sulzburg, 9107 Norbert Tänzer 82431 Kochel am See, 9109 Klaus Hohmann 83646 Bad Tölz, 9112 Udo Niehoegen 83730 Fischbachau, 9116 Konrad Wolfram 85560 Ebersberg, 9118 Gert Zimmer 87677 Stöttwang-Linden, 9120 Christoph Bührer 88239 Wangen im Allgäu, 9127 Wolfgang Sperling 88400 Biberach/Riss, 9128 Rolf Mengert 88662 Überlingen, 9122 Dr. Johannes Schilling 89173 Lonsee, 9092 ü Michael Grabovski 89231 Neu-Ulm, 9108 Helmut Heinicke 89278 Nersingen, 9129 Georg Gensheimer 89415 Lauingen, 9113 Götz Hempel 90562 Heroldsberg, 9114 Karl Breunig 91452 Wilhermsdorf, 9124 Jürgen Heinrich 95199 Thierstein, 9125 Uwe Meister 95339 Neuenmarkt, 9117 Dr. Günter Wagner 95448 Bayreuth, 9100 Alfred Striedacher 97318 Kitzingen
ATT 2006 - für die VdS eine Veranstaltung der Rekorde
von Wolfgang Steinicke
Eigentlich war es wie immer: voll, heiß und eine umwerfend schlechte Luft. Trotzdem, die VdS kann zufrieden auf die diesjährige Veranstaltung zurückblicken. Welche Rekorde wurden aufgestellt? Zunächst präsentierte sich die VdS am wohl längsten Stand ihrer Geschichte (Abb. 1). Wer vom Eingang her kam, schritt zunächst die Ehrenformation der angetretenen Fachgruppen ab: Computerastronomie, Astrofotografie, Deep Sky bis hin zur Jugend (VEGA). Daran schlossen sich die Tische mit dem VdS-Material an: Journale, Mützen, Tassen, Mousepads und vieles mehr wurden angeboten. Hier gab es naturgemäß den meisten Andrang. Besonders begehrt: Das neueste Journal - die Jubiläumsausgabe Nr. 20 wurde druckfrisch zum ATT angeliefert! Aber auch die alten Hefte fanden, zum Sonderpreis von 1,- , reißenden Absatz. Das Schöne an dieser VdS-Phalanx: Es war neben der VdS-Präsentationswand noch ausreichend Platz für die ganze Palette der neuen Fachgruppen-Poster. Insgesamt 15 Poster im Format A1 und (meist) einheitlichem Layout, konnten bestaunt werden - vorausgesetzt man hatte ausreichend freie Sicht. In Stoßzeiten war das mitunter schwierig, denn am Stand bildeten sich beachtliche Menschentrauben. Die ,,diensthabenden" VdS-Mitarbeiter, darunter Otto Guthier, Christoph Prall, Jürgen Kämmerer und Wolfgang Steinicke, hatten alle Hände voll zu tun, die Besucherwünsche zu erfüllen. Damit kommen wir auch zum zweiten Rekord. Ein Wunsch, den viele Besucher
Abb. 1: Die längste VdS-Theke der Welt: Ruhe vor dem Ansturm ...
hatten, war, Mitglied der VdS zu werden. Dazu gab es eine Sonderaktion mit einigen Präsenten. Die Bilanz: Am Abend konnten wir insgesamt 26 (!) neue Mitglieder verbuchen. Der ATT 2006 war für die VdS diesmal harte Arbeit: viel Stress und wenig Sauerstoff. Man war meist am Stand gebunden und fand kaum Zeit sich umzuschauen, geschweige denn einen Vortrag zu hören. Die Wege waren ohnehin meist verstopft. Erst gegen Abend wurde es besser. Trotzdem konnten am Rande viele interessante Gespräche geführt werden. So auch mit den Händlern, die sich bereit erklärten, ihren Produkten zukünftig die neue VdS-Infoschüre beizulegen. Eine tolle Werbung für uns! Unser Fazit fällt eindeutig aus: Der ATT 2006 war ein voller Erfolg, der angebotene Platz erwies sich als ideal. Im nächsten Jahr wollen wir noch expandieren.
Hinter dem Stand gibt es einen Raum, den wir als ,,VdS-Bistro" nutzen können. Hier wird es, bei Kaffee und Kuchen, Präsentationen, Info-Veranstaltungen oder FG-Treffen geben. Letztere haben schon Tradition auf dem ATT. So trafen sich diesmal die Fachgruppen Astrofotografie und Dark Sky. Bevor es aber 2007 wieder soweit ist, betritt die VdS am 16.9.2006 Neuland: Sie präsentiert sich auf der neuen Astromesse AME in Villingen-Schwenningen. Wem dieses Datum irgendwie bekannt vorkommt: Richtig, das ist gleichzeitig der 4. Astronomietag! Als zentralen Veranstaltungsort hat sich die VdS in diesem Jahr die AME ausgesucht (siehe Ankündigung in diesem Heft). Wir hoffen, viele Mitglieder an unserem Stand begrüßen zu können.
VdS-Journal Nr. 21
142 V o r sc h a u
Astronomische Veranstaltungen
gesammelt von Werner E. Celnik (alle Angaben ohne Gewähr!)
Fr 8. - So 10.9.2006
BAV-Veränderlichen-Tagung und
Mitgliederversammlung
Tagungsbeginn: Sa, 10 Uhr, Fachvortrag
und Amateurreferate, Sonntag BAV-
Mitgliederversammlung
Ort:
Physikgebäude, Albert-
Überle-Str. 3-5, Heidelberg,
Vorabend-Treffen für schon
anwesende Teilnehmer an
anderem Ort
Information: Werner Braune, Münchener
Str. 26-27, 10825 Berlin,
Tel. 030-7848453, E-Mail:
zentrale@bav-astro.de
Sa 16.9.2006
4. deutschlandweiter Astronomietag
Besuchen Sie Ihr Planetarium und Ihre
Volkssternwarte vor Ort, laden Sie Ihre
Nachbarn zum Beobachten ein
Ort:
überall in Deutschland
Veranstalter: die VdS und jeder, der mit-
macht
Information: www.astronomietag.de
Sa 16.9.2006
1. Internationale Astronomie Messe
AME 2006
mit ganztägiger Ausstellung: ,,Ernst
Abbe - Wissenschaftler, Unternehmer und
Sozialreformer"
mit Vorträgen und Workshops namhafter
Autoren
mit der VdS, die sich in diesem Jahr als
zentralen Veranstaltungsort die AME aus
gesucht hat.
Ort:
Messegelände in 78054
Villingen-Schwenningen,
Waldeckweg
Hallenfläche: 1600 m2
Information: E-Mail: info@astro-messe.
de, Internet: www.astro-
messe.de
Sa 16.9.2006
Lange Nacht im Naturkundemuseum
Zeit:
18:00 - 24:00 Uhr
Ort:
Westfälisches Museum für
Naturkunde, Münster
Veranstalter: Planetarium und
Sternfreunde Münster
Themen: Himmelsbeobachtungen,
Vorführungen im
Planetarium bis Mitternacht,
Führungen über den
Planetenweg, u. a.
Do 21. - So 24.10.2006
5. Amateur-Teleskoptreffen ,,mirastei
las"
Ort:
Falera, Graubünden,
Schweiz
Information: www.mirasteilas.net, E-Mail:
teleskoptreffen@mirasteilas.
net, Tel. Jose De Queiroz:
0041-(0)81-9213048
Fr 22. - So 24.9.2006
1. Göttinger Treffen der
Planetenbeobachter
Veranstalter: Arbeitskreis
Planetenbeobachter
Ort:
Göttingen
Information: http://violau.istcool.de
Anmeldung: bitte bis zum 1.8.06 bei
Detlev Niechoy. Den
Tagungsbeitrag von 17,50
Euro bitte auf das Konto des
AKP im voraus überweisen.
Fr 22. - So 24.9.2006
5. Internationales Heide-
Teleskoptreffen IHT
Ort:
,,Camp Reinsehlen"
nahe Reinsehlen
(Schneverdingen)
Info:
Astrogarten, Nils Kloth,
Eickenscheidtstr. 3,
45886 Gelsenkirchen,
Tel. 0173-5178429, E-Mail:
iht@astrogarten.de
Fr 22. - So 24.9.2006
ITT Internationales Teleskoptreffen
Ort:
Emberger Alm, 9761
Greifenburg, Österreich
1.755 m Seehöhe, 46 Grad 46`
31" Nord, 13 Grad 09` 33" Ost
Veranstalter: Verein ,,Stella Carinthia"
Information: http://www.itt-astro.de,
E-Mail: g.riedl@3dbuero.at
Anmeldung: ist nicht notwendig, aber
unbedingt Zimmer rechtzei-
tig reservieren!
Fr 22. - So 24.9.2006
7. Herzberger Teleskoptreffen HTT
Ort:
Schützen-Vereinsheim bei
Uebigau, 90 km südlich von
Berlin
Information: Ralf Hofner, Walther-
Rathenau-Str. 4b, 04895
Falkenberg, Tel: 0176-
22837911, info@herzberger-
teleskoptreffen.de, www. herzberger-teleskoptreffen.de
Fr 22. - So 24.9.2006
12. Schwäbisches Amateur- und
Fernrohrtreffen SAFT
Ort:
Roßberg bei Reutlingen-
Gönningen
Veranstalter: Sternwarten Albstadt,
Reutlingen, Tübingen
Information: Sternwarte und Planetarium,
Hartmannstraße 140, D-
72458 Albstadt-Ebingen
(bitte adressierten und
mit EUR 0,55 frankierten
Rückumschlag beilegen!),
E-Mail: saft@sternwarte-
reutlingen.de
Fr 22. - So 24.9.2006
6. Almberg-Teleskop-Meeting
Ort:
Gasthof ,,Alpe",
Am Almberg in
Mitterfirmiansreut /
Bayerischer Wald
Information: zur Unterkunft: unter
Tel. 08557/96010
zum Treffen: unter Tel. 0171/8802039
oder im Internet: www.aip-
passau.de, Postanschrift:
Andreas Hattinger, Passauer
Str. 10b, 94161 Ruderting.
Es kann auch gezeltet
werden. Sanitäre Anlagen
sind vorhanden. Die
Veranstaltung ist kostenlos!
Fr 14. - So 15.10.2006
Regionaltagung und Astromarkt
Ort:
Durmesheim /
Littlehamptonhalle
Beginn: Sa um 10:00 Uhr,
So um 11:00 Uhr
Information: Tel.: 07245-937594, E-Mail:
cometmillenium@yahoo.de,
Vereine und Händler
willkommen
Sa 4. - So 5.11.2006
3. Tagung der VdS-Fachgruppe
,,Geschichte der Astronomie"
Samstag Vorträge und Besichtigung
der Sternwarte Babelsberg, Sonntag
Führung durch die Sternwarte Potsdam
(Telegraphenberg) mit Einsteinturm und
Großem Refraktor.
Ort:
Sternwarte Potsdam-
V o r sc h a u 143
Babelsberg (AIP). Information: http://geschichte.fg-vds.de Anmeldung: für Teilnahme und Vorträge
bei Wolfgang Steinicke, Gottenheimerstr. 18, 79224 Umkirch, Tel. 07665-51863, wolfgang.steinicke@vdsastro.de
Sa 11.11.2006
25. Bochumer Herbsttagung der
Amateurastronomen (BoHeTa)
Der große Treffpunkt mit Vorträgen von
Amateuren für Amateure, Ausstellung
astronomischer Arbeiten, mit VdS-Stand
Ort:
Ruhr-Universität Bochum,
Universitätsstr. 150, Hörsaal
HMA10
Information: mit Programmvorschau:
www.boheta.de
Vortragsan- Peter Riepe, Lortzingstr. 5,
meldungen: D-44789 Bochum,
E-Mail: fg-astrofotografie@ vds-astro.de
Sa 18. - So 19.11.2006
Ausstellung der Sternfreunde Münster
Mit ausführlichem Einblick in das Hobby
Astronomie, ein Büchertisch informiert
über die wichtigste und aktuelle Literatur,
eine Teleskopausstellung zeigt das
Instrumentarium der Sterngucker, astro
nomische Aufnahmen unserer Mitglieder
demonstrieren die Möglichkeiten der
Fotografie und digitalen Bildbearbeitung.
Zeit:
14-18:00 und 10-18:00 Uhr
Ort:
Westfälisches Museum für
Naturkunde, Münster
Sa 25.11.2006 11. HATT Hattinger Astronomie- und Trödeltag Ausstellung für Amateurastronomen, Astronomischer Gebraucht- und
Neuwarenmarkt, Vorstellung von
Amateur-/Volkssternwarten, Erfahrungs
austausch, kostenloser Verkauf für
Amateurastronomen, im Angebot
Teleskope aller Bauarten, sämtliches
Astro-Zubehör und Ersatzteile, Bücher,
Poster, Dias, Bilder und Antiquariat,
EDV-Hard- und Software, Astronomische
Erlebnisreisen
Zeit:
10 bis 16 Uhr
Ort:
Aula der Realschule
Grünstraße, 45525 Hattingen
(Stadtmitte)
Information: www.sternwarte-hattingen.de
Anmeldung: nur für Aussteller, Tel.
0174/8131234 oder
0201/8336082,
E-Mail: ingo.schmidt
@sternwarte-hattingen.de
Jubiläum: Die 25. BoHeTa
wird, stellt Uwe Reimann etwa ab Oktober auf unsere Webseite www.boheta.de.
Wer die BoHeTa noch nicht kennt und gern teilnehmen möchte, findet auf unserer Webseite auch einen Anreiseplan. Anmeldungen sind nicht nötig - kommen Sie einfach, lernen Sie andere Sternfreunde kennen, erleben Sie ein informatives und reichhaltiges Programm. Interessenten, die einen Vortrag halten möchten, setzen sich bitte mit dem Unterzeichnenden in Verbindung.
Peter Riepe, Fachgruppe Astrofotografie, fg-astrofotografie@vds-astro.de
Abb. 1: Blick in den Tagungshörsaal
In diesem Herbst haben wir in Bochum einen Grund zum Jubilieren. Man mag es kaum glauben, aber die Bochumer Herbsttagung jährt sich zum 25. Mal. Inzwischen hat diese Veranstaltung von VdS-Amateuren für Amateure in Zusammenarbeit mit dem Astronomischen Institut der Bochumer Ruhr-Universität und dem Planetarium Bochum in den Terminkalendern vieler Sternfreunde einen festen Platz.
Die BoHeTa 2006 findet am 11. November statt. Wie auch in den Jahren zuvor ist der Hörsaal HMA 10 in der medizinischen Fakultät unser Veranstaltungsort. Im Foyer befinden sich genügend Stelltafeln, auf denen amateurastronomische Arbeiten und Ergebnisse vorgestellt werden können. Das Vortragsprogramm beginnt um 10 Uhr und sieht wieder ein breites Spektrum von Amateur-Beiträgen vor. Was an Themen im Programm geboten
Abb. 2: Das sind die ,,BoHeTa-Aktivisten", v.l.n.r.: Dieter Sporenberg, Hans Gerhard Weber, Dr. Harald Tomsik, Ulrich Bartelt, Dr. Werner E. Celnik, Prof. Dr. Wolfhard Schlosser, Rainer Sparenberg, Uwe Reimann und Peter Riepe
VdS-Journal Nr. 21
144 V o r sc h a u
Vorschau auf astronomische Ereignisse
(alle Angaben ohne Gewähr! Zeitangaben für Ort bei 10 Grad ö.L. und 50 Grad n.Br.)
August 2006 26. ca. 5:10 MESZ
31. 21:30 MESZ
enge Begegnung von Venus (-3,9 mag) und Saturn (0,4 mag), Abstand 10,7', NOHorizont, Dämmerung Mond 3,6 Grad W Antares ( Sco)
September 2006 1. 0:57 MESZ Erstes Viertel 5. ganze Nacht Uranus (5,7 mag) in Opp. zur Sonne (Entf. 2854 Mio. km), Winkeldurchmesser 3,7'', max. Höhe 33 Grad , 1,2 Grad östl. von Aqr (3,7 mag) 22:00 MESZ Uranus (5,7 mag) 28'' SW von PPM206970 (9,2 mag) 7. 20:42 MESZ Vollmond 18:42-23:00 MEZ Partielle Mondfinsternis (Größe 0,189), Kernschatten Eintritt 20:05, Höhe 1,4 Grad , Finsternismitte 20:51, Höhe 8,2 Grad , Kernschatten Austritt 21:37, Höhe 14,8 Grad
12. 21:00 MESZ Jupiter (-1,8 mag) 0,5 Grad N des Doppelsterns Lib (2,7 mag), Dämmerung!, SW-Horizont
21:30-24:00 MESZ Mond bedeckt Plejaden (M45), Mondalter 20d, zu 67% beleuchtet
14. 13:15 MESZ Letztes Viertel 17. 2:00 MESZ Mond 2,7 Grad S von Pollux ( Gem) 19. 4:31 MESZ Mond 1,6 Grad N von Saturn (0,5 mag) 20. 5:30 MESZ Mond 2,7 Grad O von Regulus ( Leo) 22. 13:45 MESZ Neumond 23. 6:03 MESZ Herbstanfang 24. 21:00 MESZ Kleinplanet (10) Hygiea (10,8 mag) 14' N
von Sgr (2,9 mag) 30. 13:04 MESZ Erstes Viertel
Oktober 2006 4. 1:30 MESZ 7. 5:13 MESZ
10. 5:45 MESZ 12. 20:30 MESZ
14. 2:26 MESZ 6:00 MESZ
15. 21:56 MESZ
17. 6:00 MESZ 22. 7:14 MESZ 29. 22:25 MEZ
Uranus (5,7 mag) 25' S von Aqr (3,7 mag) Vollmond Mond 1,3 Grad W der Plejaden (M45) Kleinplanet (532) Herculina (11,3 mag) vor dem Gasnebel M8, auch 13.10. Letztes Viertel Mond 2,3 Grad SW von Pollux ( Gem) Kleinplanet (2) Pallas (10,4 mag) 17'' N von SAO 123499 (= PPM 165852, 8,2 mag), und 15' SW von SAO 123516 (= PPM165881, 5,7 mag), und 24' S des offenen Sternhaufens NGC 6633 (4,6 mag), Sternbild Schlange Mond 1,3 Grad N von Regulus ( Leo) Neumond Erstes Viertel
November 2006 5. 13:58 MEZ 6. 18:00 MEZ
12. 18:45 MEZ 13. 2:08 MEZ
6:00 MEZ 14. ganze Nacht
17. 21:16 MEZ
Vollmond Mond am Ostrand der Plejaden (M45, nach Bedeckung i.d. hellen Dämmerung) Letztes Viertel Mond 1 Grad N von Saturn (0,5 mag) Mond 3,8 Grad NW von Regulus ( Leo) Kleinplanet (7) Iris (6,8 mag) in Opp. zur Sonne, Sternb. Widder Kleinplanet (15) Eunomia (9,9 mag) 39'' S von Aqr (3,8 mag) ab 22:30 Uhr MEZ Maximum Leoniden-Meteorschauer, ab 5 Uhr stört Mond, ca. 30 Meteore/Std.,
18. 5:30 MEZ 20. 18:30 MEZ
23:18 MEZ 25. ca. 6:30 MEZ
26. 18:30 MEZ
28. 7:29 MEZ
Gesamt-Sichtbarkeit 14.-19. Mond 2 Grad SO von Spica ( Vir) Kleinplanet (6) Hebe (9,7 mag) 30' N des Kugelhaufens M30 (7,2 mag), Sternbild Steinbock Neumond Merkur (-0,4 mag) in größter westl. Elongation (20 Grad ), Höhe 5 Grad , Morgendämmerung, Kleinplanet (2) Pallas (10,6 mag) 49' SW von 21 Aql (5,1 mag), und 39' N des Kugelsternhaufens NGC 6760 (8,9 mag), vgl. auch 27.11. Erstes Viertel
Dezember 2006 4. 4:00-6:42 MEZ
5. 1:25 MEZ 7. 23:38 MEZ 10. 6:30 MEZ
23:00 MEZ
11. 7:15 MEZ
12. 15:32 MEZ 14. ca. 9 Uhr MEZ
15. 6:30 MEZ 16. 19:00 MEZ
20. 15:01 MEZ 18:30 MEZ
22. 1:22 MEZ 23. ca. 17 Uhr MEZ
27. 15:48 MEZ 28. 18:30 MEZ
31. 4:30 MEZ 18:30 MEZ
Mond bedeckt Plejaden (M45), bis i.d. Dämmerung, Mondalter 13,3d, zu 98,8% beleuchtet Vollmond Mond 2,5 Grad S von Pollux ( Gem) Mond 3,2 Grad NW von Saturn (0,3 mag) Mond 1,3 Grad O von Regulus ( Leo) und 5,9 Grad SO von Saturn (0,3 mag) Mars (1,5 mag) 49' S von Jupiter (-1,7 mag) und Merkur (-0,5 mag) 43' O von Jupiter, helle Dämmerung!, SO-Horizont Letztes Viertel Maximum Geminiden-Meteorschauer, beobachten ca. 6 Uhr (vor der Morgendämmerung, ab 1:30 stört Mond), ca. 110 Meteore/Std., Gesamt-Sichtbarkeit 10.-16. Mond 2,1 Grad W von Spica ( Vir) Kleinplanet (15) Eunomia (10,1 mag) 32' S von Aqr (2,9 mag) Neumond Neptun (7,9 mag) 1,1 Grad N von Cap (4,3 mag) Winteranfang Maximum Ursiden-Meteorschauer, Dämmerungsende 18:20, bis 19:30 stört Mond, ca. 20 Meteore/Std., GesamtSichtbarkeit 20.-23. Erstes Viertel Kleinplanet (2) Pallas (10,5 mag) 28' S von Aql (4,0 mag) Mond 4,8 Grad W der Plejaden (M45) Mond 3,5 Grad O der Plejaden (M45)
Januar 2007 2. 4:19 3. 14:57 19:00
20 Uhr 4. ab 0 Uhr
6. 20:00
7. 6:20
8. 7:00
10. 17:24 11. 13:45
Mondrand 40' S von Tau (1,7 mag) Vollmond Uranus (5,8 mag) 22' S von Aqr (3,7 mag), vgl. auch morgen Erde in Sonnennähe Maximum Quadrantiden-Meteorschauer, ca. 50 Meteore/Std., am Morgen Saturn (0,2 mag) 37' W des Mondes, kurz nach Mondaufgang Mondrand 30' NW von Leo (Regulus, 1,4 mag) Jupiter (-1,7 mag) 16' N von Scorpii (4,4 mag), SO-Himmel Mond in Erdferne, Durchm. 29,2' Letztes Viertel
VdS-Journal Nr. 21
Name Ackermann Bader Bachmann Bähr Banisch Bannuscher Baroni Bauer Berger Binnewies Bohle Braune Bücke Dr. Celnik Diederich Dütting Eberle Ewers Farag Fenn Frank Fritz Gährken Girrbach Glahn Griesser Grunge Guthier Güths Hahn Hambsch Heutz Hinz Hinz Hoffmann Höhle Holl Hörz Ickelsheimer Dr. Ihle Jahn Jahns Dr. Julius Kafalis Kandler Kavel Kemmerer Kocher Kohlhauf Lehmann Lorenz Lüthen Lüthi Mädlow Mayer Meinicke Meyer Müller Nickel Niechoy Otto Plaschke Pollmann Poschmann Recker Reimann Rendtel Richter Riepe Ries Rongen Runte Schabacher Schäfer Schlichte Schmidt Schönball Sprungmann Spuling Steinicke Stockel Teufel Teuscher-Farag Töpler Tuchan Ueberschaer Vedder Walczak Wenzel Wienstein Wohlfeil Wollenhaupt Dr. Woysch Zellhuber
Vorname Jörg Pierre Uwe Roland Jürgen Dietmar Danilo Helmut Christian Dominik Stefan Jens Werner Roland Werner E. Hans Günter Michael Andreas Dirk Ott Christian Herbert Michael Bernd Dieter Uwe Markus Thomas Otto Torsten Hermann-Michael Josch Stefan Claudia Wolfgang Susanne Wolfgang Manfred Andreas Andreas Wolfgang Jost Helmut Karl-Peter Stathis Jens Harald Jürgen Peter Franz Xaver Gerhard Joachim Hartwig Thomas Edgar Petra Mechtild Erich Andre Otmar Detlev Silvia Roland Ernst Ulf Antonius Uwe Manuela Manfred Peter Wolfgang Martin Sigrid Markus Frank Manfred Heinz Martin Dirk Johann Wolfgang Jürgen Ulrich Astrid Rainer Thomas Stefan Ulli Andre Klaus Sven Arnold Guido Gunter Herbert
Straße Steinstr. 24 Christeser Str. 15 Dr.-Diehl-Str. 12 Adolf-Kolping-Str. 13 St.-Ingber-Str. 40 Burgstr. 10 Lerchenstr. 48 Zur Uhlandshöhe 47 Eckentaler Str. 12 Kutzbach 10 Frankenstr. 6 Münchener Str. 26 Anna-von-Gierke-Ring 147 Graudenzer Weg 5 Inselstr. 16 Telemannstr. 26 Zur Uhlandshöhe 47 Parkstraße 2 Freytagweg 50a Am Rod 40 Schwärzstraße 10 Herlsen 11 Am Holzbach 41 Sudetenweg 41 Lessingstr. 15 Breitenstr. 2 Von-Menzel-Str. 14 Am Tonwerk 6 Am Pfahlgraben 45 Hofrichterstraße 6 Oude Bleken 12 Cäcilienstraße 37 Bräuhausgasse 12 Bräuhausgasse 12 Tegernseestr. 30 Brucknerweg 4 Friedrich-Ebert-Damm 12a Zur Uhlandshöhe 47 Am Wald 5 Friedrichstr. 8 Bahnhofstr. 12 Glimmerweg 21 Tiberiusstr. 14 Krumpterstr. 6 Straße der Jugend 26 Im Springchen 8 St. Rupert Str. 13 ufem Bärg 23 Max-Höfler-Platz 3 Persterstr. 6h An den drei Teichen 35 Behnstr. 13 Skillebyholm Weinmeisterhornweg 1 Poststraße 3 Lauchstätter Str. 18 Ferd.-Markl-Str. 1/62 Hügelstr.1 HS. C372/230 zum Schollberg 11 Bertheaustr. 26 Weimarer Str. 18 Buddestr. 41 Emil-Nolde-Str. 12 Kreuzstr. 29 Rotdornweg 44 Tilgshausenstr. 19 Eschenweg 16 Im Asemwald 26/14 Lortzingstr. 5 Altenseng 6
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21035 Hamburg
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64287 Darmstadt
48147 Münster
70188 Stuttgart
34369 Hofgeismar
70565 Stuttgart
97762 Hammelburg
83233 Bernau
58769 Wiblingwerde
33378 Rheda-Wiedenbrück
71139 Ehningen
37339 Worbis
CH-08542 Wiesendangen
49201 Dissen a. T. W.
64646 Heppenheim
61239 Ober-Mörlen/Langenhain
51067 Köln-Holweide
B-2400 Mol
47839 Krefeld
83098 Brannenburg
83098 Brannenburg
12527 Berlin
76337 Waldbronn
22049 Hamburg
70188 Stuttgart
09573 Dittmansdorf
06780
Zörbig
29525 Uelzen
30455 Hannover
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81543 München
09430 Drebach
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CH-1734 Tentlingen
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09430 Drebach
09395 Hormersdorf
22767 Hamburg
S-153 91 Järna
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54518 Platten
06110 Halle
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45896 Gelsenkirchen
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52351 Düren
48301 Nottuln-Appelhülsen
71229 Leonberg
14476 Marquardt
70599 Stuttgart
44789 Bochum
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Försterkamp 17 Holthauser Heide 16 Röderstr. 23 Straßburger Str. 11 Alt-Wittenau 80 Welschufer Str. 69 Im Lichtenbruch 58
38302 42327 01454 70435 13437 01728 45527
Wolfenbüttel Wuppertal Radeberg Stuttgart Berlin Bannewitz Hattingen
Gottenheimerstr. 18 Haus Angelmodde 6a Mösich Str. 22 Freytagweg 50a Zaisenweg 6 Angerweg 2 Ruhrstr. 21 Hohenstein 9 Karl-Hermann.Str. 4b Hamoirstr. 8 Neckarstr. 3 Stierstr. 7 Am Zerchengrund 17 Reisstraße 15 Kreuzeckstr. 1
79224 48167 72662 70565 73614 89134 40699 51766 45701 63762 45739 12159 09484 70435 82380
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GM 4000 QCI
Schwere robotische
Montierung mit über 100 kg
Tragkraft (Instrumentenlast)
Die Montierung ist wahlweise in mobiler oder stationärer Ausführung lieferbar.
Bei der mobilen Ausführung ist der gemeinsame Massenschwerpunkt von Instrument und Gegengewichten ca. 10 cm aussermittig zur Säule /,,Stativ" (in Vorbereitung) angeordnet - so wie es für die deutsche Montierung üblich ist.
Bei der stationären Variante ist der Achsenschnittpunkt weitere 150 mm aus der Mitte verlagert. Das Bauprinzip entspricht einer Knicksäulenmontierung! Der Durchschwenkbereich für die Instrumentierung ist enorm vergrößert, sodaß Zwangsstops beim Meridiandurchgang entfallen!
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TECHNISCHE DATEN:
Bauart:
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STUNDEN- & DEKLINATIONSACHSE:
Stundenachse: 85 mm Hohlachse für
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Material:
Werkzeugstahl
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Kegelrollenlager 130 mm
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Schneckenrad RA: 330 mm,Rotguß, 430 Zähne
Schneckenrad DEC: 244 mm, Rotguß, 315 Zähne
Schnecken:
32 mm präzisionsge-
schliffen, aus spannungsfrei
geglühtem Werkzeugstahl
MOTORE / STEUERUNG:
Motore:
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Max. Positioniergeschwindigkeit: 5 Grad / sec.
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Gegengewichts- 60 mm, rostfreie
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Gegengewichte: Vergütungsstahl, verchromt
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TECHNISCHE DATEN:
Bauart:
Deutsche parallakt. Montierung
STUNDEN- & DEKLINATIONSACHSE:
Achsen:
50 mm Hohlachsen
Material: Werkzeugstahl
Kugellager: Kegelrollenlager
Schneckenrad 172 mm Ergal Hoch-
RA/Dec.: leistungsaluminiumkern mit
Bronzeauflager 215 Zähne
Schnecken: 24 mm, präzisionsgeschliffen
aus spannungsfrei geglühtem
Werkzeugstahl
MOTORE / STEUERUNG:
Motore:
24 V Gleichstrom-Servomotore
Max. Positioniergeschw.: 8 Grad / sec.
GRUNDEIGENSCHAFTEN:
Gewicht: 27 kg ohne Zubehör
Max. Tragkraft: bis 50 kg visuell
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Gegenge- 6 kg-12 kg Vergütungsstahl,
wichte:
verchromt
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6 x 20 8 Grad , mit beleuchtetem Gesichtsfeld
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