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BEITRAG
4 VdS trifft Schweizerische Astronomische Gesellschaft (Melchert Sven)
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0 Neues VdS-Angebot: Die "Starterkits" (Beitrag)
BEITRAG
6 Warum machen wir das? (Braune Werner)
6 Das Himmelsschauspiel "Veränderliche Sterne" (Quester Wolfgang)
9 Visuelle Veränderlichen-Beobachtung mit geringstem Aufwand (Zimmermann Thomas)
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0 Sternbilder des nördlichen Himmels (Beitrag)
BEITRAG
14 Interessantes zu Mirasternen (Vohla Frank)
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0 Das Julianische Datum (Beitrag)
BEITRAG
20 Helligkeiten erkennen, festhalten und auswerten (Braune Werner)
24 Veränderliche fotografieren (Hassforther Bela)
28 Die Veränderung der Veränderung (Walter Frank)
32 Mit CCD-Technik beobachten (Bakan Stephan)
42 Veränderlichenbeobachtung online (Bernhard Klaus)
46 Wir trainieren gern Einsteiger (Flechsig Gerd-Uwe)
47 BAV-Training bei Sternfreunden vor Ort (Diederich H.-G.)
48 Der Cepheid V25 in Holmberg II (Riepe Peter)
50 Das bietet die BAV (Hübscher Joachim)
51 Das typische Einsteiger-Teleskop Journal 31 (Zellhuber Herbert)
54 Die drei Geheimnisse der Andromeda-Galaxie (Diederich H.-G.)
57 Viel dran an M 31 (Diederich H.-G.)
57 NGC 3372, der Nebel um Eta Carinae Teil 1 (Riepe Peter)
64 Der Gahberg-Workshop am 1. und 2. Mai 2009 (Riepe Peter)
67 Die Galaxie Holmberg II (Riepe Peter)
71 Zwei Halophänomene im Eisnebel (Hinz Claudia)
75 Untersuchung von Kugelsternhaufen mit Profilen (Diederich H.-G.)
77 Resonanzen im äußeren Sonnensystem Teil 2 (Jahns Helmut)
81 Visuelles Deep-Sky Beobachtungsprojekt (Schilling Johannes)
84 Die Region um NGC 7769 im Pegasus (Wenzel Klaus, Düskau Wolfgang)
88 Visuelles Deep-Sky Beobachtungsprojekt (Schilling Johannes, Spitzer Daniel)
89 Arp für Anfänger (Spitzer Daniel)
90 Tycho Brahe (Fritz Olaf)
90 Fachgruppe Geschichte der Astronomie Neues J. 31 (Steinicke Wolfgang)
94 Volkssternwarten um 1900 (Mirwald Benjamin)
96 Sonnenstrahlen im Kiselevka-Tal Teil 2 (Haupt Martina, Guhl Konrad, Andersson Sven)
99 Das Spacecamp 2009 (Schubert Viktoria, Heider Sarah)
101 Die Entdeckung des erdnahen Asteroiden 2009 DM45 (Kling Rainer, Schwab Erwin, Zimmer Ute)
103 Die Erdnähe von 1998 FW4 (Melchert Sven)
105 Kosmische Begegnungen Journal 31 (Ries Wolfgang, Hohmann Klaus)
106 Der Komet C/2007 N3 (Lulin) (Pilz Uwe)
112 Das Treffen der Sonnenbeobachter 2009 (Hörenz Martin)
114 Die provisorischen Relativzahlen des SONNE-Netzes 08 (Bulling Andreas)
114 Astronomietag: Rückblick und Ausblick (Guthier Otto)
115 Reiff-Stiftung für Amateurastronomie gegründet (Staude Jakob)
116 Die Backnanger Sternennächte im April 2009 (Huissel Gerd)
117 100 Stunden Astronomie in Jena (Reinert Caroline)
119 Das 3. VdS-Brainstorming 2009 (Celnik Werner E.)
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0 Fachgruppen der VdS tagen in Heppenheim 2009 (Beitrag)
BEITRAG
121 Die Schweizerische Astronomische Gesellschaft SAG (Roth Hans)
122 Das war´n noch Zeiten Journal 31 (Völker Peter)
127 Der Sternhimmel Oktober-November-Dezember 2009 (Melchert Sven, Celnik Werner E.)
130 M wie Messier Journal 31: M 19, M 68, M 69 (Güths Torsten)
133 Besuch beim Herzberger Teleskoptreffen (Tomitsch Mike)
135 Vorschau auf astronomische Veranstaltungen Journal 31 (Celnik Werner E.)
0 Editorial Journal 31 (Guthier Otto)
Textinhalt des Journals 31
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VdS-Journal Nr. 31
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Nach Redaktionsschluss
VdS trifft Schweizerische Astronomische Gesellschaft
von Sven Melchert
Am 16. Juli trafen sich Otto Guthier und Sven Melchert vom VdS-Vorstand mit Dr. Max Hubmann (Präsident der SAG) und Klaus Vonlanthen (Kassier der SAG) in Bern. Das Treffen diente der Kontaktpflege und dem Ausloten möglicher Zusammenarbeit beider Vereinigungen. Konkret vereinbart wurden: - ein Anzeigentausch zwischen dem
VdS-Journal und der SAG-Zeitschrift ,,Orion"; - die wechselseitige Vorstellung der Vereinigungen SAG und VdS in ihren Zeitschriften; lesen Sie dazu auch den Artikel ,,Die Schweizerische Astronomische Gesellschaft" in diesem Journal auf Seite 121; - der gegenseitige Austausch von Probeheften der Zeitschriften für Neumitglieder; - die Aufnahme überregionaler Veranstaltungen in die Veranstaltungskalender von SAG und VdS;
Dr. Max Hubmann , Präsident der SAG (rechts), und VdS-Vorstand Otto Guthier bei ihrem Treffen in Bern.
- ein Gemeinschaftsstand von VdS und SAG auf der ,,Astromesse" in VillingenSchwenningen am 26. September 2009;
- Eindruck des ,,Orion"-Logos auf den VdS-Taschen gegen Kostenbeteiligung der SAG.
Der ,,Orion" ist seit dem von Thomas Baer gestalteten Neuauftritt zu einer sehr lesenswerten Zeitschrift geworden, die auch für Leser in Deutschland von Interesse ist. VdS und SAG prüfen daher, ob die VdS deutsche Abonnements verwalten wird, um Lesern in Deutschland den Bezug des Orion zu vereinfachen. Außerdem bietet sich zwischen beiden Zeitschriften ein Artikeltausch an, so die jeweiligen Autoren damit einverstanden sind. Das Treffen klang mit einer interessanten und unterhaltsamen Stadtführung durch Herrn Hubmann sowie einem gemeinsamen Abendessen aus. Otto Guthier und Sven Melchert möchten sich an dieser Stelle noch einmal für die Gastfreundschaft bedanken - wie besprochen werden wir uns während der ,,Astromesse" im September revanchieren!
Neues VdS-Angebot:
Die ,,Starterkits"
Gerade im Jahr der Astronomie wird man oft von Verwandten, Bekannten oder Nachbarn gefragt: ,,Was brauche ich denn, um Sternbilder zu finden oder die Astronomie zu meinem Hobby zu machen?". Für diese und andere Gelegenheiten bietet die VdS jetzt das passende Material an: die ,,Starterkits".
Das ,,Starterkit 1" ist für alle gedacht, die sich erstmals am Sternenhimmel orientieren möchten. Unter dem Motto ,,Sterne finden leicht gemacht" enthält das Paket ein kleines Buch für die Jackentasche mit ausführlicher Beschreibung des Sternenhimmels und der Sternbilder sowie eine drehbare ,,Sternkarte für Einsteiger". Gratis dazu gibt es eine Ausgabe des VdS-Journals.
Das ,,Starterkit 2" richtet sich an Einsteiger, die die Astronomie als Hobby entdeckt haben. Darin enthalten sind das Buch ,,Astronomie für Einsteiger" und eine klassische Drehbare Sternkarte mit Planetenzeiger. Das zusätzliche VdS-Geschenk hier: die praktische Omegon-Rotlichtlampe. Beide Starterkits sind nett verpackt und eignen sich auch als Geschenk. Sie können bei der VdS-Geschäftsstelle gegen Rechnung bestellt werden (Adresse siehe Seite 23).
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Schwerpunktthema: Veränderlichenbeobachtung
Warum machen wir das?
von Werner Braune
Die VdS-Fachgruppe ,,Veränderliche Sterne/BAV" gibt mit einzelnen Beiträgen aus der BAV-Arbeit einen umfassenden Überblick über das Gesamtgebiet der Veränderlichen Sterne. Jeder Artikel ist für den Leser eine in sich geschlossene Darstellung, bei der die jeweils individuelle Konzeption des Autors erhalten blieb.
Als ,,roter Faden" durch die Beiträge mögen folgende Hinweise dienen. Das Himmelsschauspiel ,,Veränderliche Sterne" ist als allgemeine Aufforderung zur Veränderlichenbeobachtung vorangestellt. Warum wir Veränderliche beobachten, liegt an dem sehr emotionalen Erlebnis
zu sehen, dass ein Stern seine Helligkeit ändert: Der Sternpunkt lebt! Und der Beobachter kann sich Gedanken darüber machen, warum das so ist.
Einzelne Beiträge folgen als anregende Beobachtungseinführung zur Fotometrie mit dem Auge bis zu der mit einer CCDKamera. Im ,,CCD-Beitrag" sind interessante Ausführungen auch zur allgemein gültigen Beobachtungsvorbereitung enthalten. Weitere Artikel erschließen Beobachtungsgebiete und Zusammenhänge der Veränderlichen-Astronomie. Besondere Aktivitäten für Einsteiger sind abschließend geschildert.
Neben allgemein nützlichen Übersichten für Amateure sind speziell hilfreiche Darstellungen zur Veränderlichenbeobachtung eingefügt. Das gilt auch für die Beobachtungsunterstützung durch die BAV. Angaben zur VdS-Fachgruppe Veränderliche Sterne/BAV und zu ihrer Struktur runden die Darstellung ab.
Suchen Sie sich das für Sie speziell passende aus und machen Sie mit. Jeder BAVer in Ihrer Nähe unterstützt Sie gern dabei.
Das Himmelsschauspiel ,,Veränderliche Sterne"
von Wolfgang Quester
Auf der großen Drehbühne, die sich in jeder Nacht um uns schwingt, werden viele Schauspiele aufgeführt. Nicht alle ziehen so viel Aufmerksamkeit auf sich wie Kometen oder helle Planeten. Und nicht alle lassen sich in so schönen Bildern festhalten wie Sternhaufen oder Nebel. Im Gegenteil, sie spielen sich unauffällig ab. Man muss längere Zeit hinschauen, um zu erfassen, was geschieht, und man braucht ein Programmheft und Hilfe, um die Akteure kennen zu lernen und zu verstehen.
Solch ein im Verborgenen ablaufendes Schauspiel ist der Lichtwechsel veränderlicher Sterne. Nur wenige offenbaren sich dem bloßen Auge, und erst im 18. Jh. begann man ernsthaft von ihnen Notiz zu nehmen. So sind sie ein typi-
sches Kind der Moderne: Schwierig für den Zuschauer zu verstehen. Manchmal anscheinend auf den ersten Blick zu erklären, offenbaren sie ihre Geheimnisse doch erst nach langer Zeit und vollem Einsatz.
Die Schauspieler lassen sich ganz grob in drei Typen einteilen: Da sind die Wankelmütigen. Sie blasen sich auf zu imponierender Größe, aber haben nicht die Kraft zum Durchhalten. Sogleich lassen sie Luft ab und müssen Atem schöpfen, um es erneut zu versuchen. Man nennt sie ,,Pulsierende Veränderliche".
Und es gibt Choleriker. Schwache Charaktere, die unbeachtet ihr Dasein in Katalogen fristen bis ihnen eines Tages die Galle überläuft. Dann explodieren sie
förmlich und ziehen urplötzlich die Aufmerksamkeit aller auf sich. Damit ist ihr Zorn aber auch schon verraucht. Schnell fallen sie in ihre Unauffälligkeit zurück. Man nennt sie Katastrophenveränderliche oder, fachgerechter, ,,Kataklysmische Veränderliche".
Schließlich gibt es noch Paare, die sich in fröhlichem Tanz umeinander drehen. In ihrer kreisenden Bewegung dreht sich immer wieder einer vor den anderen. Für kurze Zeit ist nur ein Partner sichtbar und schon schauen wir wieder auf beide. Sie offenbaren mehr über sich als es Einzeldarsteller je können. Man nennt sie ,,Bedeckungsveränderliche Sterne".
1 Mira mit Jet (Quelle: NASA/JPL-
Caltech)
VdS-Journal Nr. 31
Schwerpunktthema: Veränderlichenbeobachtung
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Der Veteran der Veränderlichen: MIRA, der wundersame Stern
Im August 1596 entdeckte ein Pfarrer in Friesland, David Fabricius, einen Stern im Sternbild Walfisch (lateinisch Cetus), den er vorher nie gesehen hatte. Der Stern wurde schwächer und im Oktober war er nicht mehr zu sehen. Erst im Februar 1609 sah er den Stern wieder. Obwohl im Oktober 1631 ein weiterer Beobachter den Stern sichtete, war er praktisch vergessen, bis, wiederum in Friesland, Johann Holwarda ihn 1638 wiederentdeckte und fand, dass er etwa alle elf Monate zu sehen war. Hevel in Danzig beobachtete in den Folgejahren den Stern mehrmals und gab ihm den Namen MIRA, der Wundersame. In Katalogen steht er als omikron Ceti. Davon erfuhr Fabricius leider nichts mehr. Im Jahre 1617 wurde er von einem Bauern erschlagen, den er von der Kanzel herab des Diebstahls einer Gans bezichtigt hatte.
Mira ist Prototyp einer großen Klasse geworden. Diese Sterne gehören zu den beliebtesten Beobachtungsobjekten von Amateurastronomen. Ihre großen Lichtänderungen erleichtern das Feststellen ihrer jeweiligen Helligkeit. Mindestens 2,5 Größenklassen muss die Amplitude betragen, damit sich ein veränderlicher Stern als Mirastern qualifiziert. Das heißt, im Helligkeitsmaximum muss der Stern wenigstens zehnmal stärker leuchten als
im Minimum. Die Perioden liegen zwischen 150 und 1000 Tagen.
Mira selbst ist Komponente eines Doppelsterns und kürzlich hat man einen zwei Lichtjahre langen, nur im UV sichtbaren Jet gefunden, auf der linken Seite befindet sich eine Abbildung.
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Orion (Quelle: AAVSO)
Ein heller, pulsierender Veränderlicher: BETEIGEUZE
Eines der interessantesten Objekte im Sternbild Orion ist sein östlicher Schulterstern Beteigeuze. Das ist ein Roter Überriese mit einer Oberflächentemperatur von ungefähr 3000 Kelvin. Wenn er uns trotz seiner Entfernung von 425 Lichtjahren und relativ geringer Temperatur als einer der hellsten Sterne am Himmel erscheint, dann muss er sehr groß sein. Tatsächlich würde Beteigeuze, an Stelle der Sonne in unser Planetensystem versetzt, über die Jupiterbahn hinausreichen. Er ist so groß, dass es 1996 mit dem Hubble-Space-Teleskop gelang, grobe Details auf seiner Oberfläche abzubilden.
Beteigeuze ist riesig und bringt ungefähr zwanzig Sonnenmassen auf die Waage. Das ist so viel, dass Beteigeuze irgendwann in der Zukunft in einer gewaltigen
Explosion als Supernova aufflammen und damit sein Leben als Stern beenden wird.
Schon 1836 entdeckte John Herschel, dass Beteigeuze veränderlich ist. Er schwankt im visuellen zwischen 0,4 und 1,3 Größenklassen. Das Schätzen seiner Helligkeit ist allerdings nicht ganz einfach. Beteigeuze ist so hell und rot, dass es nur wenig geeignete Vergleichssterne gibt und die stehen recht weit weg. Brauchbar sind Prokyon (V = 0,5 mag; Spektrum F5), Capella (0,1; G1), Aldebaran (1,1; K5) und Pollux (1,2; K0). Versuchen Sie es mal in klaren Winternächten.
3 Die bekannteste und hellste Zwergnova ist SS Cygni.
Hier ist ihre Lichtkurve nach internationalen Beobachtungen (Quelle:s BAV).
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Schwerpunktthema: Veränderlichenbeobachtung
4 Minimum von Algol, beobachtet mit bloßem Auge (Quelle: W. Quester)
Kataklysmische Veränderliche: NOVAE und ZWERGNOVAE
Die Jagd nach Novae ist ein ähnlich zeitaufwändiges Unterfangen, wie der Versuch, einen unbekannten Kometen zu entdecken. Es erfordert viel Geduld, kontinuierlich große Himmelsabschnitte nach Objekten abzusuchen, die vorher nicht da waren.
Da Novae mehrmals ausbrechen können, kann man sich auch darauf verlegen, das Überbleibsel einer Nova geringer Amplitude zu überwachen. Auch das ist aber ein Geduldsspiel.
Von T CrB wurden seit 1866 zwei Ausbrüche beobachtet. Seit mehr als 60 Jahren ist er nicht mehr ausgebrochen. Allerdings ist das Objekt auch in den Ruhephasen veränderlich. Eine geringe Aufhellung könnte Vorzeichen eines kommenden Ausbruchs sein.
Wer bereits nach einigen Wochen Beobachtungsszeit einen Ausbruch erleben möchte, kann sich Zwergnovae ansehen. Wie die ,,richtigen" Novae sind sie Doppelsterne: Ein kühler, roter Stern umläuft einen Weißen Zwerg. Vom roten Stern fließt Gas zum Weißen Zwerg und sammelt sich in einer Scheibe um ihn. In dieser sog. Akkretionsscheibe spielt sich der Ausbruch ab. Die Amplituden liegen meist unter 5 mag, d. h. der Stern wird knapp 100-mal heller als im Ruhezustand.
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Ein heller Bedeckungsveränderlicher: ALGOL (ß Per)
Seit 1669 ist bekannt, dass die Helligkeit von Algol gelegentlich von der 2. auf die 3. Größe fällt. Aber erst 1783 erkannte der 18-jährige taubstumme Engländer John Goodricke, dass die Lichtschwächungen alle zwei Tage und 22 Stunden eintreten. Er gab auch gleich eine Erklärung des Phänomens: Um Algol bewegt sich ein anderer Körper, der sich immer wieder zwischen Algol und die Beobachter auf der Erde schiebt. Damit wurde Algol zum Prototyp der bedeckungsveränderlichen Sterne.
Algol steht sehr günstig für Beobachter auf der nördlichen Halbkugel. Seine Abendsichtbarkeit reicht von Oktober bis April. Die große Schwankung von 1,3 Größenklassen ist mit bloßem Auge auffällig und erleichtert das Schätzen der Helligkeit. Die fällt etwa fünf Stunden lang, um dann wieder auf den Ursprungswert anzusteigen. Nach einer halben Periode nimmt die Helligkeit des Systems um nur 0,1 Größenklassen ab. Das ist allerdings von visuell schätzenden Beobachtern nicht erkennbar.
Seit über 200 Jahren wird Algol beobachtet, und er gibt immer noch Rätsel auf. Immer wieder wichen die beobachteten Zeiten der Minima von den vorherberechneten ab. Heute glaubt man, dass das System aus drei Sternen aufgebaut ist. Nach Hipparcos-Messungen ist Algol 93
Lichtjahre entfernt. Es ist reizvoll, innerhalb einer Nacht die Helligkeitsänderung zu erleben, und nicht einmal ein Fernglas ist dazu nötig. Es reicht, zweieinhalb Stunden vor dem vorhergesagten Zeitpunkt des Minimums zu beginnen und ebenso lange danach aufzuhören. Etwa alle 20 Minuten sollte man schätzen.
Die Herausforderung: Transits von Exoplaneten
Seit etwa 15 Jahren kennt man Planeten um fremde Sterne. Bei wenigen schiebt sich bei jedem Umlauf der Planet vor den Stern. Ähnlich der Bedeckung bei Algol führt solch ein ,,Transit" zu einer sehr kleinen Lichtschwächung des Sterns. Erfahrene Amateure können sie messen und daraus das Größenverhältnis zwischen Planet und Stern bestimmen.
5 Quelle: San Francisco State
University, L. Cook
Schwerpunktthema: Veränderlichenbeobachtung
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Bei Interesse für Veränderliche Sterne beantworten wir gerne Ihre Fragen und liefern Ihnen Arbeitsmittel für die Beobachtung, zum Beispiel die gerade neu erschienene BAV-Einführung in die Beobachtung Veränderlicher Sterne. Jährlich erscheint ein ,,Schauspielführer" - das
,,BAV Circular". Es enthält Daten und Vorhersagen für Erscheinungen von über 300 Veränderlichen und im September jeden Jahres findet auf der VdS-Sternwarte in Kirchheim nahe Erfurt eine Urlaubswoche mit Einführung in die Beobachtung der Veränderlichen statt.
Schreiben Sie uns oder besuchen Sie die BAV im Internet:
BAV Munsterdamm 90 12169 Berlin www.bav-astro.de
Wissenschaft mit dem Auge: Visuelle Veränderlichen-Beobachtung mit geringstem Aufwand
von Thomas Zimmermann
Die Astronomie bietet viele interessante Betätigungsfelder für Amateure. Und manchmal entdeckt man sogar Neues, von dem man bislang noch nichts gehört hat.
So erging es mir vor einigen Jahren, als ich aus beruflichen Gründen umzog. Bis dahin hatte ich mit meinem 8"-Newton visuell Deep-Sky-Objekte beobachtet und teilweise auch gezeichnet. Bei einem Himmel, der Sterne bis 6 mag mit dem bloßem Auge erkennen ließ, war das wirklich ein Genuss. Eine schwache Galaxie zu finden und dann nach intensivem Beobachten sogar mit indirektem Sehen Strukturen zu erkennen - einfach toll.
Aber dann verschlug es mich an den nördlichen Rand des Ruhrgebietes und Schluss war es mit dem dunklen Himmel - zumindest in nächster Nähe. Damit teile ich das Schicksal vieler Sternfreunde, denn die meisten werden eben nicht den perfekten Himmel direkt am Wohnort haben. Natürlich kann man zum Beobachten an dunkle Orte fahren. Aber besonders während der Woche fehlt die Zeit dafür. Auch der Aufwand dafür ist nicht zu unterschätzen.
Beim Stöbern im Internet bin ich dann auf die variablen Sterne, auch Veränderliche genannt, gestoßen. Das sind Sterne, die ihre Helligkeit im Laufe der Zeit mehr oder weniger stark ändern. Für jemanden, der sich an schwachen Nebeln und Galaxien erfreut, hört sich das erst mal nicht besonders spannend oder interessant an. Sterne waren für mich zu jener Zeit lediglich Aufsuchhilfen für Messier- oder NGC-Objekte beim Starhopping. Da wird
also ein Lichtpunkt im Okularanblick etwas heller oder dunkler? Na und?
Aber irgendetwas musste ja dran sein. Denn die Begeisterung, mit der in Foren über einzelne Sterne diskutiert wurde, war wirklich erstaunlich. Da wurde von Eruptiven, Zwergnovae, Roten Riesen, RR-Lyrae-Sternen und ähnlichen Dingen geschrieben, mit denen ich mich bis dahin nicht beschäftigt hatte. Und während es beim Deep-Sky um Teleskopöffnung und noch mehr Öffnung, Transmission von Okularen und besten Himmel geht, fand ich auf den Webseiten der Veränderlichen-Beobachter 4"-Teleskope auf Balkonen mitten in der Stadt. Es wurde sogar von Beobachtungen mit Fernglas und dem bloßen Auge (!) berichtet. Das war etwas völlig Neues für mich! So hatte ich ernsthafte Astronomie bis dahin noch nicht gesehen. Und ernsthaft schien die Beschäftigung mit den Veränderlichen zu sein, das zeigte die Qualität der Artikel. Ja, es wurde sogar von der Zusammenarbeit zwischen Amateur- und Profi-Astronomen geschrieben.
Die Möglichkeit, mich weiter mit der Astronomie, auch vom meinem Balkon aus, zu beschäftigen, fand ich faszinierend. Außerdem war es scheinbar nicht erforderlich, gleich eine neue Ausrüstung (CCD, ...) zu kaufen. Ich entschloss mich also, mir die Veränderlichen mal genauer anzuschauen.
Im Internet gibt es viele Informationen über veränderliche Sterne. Aber allein die Bezeichnung der Veränderlichen und ihre Klassifikation können schon etwas verwirrend sein. Und nicht alle Quellen sind für Anfänger geeignet. Für mich
taten sich jedenfalls Fragen über Fragen auf. Auf einzelne fand ich Antworten im Internet und in Büchern. Aber nicht so umfassend, wie ich es mir wünschte.
Also versuchte ich es bei der BAV. Auf ihrer Webseite fand ich hilfreiche Informationen. Aber vor allem auch konkrete Ansprechpartner und ein Forum, in dem meine Fragen kompetent und umfassend beantwortet wurden. Und so langsam wurde mir manches klarer. Mittlerweile habe ich mich intensiver mit den Veränderlichen beschäftigt und meine Beobachtungstechnik wird immer besser. Trotzdem - oder gerade deswegen - ist der Austausch mit anderen BAVMitgliedern für mich wichtiger und interessanter denn je.
Die amerikanische Motivation Unter all den vielen Informationen meiner anfänglichen Suche fand ich bei der amerikanischen Organisation der Veränderlichen-Beobachter AAVSO eine einführende Präsentation [1], die mich wirklich neugierig gemacht hat. Ich finde die amerikanische Art zu präsentieren erfrischend direkt und überzeugend, daher unbedingt ansehen. Da ich so begeistert davon war - und immer noch bin -, möchte ich sie hier in Auszügen beschreiben und die Kernaussagen darstellen. Es ist im Original eine Powerpoint-Präsentation, die sich naturgemäß in einem Artikel schlecht wiedergeben lässt. Ich habe die Präsentation inzwischen übersetzt und hoffe, dass sie bereits auf der AAVSO-Seite in Deutsch verfügbar ist. Ich werde hier nicht auf Details (Typen von Veränderlichen, Fachbegriffe, Nomenklatur, etc.) eingehen, das wäre zu
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Schwerpunktthema: Veränderlichenbeobachtung
umfangreich und man kann sie auch an anderer Stelle nachlesen. Mir geht es in diesem Artikel darum, die Möglichkeiten aufzuzeigen, wie man mit wenig Aufwand interessante Astronomie betreiben kann.
Alles dreht sich darum, eine wertvolle Messung zu machen, nämlich die Sternhelligkeit zu bestimmen. Die Präsentation zeigt, wie man das auch mit wenig Ausrüstung machen kann. Dieser Aspekt ist mir besonders wichtig, da ich, wie die meisten, nur über ein begrenztes Budget verfüge. Die Aussicht, Veränderliche auch ohne CCD-Kamera, einfach rein visuell beobachten zu können, war für mich von Anfang an sehr verlockend.
Jede Beobachtung ist wichtig Aber warum sollte meine Messung wertvoll oder gar wichtig für die Wissenschaft sein?
Nun, das ist ganz einfach: Um ihre Theorien überprüfen zu können, brauchen Wissenschaftler Daten. Und alles, was wir an Informationen von den Sternen bekommen, bekommen wir durch ihr Licht. Neben dem Spektrum ist die Intensität des Lichts die wesentliche Größe, die uns etwas über sie verrät. Veränderlichen-Beobachter messen (photometrieren) - oder schätzen, wir kommen dazu - die Helligkeit eines Sterns. Vielleicht nur einmal, vielleicht über längere Zeit. Aber jede Messung ist hilfreich, allein dadurch, dass es durch sie einen weiteren Messwert gibt. Es ist ein wenig wie bei den neuen Internet-Projekten Wikipedia oder OpenStreet-Map. Auch dabei bringen sich viele mit Einzelleistungen ein, um gemeinsam etwas Großes zu schaffen. Die Veränderlichen-Beobachter machen so etwas schon seit Jahrzehnten und viele Erkenntnisse der Astronomie hätten ohne die genaue Beobachtung der Sterne gar nicht gewonnen werden können. Die Entfernungsbestimmung mittels Cepheiden-Perioden ist eine dieser Erkenntnisse. Aus der Periode des Helligkeitsverlaufs eines Cepheiden-Sterns kann auf seine absolute Leuchtkraft und damit auf seine Entfernung geschlossen werden. Aus der Helligkeitsschwankung lässt sich also die Entfernung berechnen! Und viele Cepheiden lassen sich mit dem Auge oder einem einfachen Fernglas beobachten.
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Das Auge als Messinstrument Wie kann man aber die Helligkeit eines Sterns messen, obwohl man kein Photometer hat?
Die meisten von uns haben sogar zwei - ihre Augen. Durch Interpolation von Helligkeiten von Vergleichssternen kann man mit den Augen die Helligkeit von Veränderlichen schätzen. Interpolation ist nichts anderes, als einen Wert zwischen zwei anderen, bekannten Werten zu schätzen - und wir interpolieren ständig. Z. B. schätzen wir, dass der Tank im Auto noch zu einem Achtel gefüllt ist, wenn sich die Tanknadel zwischen Leer und 1/4 befindet. Und genau so vergleichen wir die Helligkeit eines Sterns mit zwei Vergleichssternen, einem helleren und einem dunkleren. Wenn der dunklere 6 mag hat und der hellere 5 mag, dann muss der Veränderliche ja wohl irgendwas bei 5,5 mag haben, oder? Das war's schon! So einfach es auch aussieht, eine solche Interpolation ist die Grundlage der visuellen Veränderlichen-Beobachtung.
Damit nun aber nicht jeder verschiedene Vergleichssterne benutzt und vielleicht auch noch von anderen Helligkeiten ausgeht (Sternkataloge zeigen teilweise unterschiedliche Werte!), gibt es von der AAVSO Sternkarten für Veränderliche, in denen Vergleichssterne und deren Helligkeiten schon eingezeichnet sind. In der Präsentation wird die Benutzung am Beispiel des Sterns ,,W Cyg" beschrieben (zur Bezeichnung der Veränderlichen siehe BAV-Internetseite). Wie bei anderen Sternkarten auch, sind Sterne umso größer dargestellt je heller sie sind. Der Veränderliche inmitten der Vergleichsterne ist markiert und hat keine Helligkeitsangabe - die soll man ja gerade selbst bestimmen. Man muss dazu einfach nur einen Vergleichsstern finden, der etwas dunkler ist und einen, der etwas heller ist als der Veränderliche. Je geringer die Helligkeitsdifferenz, umso genauer wird natürlich die Interpolation (Schätzung). Ob man sich bei der Aufsuche des Sterns des Starhoppings oder eines Goto-Teleskops bedient, spielt keine Rolle. Hauptsache, man identifiziert die Sterne genau und dokumentiert die Schätzung im Beobachtungsbuch. Das Beobachtungsbuch ist übrigens ein
wesentliches Arbeitsmittel des Veränderlichen-Beobachters. Erst die Dokumentation jeder einzelnen Beobachtung ermöglicht die spätere Auswertung. Schließlich kann sich keiner an die Schätzungen erinnern, die er im letzten Sommer gemacht hat.
Die Frage der Genauigkeit Die häufigste Frage an dieser Stelle ist: Ist das nicht zu ungenau? Wie kann ich einen Messwert ermitteln, indem ich eine visuelle Schätzung mache?
Die Antwort ist einfach: Natürlich ist jede Schätzung fehlerbehaftet. Aber auch jedes Messinstrument hat einen Fehler in der Messung. Normalerweise ist dieser Fehler zwar kleiner als der der Schätzung, aber es gibt ihn dennoch. Und mit etwas Übung erreichen visuelle Beobachter mit dieser Vergleichsmethode eine Genauigkeit von ca. 0,1 mag, manche sogar 0,07 mag!
Ein visueller Beobachter sollte sich nicht mit Sternen beschäftigen, die eine Helligkeitsamplitude von weniger als 1 mag haben. Diese Sterne bleiben den CCD-Beobachtern vorbehalten. Aber es gibt genügend Sterne (Allein der GCVS-Katalog enthält über 36.000 und das ist nicht der einzige Katalog) und viele lassen sich mit üblichen Teleskopen visuell beobachten. Viele langperiodische Veränderliche variieren um acht oder mehr Magnituden! Visuell beobachtbare Veränderliche gibt es also genug - da ist für jeden Geschmack etwas dabei.
Die Lichtkurve als Informationsquelle Ein einzelner Messpunkt ist allerdings nur wenig aussagekräftig. Erst die mehrfache Beobachtung erschließt die eigentliche Information über den Stern. Zeichnet man die Einzelbeobachtungen in ein Diagramm ein, bei dem auf der horizontalen Achse die Zeit und auf der vertikalen die Helligkeit in Magnituden aufgetragen ist, ergibt sich der Helligkeitsverlauf des Sterns im Laufe der Zeit. Ein solches Diagramm wird Lichtkurve genannt. Als Beispiel zeigt Abb. 1 den Helligkeitsverlauf von SW And innerhalb von 5 Stunden (10,7 mag - 9,3 mag). Wie man an meiner handschriftlichen Auswertung sieht, wird noch nicht einmal aufwändige Technik benötigt.
Schwerpunktthema: Veränderlichenbeobachtung
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kommen regelmäßige Verläufe; aber auch vollkommen unvorhersehbar erratische Sprünge und bei den so genannten Unregelmäßigen ist nichts vorhersagbar. Super-Novae und Novae gehören übrigens auch zu den Veränderlichen. Und von deren Helligkeitsvariationen hat wahrscheinlich schon jeder einmal gehört.
1 Lichtkurve von SW And. Bestimmung des Maximumzeitpunktes
Wenn man aber nur eine Schätzung gemacht hat, ist sie dann wertlos? Nein, sie ist schließlich immer noch ein Messwert. Man kann seine Schätzungen an die BAV oder AAVSO einschicken. Dort werden die Einzelwerte vieler Beobachter in Datenbanken gesammelt. Alle zusammen ergeben dann Lichtkurven, die ohne die Vielzahl der Beobachter gar nicht möglich wären.
Man kann natürlich auch einen Stern beobachten und eine Lichtkurve nur aus eigenen Daten erstellen. Auch das hat seinen Reiz, obwohl man damit rechnen muss, dass sie viel größere Lücken aufweist, als eine Gemeinschaftslichtkurve vieler Beobachter. Aber es ist eben ,,etwas Eigenes".
Sternentwicklung ändern. Wegen dieser Änderung ist die Ermittlung der Periode so wichtig. Abweichungen vom vorausgesagten Extremwert-Zeitpunkt (Ephemeriden) geben Hinweise auf sich verändernde Periodendauern. Die Veränderung wird in so genannten (B-R)-Diagrammen (B-R = Beobachtung - Rechnung) dargestellt. Ein Beispiel für den Stern TT Cnc zeigt Abb. 2. Darin lässt sich ablesen, dass sich über einen Zeitraum von fast 100 Jahren die Periodenlänge um fast zehn Stunden änderte. Dies wurde allerdings erst unter Einbeziehung historischer Daten klar. Interessant ist auch die Form der (B-R)Kurve. Es gibt fast sinusförmige, voll-
Neben Sternen, die sich aufgrund innerer Prozesse verändern und deswegen ihre Helligkeit ändern, gibt es auch so genannte Bedeckungsveränderliche, bei denen sich zwei oder mehrere Sterne unterschiedlicher Helligkeit umkreisen. Wenn sie sich, wie bei einer Sonnenfinsternis, gegenseitig bedecken, ändert sich die scheinbare Helligkeit - obwohl wir mit Teleskopen die Einzelsterne gar nicht auflösen können. Aus der Form der entsprechenden Lichtkurve lassen sich Rückschlüsse auf die Art des Doppelsternsystems und das Massenverhältnis der Einzelsterne ziehen. Schöne Darstellungen hierzu gibt es auf der BAV-Seite.
As you like it All dies mag sich für einen Neuling nach sehr viel, vielleicht zu viel, Theorie anhören. Das Schöne ist nur, dass man die Veränderlichen mit genau so viel Theorie beobachten kann, wie man möchte.
Während einer ein Datensammler ist und möglichst viele Schätzungen einschicken möchte, ohne sich mit den Sternen en Detail abzugeben, beschäftigt sich ein anderer intensiv mit nur einer Handvoll
Wieso läuft bei der VeränderlichenBeobachtung eigentlich immer alles auf die Lichtkurven hinaus? Da sich die Sterne im Laufe der Zeit verändern und die Lichtkurven genau dies darstellen, enthalten sie viele Informationen über den Stern. Da ist zunächst einmal die Periode. Das ist die Zeitdauer mit der sich das Verhalten (Auf- und Absteigen der Helligkeit) wiederholt. Hier gibt es eine sehr große Spanne: Von Mira-Sternen, deren Periode ca. 1 Jahr beträgt, bis hin zu DeltaScuti-Sternen, die innerhalb weniger Stunden wieder den gleichen Helligkeitsverlauf zeigen. Die Periodendauer ist nicht immer konstant, sondern kann sich im Laufe der
2 (B-R)-Diagramm von TT Cnc, aus [2]
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Schwerpunktthema: Veränderlichenbeobachtung
Sternen eines bestimmten Typs und versucht so viel über ihr Verhalten zu erfahren, wie nur möglich. Beide sind Veränderlichen-Beobachter und haben Spaß!
Und genauso wie der Theorieanteil variabel ist, kann man mit wenig oder viel Technik arbeiten. Denn die Sterne lassen sich mit einem Fernglas vom Balkon aus beobachten; oder mit einer vollautomatischen Robotersternwarte im Garten. Es gibt sogar Sternfreunde, die die Datenbanken von Satellitenprogrammen analysieren und darin neue (!) Veränderliche finden und deren Eigenschaften bestimmen ohne dabei frierend nachts durch ein Teleskop geblickt zu haben (siehe Beitrag ,,Wem es draußen zu kalt ist" von K. Bernard). Wie in vielen anderen Bereichen der Astronomie kann sich auch bei den Veränderlichen jeder auf den Aspekt konzentrieren, der ihm am meisten Spaß macht.
Natürlich ist eine einzelne Schätzung nicht wirklich spektakulär - außer wahrscheinlich die erste. Aber wenn man dann im Internet sieht, dass dieser einzelne Wert eine große Lücke in einer Gemeinschaftslichtkurve schließt, ist das schon etwas ganz anderes. Und es gibt noch viele Lücken! Wenn man sich mit den nicht ganz so populären Sternen beschäftigt, ist man oft der einzige auf diesem Planeten, der sich einen bestimmten Stern genauer anschaut. Selbst eine einfache Schätzung kann dann schon eine weitere Lücke im Wissen der Menschheit füllen. Denn es gibt noch jede Menge Veränderliche, deren Typ oder Periode überhaupt noch nicht bekannt ist! Es ist nämlich gar nicht alles so erforscht, wie man oftmals meint.
Literaturhinweise: [1] Variable Star Telescope Simulator:
www.aavso.org/aavso/about/ powerpoint.shtml [2] ,,Der Blazhko-Effekt von TT Cancri und ein Vergleich mit dem gleichen Phänomen bei UX Trianguli", Herbert Achterberg, BAV Rundbrief, 3/2008
VdS-Journal Nr. 31
Sternbilder des nördlichen Himmels mit ihren Abkürzungen
Lateinische Bezeichnung
Name
Genitiv
Andromeda
Andromedae
Aquarius
Aquarii
Aquila
Aquilae
Aries
Arietis
Auriga
Aurigae
Bootes
Bootis
Camelopardalis
Camelopardalis
Cancer
Cancri
Canes Venatici
Canum Venaticorum
Canis Major
Canis Majoris
Canis Minor
Canis Minoris
Capricornus
Capricorni
Cassiopeia
Cassiopeiae
Cepheus
Cephei
Cetus
Ceti
Coma Berenices Comae Berenices
Corona Borealis Coronae Borealis
Corvus
Corvi
Crater
Crateris
Cygnus
Cygni
Delphinus
Delphini
Draco
Draconis
Equuleus
Equulei
Eridanus
Eridani
Gemini
Geminorum
Hercules
Herculis
Hydra
Hydrae
Lacerta
Lacertae
Leo
Leonis
Leo Minor
Leonis Minoris
Lepus
Leporis
Libra
Librae
Lynx
Lyncis
Lyra
Lyrae
Monoceros
Monocerotis
Ophiuchus
Ophiuchi
Orion
Orionis
Pegasus
Pegasi
Perseus
Persei
Pisces
Piscium
Sagitta
Sagittae
Sagittarius
Sagittarii
Scorpius
Scorpii
Serpens
Serpentis
Taurus
Tauri
Triangulum
Trianguli
Ursa Major
Ursae Majoris
Ursa Minor
Ursae Minoris
Virgo
Virginis
Vulpecula
Vulpeculae
Abkürzung And Aqr Aql Ari Aur Boo Cam Cnc CVn CMa CMi Cap Cas Cep Cet Com CrB Crv Crt Cyg Del Dra Equ Eri Gem Her Hya Lac Leo LMi Lep Lib Lyn Lyr Mon Oph Ori Peg Per Psc Sge Sgr Sco Ser Tau Tri UMa UMi Vir Vul
Deutsche Bezeichnung Andromeda Wassermann Adler Widder Fuhrmann Bärenhüter Giraffe Krebs Jagdhunde Großer Hund Kleiner Hund Steinbock Kassiopeia Kepheus Walfisch Haar der Berenike Nördliche Krone Rabe Becher Schwan Delfin Drache Füllen Eridanus Zwillinge Herkules Wasserschlange Eidechse Löwe Kleiner Löwe Hase Waage Luchs Leier Einhorn Schlangenträger Orion Pegasus Perseus Fische Pfeil Schütze Skorpion Schlange Stier Dreieck Großer Bär Kleiner Bär Jungfrau Füchschen
Diese Übersicht unterstützt den an deutsche Bezeichnungen gewöhnten Sternfreund bei einer Umstellung auf die lateinischen Bezeichnungen mit den international üblichen Abkürzungen. Eine sehr übersichtliche Sternkarte der Sternbilder des nördlichen Himmels mit den griechischen Buchstaben für alle hellen Sterne und mit den gebräuchlichen Abkürzungen für die Sternbilder gibt es als BAV-Blätter Nr. 5.
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Schwerpunktthema: Veränderlichenbeobachtung
Der Lichtwechsel ist oft anders als man erwartet - Interessantes zu Mirasternen
von Frank Vohla
Mirasterne sind Pulsationsveränderliche mit großen Amplituden. Mira (Omicron Ceti) selbst schwankt zwischen 2,0 und 10,1 mag. Ihre Perioden liegen üblicherweise zwischen 150 und 450 Tagen, wobei auch etwas weniger als 100 Tage und bis zu mehr als 1000 Tage vorkommen können. Die enormen Helligkeitsschwankungen hängen mit der Temperatur zusammen. Wenn diese sehr alten Roten Riesen sich ausdehnen, sinkt die Temperatur und damit ihre Helligkeit. Zusätzlich bildet sich Titandioxid. Es gibt Sonnencremes, deren Wirkung auf Titanoxid basiert. Diese sehen silbrig-weiß aus und reflektieren die gefährliche UV-Strahlung und Licht. Beim Mirastern reflektiert das Titanoxid Licht nach innen und hindert es, den Stern zu verlassen. Ist der Stern im Maximum etwas heißer, werden die Moleküle wieder gespalten und das Licht kann besser nach außen dringen. Mira wird seit dem späten 16. Jahrhun-
dert beobachtet. Vorher kannte man nur ,,Einwegveränderliche", wie Supernovae. Bis heute wurden nur ca. 5800 Mirasterne entdeckt. Das liegt auch daran, dass dieses Entwicklungsstadium am Ende des asymptotischen Riesenasts nicht lange andauert. In den 1980ern bis Mitte der 1990er Jahre erlangten die Mirasterne zusammen mit den Halbregelmäßigen große Popularität international und auch in der BAV. Der immer noch geltende Grund ist ein hoher Komfort bei der visuellen Beobachtung: Die große Amplitude ist visuell leicht wahrzunehmen. Die notwendigen Einzelbeobachtungen je Nacht sind daher schnell erledigt. Stundenlange, ermüdende Einsätze bei Kälte unnötig. Die Helligkeiten werden meist direkt in Zehntelgrößenklassen geschätzt. Auf den Umgebungskarten sind diese meist schon passend in dieser Einheit angegeben. Ein Umrechnen von Argelander-Stufen in
Größenklassen entfällt. Zudem sind Mirasterne robust gegen Störungen durch das Wetter. Eine Woche Bewölkung ist von wenigen Sonderfällen - wie z.B. bei den raschen Helligkeitsanstiegen von T UMa - abgesehen, keine Katastrophe. Weitere Beobachtungen widerspiegeln den Helligkeitsverlauf ausreichend genau. Ist der Stern lichtschwach, kann man ihn mit hoher Vergrößerung im gleichen Fernrohr dennoch schätzen und drückt so einiges an Lichtverschmutzung weg. Ab Mitte der 1990er Jahre änderte sich jedoch die Situation: CCD-Kameras wurden für viele Amateure erschwinglich. Die Software zur Auswertung und für die Fernrohrsteuerung wurde besser. Seither hat sich ein Fehlurteil verbreitet: Nun ist es nicht mehr nötig, selbst zu beobachten. Fernrohr, Kamera und Rechner arbeiten selbständig. Freizeitastronomin und Freizeitastronom können die Nacht
1 Langzeitlichtkurve von S UMa aus BAV-Beobachtungen
VdS-Journal Nr. 31
Schwerpunktthema: Veränderlichenbeobachtung
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anderweitig nutzen und finden morgens bereits eine fertige Lichtkurve vor. Diesen Komfort bedienen kurzperiodische Sterne aber besser, zumal bei diesen Sternen visuelle Beobachtungen kaum noch akzeptiert wurden. Diese falsche Einschätzung der visuellen Beobachtung schlug auch auf Veränderliche durch, die visuell sehr gut, aber in ihrem Helligkeitsablauf über mehrere Tage eben nur sehr umständlich mit einer CCD-Kamera zu erfassen sind. Das sind neben den Mirasternen auch Eruptive. Dazu gibt es daher kaum Beobachtungen. Daraus ergibt sich die Herausforderung für die Fotometrie von Mirasternen allein mit dem Auge und die Motivierung von Menschen, die visuell beobachten, aber bisher noch kein Interesse an Veränderlichen hatten. Die Beobachtung von Mirasternen ist wegen der großen Amplituden und den langen Perioden recht einfach. Es gibt auch Amateure, die sich der Herausforderung stellen, Mirasterne mit der CCD-Kamera zu beobachten. Auf der visuellen Seite wurden durch das Dobson-Teleskop und das Aufkommen der CCD-Kameras große Öffnungen erschwinglich. Die Stärken dieser Instrumente sind viel Öffnung für wenig Geld und damit verbunden ein hoher sinnlicher Beobachtungsgenuss. Zwei Spiegel und ein paar Okularlinsen bilden die kosmische Realität ab, ohne dass Misstrauen in Verfremdungen entstehen kann. Der Dobson ist auch ideal zur Beobachtung von Mirasternen.
Wie regelmäßig sind Mirasterne? Mirasterne gehören zu den periodischen Sternen. Ihre Perioden werden im General Catalogue der Veränderlichen Sterne (GCVS) mit zweistelligem Tagesbruchteil angegeben. Das klingt nach der Genauigkeit eines Uhrwerks. Bei einem Teil der Sterne verläuft der Lichtwechsel im Laufe der Epochen (Epoche = Periodendauer) über Jahrzehnte konstant. Für den Einstieg sind solche Objekte vorteilhaft. Ein solcher Stern ist S UMa. Er ist zirkumpolar und durch seine Nähe bei Megrez (Delta UMa) leicht und schnell aufzufinden. So ist aus BAV-Beobachtungen eine Langzeitlichtkurve entstanden (Abb. 1).
Im Zeitraum von 60 Jahren traten bis auf eine geringfügige Verkürzung keine großen Periodenänderungen auf. Trotz des kleinen Maßstabes sind Lichtkurvenvari-
2 (B-R)-Verlauf von R And
3 (B-R)-Verlauf von R Aql
ationen im Maximumsbereich erkennbar. Sterne, die Periode und Lichtkurvenform genau einhalten, sind jedoch auf Dauer langweilig. Spannender sind da Mirasterne, bei denen Periode und Lichtkurve auffällige Variationen aufweisen. Hier ist es schwierig, den richtigen Zeitpunkt für den Beobachtungsbeginn zu finden, wenn das Fernrohr für Beobachtungen bereits im Minimum zu klein ist. Hilfreich sind Prognosen, wie z. B. im BAV-
Circular. Diese werden mit ,,instantanen" Elementen gerechnet. Das sind mit aktuellen Beobachtungen abgeglichene, zeitweilige Elemente. Sie sind allerdings auch mit Vorsicht zu genießen, weil plötzliche Periodenänderungen vorkommen. Auch sind die Trends in den (B-R)Kurven nicht immer sicher erkennbar. Im Folgenden sollen ausgewählte Fälle die Vielfalt der Periodenänderungen darstellen. Die Maximazeitpunkte entstam-
VdS-Journal Nr. 31
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Schwerpunktthema: Veränderlichenbeobachtung
men der Datenbank der BAV. Lichtkurven wurden mit dem Lichtkurvengenerator der BAV online erstellt. Die (B-R)-Werte wurden mit GCVS-Elementen berechnet und sind in Tagen angegeben. (B-R) bedeutet Beobachtung minus Rechnung. Ist der Wert positiv, wurde das Maximum später beobachtet als berechnet. Eine ansteigende Kurve bedeutet, dass mit einer zu kurzen Periode gerechnet worden ist. Die Werte auf der X-Achse sind Epochen (Periodenabläufe). Die Kurven enden im Jahr 2006.
R Andromedae kehrte nach einer Periodenverkürzung zur alten Periode zurück, die er seit ca. 20 Epochen einhält. Allerdings kommen die Maxima regelmäßig 50 Tage zu spät. Wer nur Beobachtungen aus den letzten 25 Jahren ausgewertet hat, wird sich wundern, dass die GCVS-Periode stimmt, die Maxima aber fast zwei Monate zu spät eintreten. R Aquilae gehört zu den hellsten Mirasternen. Vor Jahrzehnten war die beobachtete Periode deutlich länger als die des GCVS. Die (B-R)-Werte wuchsen so
stark an, dass die Kurve einen scheinbaren Phasensprung bekam. Es wurde mit einer zu kurzen Periode gerechnet. Die beobachteten Maxima verspäteten sich immer mehr und näherten sich allmählich dem folgenden berechneten Maximum. Schließlich wurde die Mitte zwischen den beiden berechneten Maxima erreicht. Danach entsteht der Eindruck, als kämen die beobachteten Maxima zu zeitig. Vor ca. 30 Jahren kehrte sich der Trend um. Die Periode verkürzte sich. Der scheinbare Phasensprung erfolgte kürz-
Das Julianische Datum
Für die Beobachtung veränderlicher Sterne ist ein System fortlaufender Tageszählung in Gebrauch, das Julianische Datum. Joseph Justus Scaliger schlug 1581 vor, die Tage von einem vorgeschichtlichen Datum (dem 1. Januar 4713 v. Chr., der die Ordnungszahl null erhielt) fortlaufend zu zählen. Dieses Julianische Datum ,,JD" = ,,Julianus dies" wurde von Scaliger zu Ehren seines Vaters Julius so benannt.
Am 1. Mai 2009 nachmittags waren mit einem JD von 2453953 entsprechend viele Tage vergangen. Dieses System bietet den wesentlichen Vorteil, Zeitintervalle berechnen zu können, ohne ungleiche Jahres- und Monatslängen berücksichtigen zu müssen wie sie der bürgerliche Kalender vorgibt.
Bei der Julianischen Tageszählung beginnt der Tag am mittleren Mittag des Nullmeridians, also um 12h UT = 13h MEZ. Das Julianische Datum wechselt daher in Europa um Mitternacht nicht. Die Stunden, Minuten und Sekunden werden beim JD in Dezimalteilen des Tages mit vier Nachkommastellen ausgedrückt. Bei sämtlichen Beobachtungsergebnissen, ob Einzelschätzungen oder bei Zeiten für Maxima bzw. Minima ist eine Zeitangabe in JD mit Tagesbruchteilen nötig.
Die beiden nachfolgenden Tabellen enthalten das JD für 2009, jeweils für den Nullten des Monats um 12 Uhr Weltzeit und die Umwandlung von Julianischen Tagesbruchteilen in MEZ.
Julianisches Datum 2009
Jan Feb
Mrz
Apl
Mai
Jun
Jul
Aug Spt
Okt
Nov Dez
2453 000 + 832 863
891
922
952
983
2454 000 +
013
044
075
105
136
166
jeweils für den Nullten des Monats um 12 Uhr Weltzeit
Umwandlung von Julianischen Tagesbruchteilen in MEZ
JD
.00d .10d
.20d
.30d
.40d
.50d
.60d
.70d
.80d
.90d
.00d
13 00 15 24 17 48 20 12 22 36 01 00 03 24 05 48 08 12 10 36
.01
13 14 15 38 18 02 20 26 22 50 01 14 03 38 06 02 08 26 10 50
.02
13 29 15 53 18 17 20 41 23 05 01 29 03 53 06 17 08 41 11 05
.03
13 43 16 07 18 31 20 55 23 19 01 43 04 07 06 31 08 55 11 19
.04
13 58 16 22 18 46 21 10 23 34 01 58 04 22 06 46 09 10 11 34
.05
14 12 16 36 19 00 21 24 23 48 02 12 04 36 07 00 09 24 11 48
.06
14 26 16 50 19 14 21 38 00 02 02 26 04 50 07 14 09 38 12 02
.07
14 41 17 05 19 29 21 53 00 17 02 41 05 05 07 29 09 53 12 17
.08
14 55 17 19 19 43 22 07 00 31 02 55 05 19 07 43 10 07 12 31
.09
15 10 17 34 19 58 22 22 00 46 03 10 05 34 07 58 10 22 12 46
Sommerzeit = MEZ plus 1 Stunde
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Schwerpunktthema: Veränderlichenbeobachtung
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4 Lichtkurve von R Aur aus BAV-Beobachtungen
5 Lichtkurve von R Cyg aus BAV-Beobachtungen
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Schwerpunktthema: Veränderlichenbeobachtung
6 (B-R)-Verlauf von T UMi über einer
Zeitachse mit Julianischem Datum. Darstellung von M. Dahm (1995)
7 Oben ist die Langzeitlichtkurve von T UMi (1985-2009) aus BAV-
Beobachtungen zu sehen. Unten sind die Beobachtungen seit 2007 aufgelöst dargestellt. Quelle ist der BAV-Lichtkurvengenerator.
VdS-Journal Nr. 31
Schwerpunktthema: Veränderlichenbeobachtung
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lich in umgekehrter Richtung. Die (BR)-Werte laufen in Richtung Null und so stimmen die GCVS-Elemente langfristig.
Weitere interessante Mirasterne Bis vor ca. 20 Jahren dümpelte T Cassiopeiae mit einer geringfügig zu langen Periode zum (B-R)-Wert Null hin. Dann verkürzte sich die Periode dramatisch. Die jetzige instantane Periode ist 15 Tage kürzer als die Periode vom GCVS. Beobachtete Maxima liegen in der Nähe berechneter Minima. Eine drastische Periodenverlängerung hat U Cygni erlitten. Die Periode ist jetzt im Vergleich zum GCVS acht Tage zu lang. Die Periode von T Cephei unterliegt enormen Schwankungen. Doch die Änderungen erscheinen berechenbar, weil die (B-R)-Kurve sinusähnlich aussieht. Der Eindruck verstärkt sich, wenn wir die Kurve von Eberhard Zische aus ,,Die Sterne" 1/1984 S.55 vorn anschließen würden. Das führte in früheren Zeiten zu einer Mode, den Perioden Sinusglieder anzufügen. Damit lässt sich jede zufällige Folge von Periodenänderungen darstellen. Cuno Hoffmeister erwähnt in seinem Buch ,,Veränderliche Sterne" mit Humor ein Extrembeispiel von Guthnick zu Mira (o Cet): M = 2415574,96 + 331dd,6926 + 9d,5 x sin (1,4 x E +245,8) + 11d,5 x sin (3,85 x E + 124,1) + 17d,5 x sin (4,56 * E + 307,2) + 12d,3 x sin (9,12 x E + 71,8) Er vermerkt, dass sich die Vergangenheit mit solchen Formeln präzise darstellen lässt. Für die Zukunft versagten sie al-
lerdings. Die Methode ähnelt vorkeplerschen Versuchen, Planeten mit Epizykeln auf Kreisbahnen zu zwingen.
Veränderliche Lichtkurvenform Beobachterisch sehr spannend ist, dass vor allem die Maximal-Helligkeiten von Mirasternen stark schwanken. Dabei kommen durchaus rund zwei Größenklassen als Abweichung eines Maximums zum nächsten vor. Es ist also immer für Überraschungen gesorgt. Die Helligkeiten im Minimum schwanken dagegen viel weniger stark. Der Helligkeitsverlauf sieht also stets sehr unterschiedlich aus. Es gibt viele Sterne mit sehr verschiedenen Helligkeitsverläufen im Maximum. Insbesondere langperiodische Mirasterne haben jeweils sehr unterschiedlich ausgeprägte ,,Doppelmaxima" bzw. Stufen im Anstieg der Helligkeit. Das zweite Maximum der oben abgebildeten Lichtkurve von R Aurigae erscheint ,,zusammengerutscht". Bei der Lichtkurve von R Cygni wechseln helle Maxima um 6 - 7 mag mit schwachen um 8 - 9 mag alternierend ab. Das ist aber kein Effekt von Dauer. Eine Regelmäßigkeit für unterschiedliche Maximalhelligkeiten konnte auch bei anderen Mirasternen bisher nicht ermittelt werden.
T Ursae Minoris auf dem Weg in die Halbregelmäßigkeit? Ein besonders krasser Fall für das Periodenverhalten und die Amplitude ist T Ursae Minoris. Er hatte bis in die 1980er
Jahre eine Periode von etwas mehr als 300 Tagen. Im GCVS sind 301 Tage angegeben. Im Jahre 1985 ereignete sich eine drastische Periodenverkürzung, über die zahlreiche Autoren berichteten. Die abgebildete (B-R)-Kurve stammt aus dem BAV-Rundbrief 3/1995 (Michael Dahm: ,,Periodenänderungen bei Mirasternen am Beispiel von T UMi"). Die Periode beträgt nun nur noch 200 - 220 Tage. Ladislav Smelzer beschäftigt sich intensiv mit dem Stern und vermutet einen Helium-Schalenflash als Ursache für die Perioden- und Amplitudenverringerung.
Die Periodenabnahme von T UMi ist in der Langzeitlichtkurve der Abbildung 7 gut zu erkennen, wenn man den zwangsläufig zusammen geschobenen Maßstab berücksichtigt. Der Lichtwechsel mit großen Abständen ging in einen solchen mit viel schnelleren Abläufen über. Lag die Amplitude anfangs noch bei 6 mag, ist sie allmählich auf ca. 2 mag abgesunken. Die in der Abbildung 7 unten zeitlich gestreckte Lichtkurve erinnert in ihrer Form nun stark an einen Halbregelmäßigen. Sie weist Buckel und Doppelmaxima auf. Die Amplitude passt auch nicht mehr zu einem Mirastern. Die genannten Beispiele belegen, dass Mirasterne trotz des langsamen Lichtwechsels sehr spannende Beobachtungsobjekte sein können, die sich mit einfachen Mitteln erfolgreich beobachten lassen. Besonders reizvoll ist es aber, den Lichtwechsel dieser Sterne über viele Jahre zu verfolgen.
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Schwerpunktthema: Veränderlichenbeobachtung
Helligkeiten erkennen, festhalten und auswerten
Lyrae - ein Stern für alle Fälle
von Werner Braune
Mein Lieblingsstern des Sommerhimmels ist so vielseitig verwendbar, dass ich ihn hier als ,,Stern für alle Fälle" vom einfachen Hinschauen bis zu Auswertung und etwas Physik vorstelle. Je nach der persönlichen Interessenlage ergeben sich an diesem Beispiel die unterschiedlichsten Ansatzpunkte im Umgang mit Veränderlichen:
- Beta Lyrae ist ein heller, leicht zu findender Veränderlicher, der bereits dem Betrachter zeigt, dass erkennbare Helligkeitsänderungen an verschiedenen Tagen festzustellen sind.
- Er ist ein Veränderlicher, der schon dem Einsteiger zeigt, dass ein ständiger aber sehr unterschiedlich starker Lichtwechsel erfolgen kann.
- Beta Lyrae ist ein Stern, dessen Helligkeitserfassung der Beobachter auswerten sollte und
- er ist ein Bedeckungsveränderlicher mit sich ändernder Umlaufperiode.
Leier als Instrument zeigen. Eine Abbildung der Leier mit ihren Sternen und mit den Helligkeiten der erwähnten Sterne zeigt Abb. 1. Lyrae ist von seiner Sichtbarkeit am Morgenhimmel im Januar an gerechnet bis zum Dezember das ganze Jahr über zu sehen. Die Helligkeit von Lyrae schwankt im Rhythmus von rund 13 Tagen zwischen
3,34 und 4,20 mag. In seinem Maximum liegt die Helligkeit gut sichtbar bei der von Lyrae (3,3 mag), der unmittelbar daneben steht. Im starken Minimum wird Lyrae allerdings fast eine Größenklasse schwächer. Seine Helligkeit liegt dann unter der von Lyrae (4,1 mag), den man dann zum Vergleich der Helligkeit heran ziehen sollte. Da wir keinen dunklen Himmel wie die alten Griechen haben,
1 -Lyrae-Karte mit Vergleichssternhelligkeiten
Beta Lyrae am Sternhimmel finden Jeder Laie mit etwas astronomischem Interesse an den Sternbildern findet Lyrae und sieht hier bei der Betrachtung an verschiedenen Abenden mit ziemlicher Sicherheit seine Veränderlichkeit.
Ich stelle ihn erst einmal als hellen, leicht zu findenden Stern im Sommersternbild Leier vor. Er bildet unter Wega ( Lyrae), dem hellsten Stern des Sommerdreiecks im schrägen Rhombus aus vier Sternen das Instrument der Leier, wie es seit den Griechen dargestellt wird. Leider ist dies heutzutage nicht bei jedem Wetter und nur bei dunklem Beobachtungsort so deutlich zu sehen.
Lyrae ist der unter Wega meist gut zu sehende rechte Stern mit dem immer unverändert hellen Lyrae links daneben. Allerdings ist er im gelegentlich starken Minimum deutlich schwächer im Bereich der beiden Sterne und Lyrae, die die
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Schwerpunktthema: Veränderlichenbeobachtung
21
muss man dann wohl in vielen Fällen einen einfachen Feldstecher als Instrument zum besseren Erkennen der Sternhelligkeiten zur Hand nehmen.
Dies alles genauer zu sehen und festzuhalten, ist aber eine Frage des Ehrgeizes des Betrachters. Wer nur einmal mit dieser Anregung in den Himmel schaut, mag sich damit begnügen, dass ß Lyrae nun für das bloße Auge einfach weg ist. Er sieht daran zumindest, dass er, auf einen Veränderlichen aufmerksam gemacht, wirklich reale Helligkeitsänderungen am Firmament wahrnimmt. Dass dies möglich ist, wird vielfach nicht geglaubt.
Ermittlung genauerer Helligkeitsangaben Mit dem durch die Betrachtungen verschiedener Helligkeiten erworbenen Wissen kann sich der interessierte Beobachter nun Gedanken über die genauere Helligkeitsermittlung von Lyrae machen und sinnvollerweise die Zeiten seiner Beobachtung erfassen. Also notieren Sie beide Daten: Zeit und geschätzte Helligkeit. Für die Zeit genügt die übliche Uhrzeit. Die Helligkeitsermittlung ist ein bisher unbekanntes Terrain. Es gibt aber gute Möglichkeiten, damit erfolgreich zu sein.
In der Übersichtkarte sind die Helligkeiten von Lyrae mit 3,3 mag und Lyrae mit 4,1 mag angeben. Der Beobachter muss also zum Bestimmen einer Helligkeitsangabe für die gesehene Helligkeit von Lyrae austarieren, wo diese zwischen Lyr und Lyr in etwa liegt. Dazu ist es unabdingbar, wirklich genau nach den wahrgenommenen Lichteindrücken der drei beteiligten Sterne zu schauen und mehrmals hinzusehen, um zu einem schlüssigen Ergebnis zu kommen. Dabei gibt es zwei zu schätzende Helligkeitsabstände: Den des Veränderlichen zum helleren Vergleichsstern und den zum schwächeren.
Man bedient sich dabei der jeweiligen Abschätzung in Bruchteilen, die man dann in die Helligkeit für Lyrae umrechnet. Die Beobachtungsart nach Pickering, wie sie auch bei Mirasternen angewendet wird, basiert auf der Zahl Zehn, (z.B. 2:8, 3:7 etc.). Die erste Zahl drückt den Helligkeitsabstand zum helleren Vergleichsstern aus und die zweite den zum
schwächeren. Es muss nun die bekannte Helligkeitsdifferenz von 0,8 mag durch 10 geteilt und mit der ersten Zahl des Verhältnisses multipliziert werden. Dieser Wert wird zur Helligkeit des helleren Vergleichsterns addiert und so die Helligkeit des Veränderlichen erhalten.
Aus folgender Beobachtungsreihe nehme ich die erste Beobachtung als Beispiel heraus. Am 16.6.2008 um 22.50 Uhr (MESZ) ergab sich eine Schätzung wie folgt:
Lyr ist 2 heller als Lyr und dieser 8 heller als Lyr. Vereinfacht dargestellt als 2 8 .
Die Teilung der Differenz von 0,8 mag entspricht bei 2 (das sind ja zwei Zehntel) 0,16 mag. Lyr ist damit 0,16 mag schwächer als Lyr. Da Lyr 3,3 mag hell ist, sind für den Wert für Lyr 0,16 zu addieren. Das ergibt als Ergebnis 3,46 mag für den Veränderlichen. Gerundet also 3,45 mag.
Erkennbar basiert diese Rechnung auf der ersten Schätzungshälfte. Dabei ist aber die zweite wichtige Beobachtung mit Lyr bereits mit in die Ermittlung eingegangen.
Die Helligkeitsangabe genügt mit einer Stelle nach dem Komma. Bei einem rechnerischen Schätzergebnis in einem Zwischenbereich können Angaben mit 0,05 mag gerundet werden.
Wenn Lyrae schwächer als Lyr wird, und das ist im tiefen Minimum üblich, kann man nach der gemachten Erfahrung extrapolieren. Aber für geringe Helligkeitsabweichungen gibt es die Argelandersche Stufenschätzmethode: Ist der Helligkeitsunterschied bei mehrfachem genauen Hin- und Herschauen deutlich, gilt dies als drei Stufen. Ist das Ergebnis der Betrachtung nicht so deutlich, aber dennoch gut erkennbar, sind es zwei Stufen. Wenn der Unterschied nach mehrfachem Vergleich überwiegend doch heller erscheint ist es eine Stufe. Damit kann man sich helfen, gilt doch allgemein, dass eine Stufe etwa bei 0,1 mag bei einem weniger geübten Beobachter liegt.
Der Veränderlichenbeobachter wird je nach Sternart seiner Beobachtung in di-
rekt bekannten Helligkeiten schätzen, die z.B. für Mirasterne auf Karten vorliegen oder ,,argelandern", weil z.B. bei Bedeckungsveränderlichen keine Helligkeiten angegeben sind.
Wie kommt man nun zu einem sinnvollen Abschluss? Hat man über einige Monate Helligkeitsschätzungen registriert, weiß man aus den Aufzeichnungen, dass die Helligkeiten sehr unterschiedlich waren. Das ist nicht weiter verwunderlich, denn Lyrae folgt mit einer Periode von rund 13 Tagen einem einheitlichen Helligkeitsverlauf, der keine gleich bleibende Helligkeit kennt. Man wird die Helligkeit nahe bei Lyrae fast ebenso wenig häufig sehen wie eine Beobachtung schwächer als Lyrae. Der Helligkeitsverlauf hat zudem zwei Minima: Das Hauptminimum liegt bei 4,2 mag, dazwischen liegt ein Nebenminimum von 3,8 mag.
Davon hat der Beobachter bisher nur ein Band von Helligkeiten, die aufgetragen über der Beobachtungszeit, als solche nicht sehr verständlich wirken. Es sind Teilstücke des Lichtwechsels der Periode, die sich schon einmal gedanklich in Abschnitte der Periode aufteilen lassen, aber noch nicht zusammen gefügt sind.
Was bei Lyrae nun letztendlich vom Beobachter gesehen wird, lässt sich nur in einer Lichtkurve richtig deuten, die in den beobachteten Teilstücken auf dem Periodenintervall von derzeit 12,9421 Tagen zusammen geführt wird. Der Weg zur Darstellung einer Gesamtlichtkurve wird nachfolgend geschildert. Die Reduktion bzw. Faltung einer Lichtkurve aus den einzelnen Schätzungsabschnitten ist bei der Beobachtung von Lyrae nun das Ziel.
Ich folge dabei meinen 22 Schätzungen aus dem Jahr 2008. Mehr Schätzungen gab das Wetter leider nicht her. Immerhin sind drei Schätzungen dabei, die Lyrae unter der Helligkeit von Lyrae, also im Hauptminimum zeigen.
Die üblichen ,,bürgerlichen" Zeitangaben müssen, um rechenbar zu sein, in Julianische Daten (JD) mit Tagesbruchteilen umgesetzt werden. (Hinweise hierzu gibt es in der weiter unten abgebildeten Tabelle).
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22
Schwerpunktthema: Veränderlichenbeobachtung
Beobachtungszeit Zeit in JD Helligkeit Umrechnung reduzierte Beob.zeit im
ein Mehrfaches der Periode addiert und
bürgerlich JD 24... in mag Periode * E JD-Bereich der Periode
bei nachfolgenden Zeiten entsprechend
abgezogen. Die Angabe ist hier als + bzw.
16.06. 22h50m 54634,37 3,45
+ 6 · E
54712,01
- der Periode in der üblichen Epochen-
21.06. 23h50m 639,41 3,95
+ 5 · E
704,11
zählung dargestellt, z.B. + 5xE, d.h. die
26./27.06. 00h05m 644,42 3,85
+ 5 · E
709,12
fünffache Periode wurde hinzu gezählt.
27.06. 23h30m 645,40 4,2
+5 · E
710,10
01.07.
23h10m
649,38 3,6
+4 · E
701,14
Auf diese Weise gelangen alle Beobach-
23.07. 23h05m 671,38 4,1
+3 · E
710,10
tungen in einen Bereich von JD. 701,14
28.07. 23h00m 676,38 3,6
+2 · E
702,26
bis 712,40. Dieser ist mit den entspre-
31.07. 22h20m 679,35 3,85
+2 · E
705,23
chenden Helligkeiten in der Tabelle dar-
04.08. 21h55m
683,33 3,95
+2 · E
709,21
gestellt.
09./10.08. 01h05m
688,46 3,5
+1 · E
701,40
Ich habe zur Darstellung des Hellig-
13.08. 22h00m 692,33 3,85
+1 · E
705,27
keitsverlaufes aus meinem traditionel-
23.08. 23h00m 702,38 3,6
0
702,38
len Umgang mit den Dingen das Milli-
29./30.08. 01h15m
708,47 3,45
0
708,47
meterpapier benutzt. Eine modernere
08.09. 21h20m
718,31 3,85
-1 · E
705,37
Excelgrafik wird der aktueller arbeitende
09./10.09. 01h45m
719,49 3,6
-1 · E
706,55
Amateur sicher leicht erzeugen können
25.09. 20h00m 735,25 3,95
-2 · E
709,37
und die Bearbeitung der Reduktion der
26.09. 20h00m 736,25 4,25
-2 · E
710,37
Daten auch mit einem Excel-Programm
11.10. 19h15m 751,22 3,8
-3 · E
712,40
machen. Wichtig ist aber erst einmal zu
20.10. 19h05m 760,21 3,85
-4 · E
708,45
wissen, wie der Rechengang überhaupt
24.10. 18h45m 764,20 3,6
-4 · E
712,44
vor sich geht.
13.11. 18h30m 784,23 3,65
-6 · E
705,59
Meine wenigen Beobachtungspunkte rei-
24.11. 18h45m 795,24 3,85
-7 · E
704,66
chen leider nicht zu einer Lichtkurve mit
der Ableitung eines genauer bestimmten
Zur Reduktion aller Beobachtungen wählt. Von diesem Datum ausgehend Minimumszeitpunktes aus. Dies ist ei-
auf das Zeitintervall einer Periode von wird bei voran liegenden Zeiten jeweils gentlich das Ziel derartiger Beobachtun-
12,9421 Tagen wird ein Startpunkt etwa in der Mitte der Beobachtungszeit ge-
2 Reduzierte Helligkeitsschätzungen an Lyrae von Werner Braune im Jahr 2008
VdS-Journal Nr. 31
Schwerpunktthema: Veränderlichenbeobachtung
23
gen. Immerhin sind Beobachtungen, die zum Hauptminimum und aus dem Nebenminimum führen gut erkennbar.
Nach den Elementen von Kreiner (BAVCircular): JD 2452510,25 + 12,9421 x E würde das Hauptminimum bei JD 2454710,41 liegen. Das entspricht etwa den tiefsten Punkten der Beobachtung und zeigt zumindest, dass die von Kreiner für aktuelle Beobachtungen erstellten Elemente zur Vorhersage eines Minimums etwa stimmen.
Genauer geht es aber nicht. Es fehlen Beobachtungen im Helligkeitsanstieg. Bei JD 54711 gibt es gar keine Beobachtungen und bei JD 54712 gibt es die üblichen, stark schwankenden Beobachtungspunkte, weil es in dem Helligkeitsbereich wirklich schwierig ist, genauere Helligkeiten visuell zu erhalten.
Mehr Beobachtungen würden die Darstellung ergänzen aber auch dazu führen, dass verstärkt abweichende Beobachtungspunkte vorkommen.
Ohne Näheres über Veränderlichenbeobachtung zu wissen, ist es sicher einseh-
bar, dass der Beobachter bei Schätzungen an einem Veränderlichen, der kontinuierlich an einem Abend im Abstand von 10 bis 15 Minuten zu schätzen ist, recht gleichförmig verlaufende Helligkeiten erhält. In diesem Fall bleiben alle Beobachtungsbedingen gleich.
Bei einem Stern wie Lyrae möge der Beobachter deshalb nicht enttäuscht sein, wenn sich seine reduzierten Beobachtungen in zeitlich gleichen Bereichen als starke Abweichungen darstellen. Die an unterschiedlichen Tagen unter sehr verschiedenen Bedingungen erhaltenen Schätzungen können leider nicht besser sein.
Ein ,,Kleines Programm" für Einsteiger mit elf extra hierfür ausgewählten Veränderlichen unterschiedlichen Typs mit Aufsuchkarten enthält BAV-Blätter Nr. 1. Das Verfahren der Reduktion/Faltung einer Lichtkurve ist auch bei Cepheiden und anderen Sternen regelmäßigen Lichtwechsels mit länger als etwa fünf Tagen Periode anzuwenden, um ein Ergebnis zu erzielen und den Sinn der einzelnen Schätzungen umzusetzen. Bei Sternen mit deutlich längerem Licht-
wechsel von über 100 Tagen reicht das Auftragen der jeweiligen Helligkeit über der Zeitachse (z.B. bei Mirasternen) und bei kurzperiodischen Sternen genügt die Beobachtung des Helligkeitsverlaufes über wenige Stunden für ein Ergebnis. Bei diesen Sterntypen ist das Auswerten natürlich einfacher.
Periodenänderungen bei Lyrae Abschließend sei erwähnt, dass selbst bei der für Bedeckungsveränderliche relativ langen Periode von Lyrae dieser Veränderliche gut erkennbare Periodenänderungen aufweist, die auch durch visuelle Beobachtungen nachweisbar sind. Wurde um das Jahr 1960 herum noch eine Periode von 12,90801 angeben, verlängerte sich diese bis heute auf 12,9421.
Hintergrund dieser Periodenänderung bei Lyrae ist, dass es sich um ein Sternsystem aus einem aufgeblähten Zentralstern handelt, dessen Begleiter in seinem Umlauf durch störende Partikel abgebremst und so die Umlaufperiode erkennbar verlängert wird. Derartiges physikalisches Verhalten zu verfolgen und festzuhalten ist Ziel der Beobachtung auch bei anderen bedeckungsveränderlichen Sternen.
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.
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,,VdS-Journal für Astronomie" erscheint viermal pro Jahr und ist im Mitgliedsbeitrag von 30,- E (Europa) und 35,- E (außereurop. Länder), bzw. ermäßigt 20,- E pro Jahr enthalten
Beiträge werden erbeten an: VdS-Geschäftsstelle, Postfach 1169, D-64629 Heppenheim und an die Redakteure der VdS-Fachgruppen (siehe Redaktionsliste). Redaktionsschluss für die Ausgabe Nr. 33 ist der 01.11.2009, für die Ausgabe 34 der 01.02.2010. Die Endredaktion erlaubt sich einen Hinweis auf die Schwerpunktthemen der zukünftigen Journale (lt. Protokoll FG-Treffen Juni 2009, Heppenheim). VdS-J 33: Amateurentdeckungen, VdS-J 34: Planeten. 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.
VdS-Journal Nr. 31
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Schwerpunktthema: Veränderlichenbeobachtung
Veränderliche fotografieren
Mit einer Digicam kann man Helligkeiten messen
von Bela Hassforther
Die Beobachtung Veränderlicher Sterne hat seit jeher den Ruf, dass auch mit bescheidenem Instrumentarium wissenschaftlich wertvolle Ergebnisse erzielt werden können. Es liegt daher nahe, die Einsatzmöglichkeiten einer billigen Digitalkamera für diesen Bereich amateurastronomischer Tätigkeit zu untersuchen. Was mit einfachen Digitalkameras (im folgenden Digicams genannt) möglich ist, soll dabei an Praxis-Beispielen demonstriert werden. Zwei Leitsätze liegen den gewählten und präsentierten Beobachtungs- und Auswertungsmethoden zugrunde: Veränderlichenbeobachtung muss nicht teuer sein und Veränderlichenbeobachtung ist nicht furchtbar kompliziert.
Unter einer Digicam wird im Folgenden eine Kamera verstanden, die preislich bei 80 bis maximal 200 Euro angesiedelt ist. Explizit wird nicht von digitalen Spiegelreflexkameras gesprochen, die vom Preis und der Leistung her zwischen einer Digicam und einer Einsteiger-CCD-Kamera liegen. Digicams sind also Kameras, die in vielen Haushalten schon verfügbar sind und nahezu für jeden erschwinglich sein sollten.
Die typischen Eigenschaften einer Digicam sind: - Ein fest eingebautes 3- oder 4-fach
Zoomobjektiv - Eine Objektivbrennweite von etwa
5 mm bis maximal 20 mm - Eine Blende (abhängig von der Brenn-
weite) von etwa 2,8 - 5. Die Kombination aus Brennweite und Blende zeigt, dass die lichtsammelnde Fläche des Objektivs extrem klein ist, sie beträgt nur wenige Quadratmillimeter. Viele Photonen kann solch ein Objektiv nicht einfangen. - Eine maximale Belichtungszeit von 15 Sekunden - Die Speicherung der Bilddateien in einem komprimierten, verlustbehafteten Dateiformat (JPEG)
VdS-Journal Nr. 31
1 Canon IXUS 70 auf Ministativ: Mit dieser handlichen Kombination wurden
die meisten Aufnahmen für die Beispiellichtkurven gewonnen, wobei die Aufnahmeorte wild wechselten. Für die gewählte Belichtungszeit von 15 Sekunden ist keine Nachführung erforderlich. Die Kombination ist immer dabei und in Sekunden aufnahmebereit. Das Gesamtgewicht beträgt nur 230 Gramm. Eine ideale Reisesternwarte...
- Ein kleiner Sensor mit winzigen Pixeln, Standard sind gegenwärtig 7 bis 10 Megapixel.
Die immer kleiner werdenden Pixel der heutigen Sensoren erlauben das Unterbringen von immer mehr Bildpunkten auf der kleinen Sensorfläche und kommen damit den Marketing-Abteilungen der Hersteller und Verkäufer sehr gelegen: Der naive Anwender hat wenige Krite-
rien zur Beurteilung der Leistungsfähigkeit einer Kamera an der Hand und wird so letztlich Opfer des Slogans ,,Je mehr Megapixel desto besser". Dem ,,Megapixel-Wahn" stehen aber einige gravierende Nachteile gegenüber. Nur zwei seien hier genannt: Zum einen ist das störende Bildrauschen umso stärker, je kleiner die Pixel sind. Das lässt sich schon beim Vergleich einer 3-Megapixel-Kamera mit einer 7-Megapixel-Kamera leicht nach-
Schwerpunktthema: Veränderlichenbeobachtung
25
weisen. Weiterhin können die winzigen Pixel kaum Ladung speichern und sind deswegen schnell gesättigt. Der Bereich, in dem sie linear arbeiten, ist daher sehr klein. Verstärkt wird dieser Effekt durch die Verarbeitung der Aufnahmedaten in der Kamera selber. Lässt sich das erste genannte Problem noch einigermaßen leicht durch die Mittelung mehrerer Aufnahmen bekämpfen, ist das zweite Problem mit der gegenwärtig verfügbaren Software nicht in den Griff zu bekommen.
Bekanntlich machen Digicams Farbaufnahmen, obwohl die einzelnen Pixel nur Helligkeitsunterschiede nachweisen können. Für die Farbaufnahmen arbeiten fast alle Hersteller mit der sogenannten Bayer-Matrix, also mit Rot-, Grün- und Blau-Filtern in einer speziellen Anordnung über den Pixeln. Immer vier Pixel werden dann zu einem virtuellen Pixel zusammengeschaltet, wobei je ein blauund ein rotempfindliches Pixel auf zwei grünempfindliche Pixel kommen. Es ist Aufgabe des so genannten RAW-Konverters, diese Matrix aus Pixeln auszuwerten, also die Zusammenführung der Pixel zu virtuellen Pixeln, der Weißabgleich, die Kontrolle von Tonwert, Kontrast und Farbsättigung, die Schärfung und letztlich das Abspeichern im JPEG-Format. Nahezu alle Digicams lassen es zu, den Grad der JPEG-Kompression einzustellen. Selbstverständlich sollte man immer die Einstellung wählen, die die beste Qualität liefert.
Für die folgenden praktischen Beispiele wurden die zur Verfügung stehenden Digicams ,,out of the box" benutzt: Keine speziellen Tools, keine Nachführung, nichts. In der Einstellung ,,manuell" wurde die längstmögliche Belichtungszeit gewählt, die größte Blende (2,8) eingestellt, die kürzeste Brennweite und dann jedes Sternfeld mehrfach hintereinander manuell belichtet. Ab einer Belichtungszeit von etwas mehr als einer Sekunde führt jede Digicam automatisch eine Rauschunterdrückung durch, erstellt also eine Dunkelaufnahme mit der gleichen Belichtungszeit und zieht diese von der Hauptaufnahme ab. Diese Funktion kostet zwar Zeit, sollte aber aktiviert bleiben. Etwa alle 35 Sekunden kann daher eine Aufnahme gewonnen werden.
Zur Messung der Helligkeit auf den Aufnahmen kommen mehrere kostenlose und kommerzielle Programme in Frage. Die Aufnahmen für die folgenden Beispiele wurden alle mit der frei erhältlichen Software IRIS des CCD-Pioniers Christian Buil vermessen. Grundsätzlich sollten mehrere Aufnahmen des gleichen Feldes gewonnen und diese Aufnahmen entweder einzeln gemessen und dann der Mittelwert gebildet werden, oder nachdem die Einzelaufnahmen zu einer Summenaufnahme kombiniert worden sind - diese Summenaufnahme gemessen werden. Beide Verfahren haben Vorteile und Nachteile. Zu beachten ist, dass das Addieren der Aufnahmen wegen der Bildfeldwölbung der Zoomobjektive keine triviale Aufgabe ist. IRIS ist allerdings auch dazu in der Lage.
Einige Screenshots zeigen, wie in IRIS gemessen werden kann. Über den Menüpunkt ,,Analysis" wird zunächst ,,Aperture Photometry" ausgewählt. Im sich öffnenden Auswahlfenster wird dann die Photometrie mit 3 Kreisen gewählt (Circle number = 3) und eine passende Helligkeitskonstante (magnitude constant) eingetragen; man könnte diese auch auf 0 lassen, denn man misst in den Beispielen immer im Vergleich zu Sternen mit
bekannter Helligkeit. Und sofort kann man durch Anklicken der Sterne deren instrumentelle Helligkeit messen. Mit der ,,instrumentellen Helligkeit" können wir die Sterne zwar auf der jeweils zu betrachtenden Aufnahme untereinander vergleichen, sie wird aber von Aufnahme zu Aufnahme unterschiedlich ausfallen, da die Wetterbedingungen wechseln, die Sterne unterschiedliche Zenitabstände haben können und verschiedene Gründe mehr. Am einfachsten ist es daher, die zu untersuchenden Sterne mit Sternen bekannter Helligkeit zu vergleichen.
Auf dem Screenshot mit dem auffallend hellen Stern Capella im Fuhrmann wurde zunächst Epsilon Aurigae vermessen, dessen Helligkeit noch nicht ganz aus dem Messfenster herausgescrollt und als 3,042 zu sehen ist. Dann wurde der Vergleichsstern Eta Aurigae gemessen, der noch im Zentrum der drei Messkreise steht. Für ihn erhält man die Helligkeit 3,247. Schon Ende dieses Jahres wird man sehen, dass Epsilon Aurigae, ein sehr berühmter Bedeckungsveränderlicher mit der sehr langen Periode von 27 Jahren, wesentlich schwächer als Eta Aurigae geworden sein wird. Misst man mehrere Aufnahmen einer Nacht, wird die Differenz zwischen Epsilon und Eta
2 Durchführung einer Messung in IRIS.
VdS-Journal Nr. 31
26
Schwerpunktthema: Veränderlichenbeobachtung
leicht unterschiedlich ausfallen, für ein Tagesmittel bilden wir einfach den Mittelwert. Der resultierende Wert wird mit dem Datum und dem Namen der gemessenen Aufnahme notiert und kann dann für eine Lichtkurve weiterverarbeitet werden.
Grundsätzlich kommen für eine Beobachtung mit der Digicam alle Veränderlichentypen in Frage, wenn die Vertreter nur hell genug sind. Brauchbare Messungen lassen sich bei Einzelaufnahmen bis zur vierten Größenklasse gewinnen (bei einer Grenzgröße einer einzelnen Aufnahme von etwa 6,6 mag). Addiert man mehrere Aufnahmen, ist die fünfte oder fast sechste Größenklasse machbar.
Schnelle Ergebnisse kann man an Bedeckungsveränderlichen gewinnen: Mehrere bekannte und helle Sterne durchlaufen ihr Minimum innerhalb weniger Stunden. Soll aber die gesamte Lichtkurve abgedeckt werden, können durchaus einige Monate vergehen. Genau so lange dauert es, den Lichtwechsel eines Cepheiden oder das Maximum eines Mirasterns zu verfolgen. Halbregelmäßige Veränderliche sind besonders gut geeignet, brauchen aber je nach der Zeitskala ihres Lichtwechsels manchmal Zeitreihen von einigen Jahren. An drei unterschiedlichen Sterntypen werde ich nun die Ergebnisse einiger Monate Beobachtungszeit vorstellen:
Beta Lyrae Beta Lyrae ist der Namensgeber einer ganzen Unterklasse der Bedeckungsveränderlichen Sterne, nämlich der BetaLyrae-Sterne. Die beiden Komponenten eines engen Doppelsterns stehen sich so nahe, dass sie sich gegenseitig verformen. Sowohl durch die Bedeckungen als auch durch die je nach Stellung verschieden große sichtbare Oberfläche der Sterne gibt es praktisch keine Phasen konstanten Lichts: Diese Sterne sind also ständig am Variieren ihrer Helligkeit.
Beta Lyrae hat eine Periode von fast 13 Tagen, eine zweiwöchige Schönwetterperiode könnte bei täglicher Beobachtung also schon einen groben Eindruck des Lichtwechsels vermitteln. Der Anspruch, genügend Zwischenwerte zu gewinnen und das wechselhafte mitteleuropäische Wetter sorgen aber dafür, dass mindes-
VdS-Journal Nr. 31
3 Lichtkurve von Beta Lyrae aus 64 Messungen. Alle Aufnahmen mit der
Canon IXUS 70. Zwei Vergleichssterne wurden verwendet. Die Abszisse zeigt die Phase des Sterns, die Ordinate Helligkeitsdifferenzen zu den beiden Vergleichssternen.
tens ein halbes Jahr an Aufwand in eine gute Lichtkurve investiert werden muss. Die weiter unten gezeigte Lichtkurve wurde anhand von 64 Beobachtungen aus dem Zeitraum März bis Dezember 2008 gewonnen. Jeder Datenpunkt ist das Ergebnis aus der Mittelung von meist sechs Einzelaufnahmen. Rund 350 Aufnahmen mussten also ausgewertet werden, um diese Lichtkurve zu erstellen. Das macht nicht nur Spaß, das ist durchaus auch Arbeit, wobei das Endergebnis aber für die Mühen und den Aufwand entschädigt. Der typische Lichtwechsel von Beta Lyrae ist sehr gut erfasst: Es gibt zwei unterschiedlich tiefe Minima, bei annähernd gleich hohen Maxima. Eine visuelle Lichtkurve von gleicher
Qualität wie diese mit der einfachen Digicam gewonnene bedarf schon eines erfahrenen Beobachters. Der Helligkeitsbereich von Beta Lyrae (3,3 - 4,3) stellt also noch kein Problem dar. Der nahe stehende Halbregelmäßige R Lyrae kann übrigens wie auch andere Veränderliche in der Umgebung automatisch mitbeobachtet werden.
Eta Aquilae Mehrere Cepheiden sind hell genug für eine Beobachtung mit der Digicam, als Beispiel soll Eta Aquilae dienen. Mit einer Helligkeit von 3,5 mag bis 4,4 mag und einer Periode von etwas mehr als einer Woche ist er ideal für eine Digicam. Die Lichtkurve dieses Sterns zeigt einen
4 Lichtkurve von Eta Aquilae aus 35 Summenaufnahmen. Die Abszisse zeigt
die Phase des Sterns zu einem beliebigen Nullpunkt, die Ordinate die Hel-
ligkeit des Sterns.
Schwerpunktthema: Veränderlichenbeobachtung
27
Buckel im Abstieg, was typisch für einen Cepheiden dieser Periode ist. Die Aufnahmen sind nicht optimal verteilt. Um einige Details besser erkennen zu können, hätte es sicherlich einiger Dutzend weiterer Beobachtungen gebraucht. Das wird in der nächsten Beobachtungssaison nachgeholt.
Beteigeuze Ein schönes Beispiel für einen Halbregelmäßigen Veränderlichen ist der Rote Überriese Beteigeuze. Originellerweise ist das Problem bei diesem Stern seine große Helligkeit, weswegen es zwar viele visuelle Beobachter gibt, aber nur sehr wenig Messungen. Die Abbildung zeigt die Lichtkurve des berühmten argentinischen Ausnahmebeobachters Sebastian Otero, der den Stern bei jeder Gelegenheit mit dem bloßen Auge schätzt. In das gleiche Diagramm sind meine Messungen mit einer Canon Powershot A75 (Saison 2007/2008) und einer Canon IXUS 70 (Saison 2008/2009) einmontiert. Die wesentlichen Details der Lichtkurven sind gleich, wobei der Helligkeitsabfall im Frühjahr 2008 aufgrund einer Schlechtwetterperiode leider nicht mehr beobachtet werden konnte. Die Werte wären noch genauer, müsste man sich nicht nur mit einem einzigen Vergleichsstern (nämlich Bellatrix) begnügen, der auch noch blau ist - ungünstig für einen roten Veränderlichen.
Als Fazit aus den gebotenen Beispielen kann abgeleitet werden, dass Digicams hervorragend zur Beobachtung heller
5 Lichtkurve von Beteigeuze. Schwarz die visuellen Beobachtungen von
Sebastian Otero, rot die Messungen mit einer Digicam.
Veränderlicher geeignet sind. Eine Voraussetzung ist allerdings, dass durch die Addierung mehrerer Aufnahmen (was zugegebenermaßen aufgrund der Bildfeldwölbung nicht trivial ist) von vornherein die Streuung reduziert wird. Arbeit macht diese Art von Beobachtung, das ist keine Frage. Andererseits baut man Wissen auf, das beim Umstieg auf digitale Spiegelreflexkameras oder CCDKameras von Vorteil ist.
Links: - Die freie Software IRIS von Christi-
an Buil: www.astrosurf.com/buil/us/ iris/iris.htm - Ein kleines Tutorial für die Addition der Aufnahmen mit IRIS: http:// www.bela1996.de/astronomy/iris-1. html - Ein kleines Tutorial für die Photometrie der Aufnahmen mit IRIS: http://www.bela1996.de/astronomy/ iris-2.html
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VdS-Journal Nr. 31
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Schwerpunktthema: Veränderlichenbeobachtung
Die Veränderung der Veränderung
Warum die langjährige Überwachung von Bedeckungsveränderlichen neue Erkenntnisse bringt
von Frank Walter
Bedeckungsveränderliche (BV) sind ein Sonderfall in der Welt der Veränderlichen-Beobachtung, denn im eigentlichen Sinne verändern sich die Sterne ja nicht. Der Wechsel der Helligkeit beruht nicht - wie bei anderen Veränderlichen (Mirasternen, Cepheiden usw.) - auf einer physischen Veränderung eines Sterns. BV sind vielmehr Doppelsterne, die in der Regel so eng stehen, dass wir sie optisch nicht trennen können. Sie bewegen sich um ihren gemeinsamen Schwerpunkt. Liegt die Erde in oder sehr nahe zur Bahnebene, so können wir einen Bedeckungslichtwechsel beobachten. Bewegt sich nämlich von uns aus gesehen einer der beiden Sterne vor den anderen, so erreicht uns das Licht des bedeckten Sterns ganz oder teilweise nicht mehr, das Sternsystem insgesamt erscheint dunkler. Wir erleben im Minimum des Lichts gewissermaßen eine Sternenfinsternis. Der Wechsel der Helligkeit beruht bei den BV also auf einem optischen Phänomen. Bei einem Gesamtumlauf des Systems findet eine solche Finsternis zweimal statt. Zuerst bedeckt der eine Stern den anderen, dann der andere den einen. Es ist üblich, dass das Helligkeitsminimum mit der größeren Verdunkelung als Hauptminimum, das mit der kleineren Verdunkelung als Nebenminimum bezeichnet wird. Auch die Namen Primär- und Sekundärminimum sind dafür gebräuchlich.
Je nach Größe und Lage der Sterne zueinander unterscheiden wir drei Typen von BV: Algol-Sterne, Beta-Lyrae-Sterne und W-Ursae-Majoris-Sterne. Auf die Typologie wird hier nicht weiter eingegangen. Wer Genaueres wissen will, findet ausführliche Darstellungen in der Literatur ([1], [3]).
Abb. 1 zeigt als Beispiel die Lichtkurve eines Algolsterns mit den wichtigsten ablesbaren Größen. Hinzu kommen andere Parameter, welche die Form einer
VdS-Journal Nr. 31
1 Schematische Lichtkurve eines Algol-Sterns
Lichtkurve charakterisieren, z.B. - konstante Helligkeit im Maximallicht
oder ständige Helligkeitsänderung über die ganze Periode hinweg - konstante Helligkeit im Minimallicht - Lage des Nebenminimums genau in der Mitte zwischen zwei Hauptminima oder nicht
Daraus lassen sich wichtige Zustandsgrößen des Bedeckungssystems berechnen: Das Verhältnis der Massen, Radien und Leuchtkräfte, der Winkel, den unsere Sichtlinie mit der Bahnebene des Bedeckungssystems bildet, das Vorhandensein von hellen und dunklen Flecken usw. Liegt das Nebenminimum beispielsweise nicht in der Mitte zwischen zwei Hauptminima, dann folgt daraus, dass der bedeckende Stern auf einer exzentrischen Bahn um seinen Begleiter läuft. (Details dazu siehe [5]). Dem Amateur stehen heutzutage Programme zur Verfügung, mit deren Hilfe er ausgehend von einer Lichtkurve ein dreidimensionales Modell des Bedeckungssystems erstellen kann (z.B. [6]). In dem 2-Körper-System des BV gelten das Newton'sche Gravitationsgesetz und damit die drei Kepler'schen Gesetze. Der
Umlauf der beiden Sterne um den gemeinsamen Schwerpunkt ist deshalb regelmäßig wie der Umlauf der Erde um die Sonne, sodass man ,,die Uhr danach stellen kann". Hat man den Zeitpunkt eines Hauptminimums, die sog. Ausgangsepoche E(0) und die Dauer bis zum nächsten, die Periode P durch Beobachtung ermittelt, so kann man den Zeitpunkt des nten Minimums (auch als n-te Epoche E(n) bezeichnet) berechnen:
E(n) = E(0) + n x P
Das sieht dann mit fiktiven Zahlen gefüllt wie folgt aus:
E(n) = JD 2454100,123 + n x 1,123456 d
Dabei werden Zeitpunkte (Epochen) mit ihrem Julianischen Datum und Tagesbruchteilen (JD) und die Periode mit Tagesbruchteilen (d) angegeben. Die Größen E(0) und P heißen die Elemente des BV, und sind in einschlägigen Katalogen (z.B. [3], [4]) verzeichnet. Die große Konstanz des Umlaufs scheint sich auch darin auszudrücken, dass man Perioden häufig mit einer Genauigkeit von mehr als sechs Stellen hinter dem Komma an-
Schwerpunktthema: Veränderlichenbeobachtung
29
2 (B-R)-Kurve von Y Leonis; 3-Körper-System
gibt. Das sind Bruchteile von Sekunden. Aber Vorsicht! Diese Genauigkeit ist nur eine scheinbare. Die große Anzahl von Dezimalstellen ist das Ergebnis intensiver Beobachtungen. Aus einer Vielzahl von Helligkeitsschätzungen oder -messungen, die zu unterschiedlichen Zeiten minimale Helligkeit zeigen, ergibt sich über der Zeitachse aufgetragen eine ziemlich unstrukturierte Punktmenge. Daraus wird mit Hilfe eines Periodensuchprogramms die Periode ermittelt (Details siehe [1], Seite 224 ff.).
Bei so großer Regelmäßigkeit, wie sie die Formel (1) angibt, könnte man meinen, dass für Amateure, die sich mit BV beschäftigen, der Arbeitsschwerpunkt auf der einmaligen Erfassung eines Helligkeitsverlaufs zwischen zwei Hauptminima liegt, sofern dies gelingt. Die beobachterische Arbeit wäre getan, man könnte sich jetzt der Modellierung des Bedeckungssystems zuwenden. Ein weiterer Informationsgewinn wäre aus der neuerlichen Erfassung einer Lichtkurve nicht zu ziehen. Betrachtet man jedoch die Veröffentlichungen der BAV und anderer astronomischer Vereinigungen (z.B.
AAVSO, BBSAG), so fällt auf, dass in langen Listen immer wieder Minimumzeiten von den gleichen BV publiziert werden. Warum dieser Aufwand, diese Mühe, wo doch die Minimumzeit mit größter Genauigkeit vorhersagbar ist? Ganz einfach: Beobachter von BV haben die Erfahrung gemacht - und sie machen sie immer wieder - dass ein Minimum zur vorhergesagten Zeit nicht stattfindet. Wenn sie Glück haben, dann liegt die Abweichung noch innerhalb ihrer Beobachtungszeit. Wenn sie Pech haben, findet das Ereignis der maximalen Verdunkelung während der Beobachtungsnacht überhaupt nicht statt. Dann ist die Enttäuschung oft sehr groß. Die Abweichung beobachtete Minimumzeit minus berechnete Minimumzeit wird als (B-R)-Wert bezeichnet und üblicherweise in Tagesbruchteilen angegeben. (B-R) kann einen positiven oder negativen Wert annehmen, je nach dem, ob das beobachtete Minimum gegenüber der Vorhersage verspätet oder verfrüht eingetreten ist. Ist (B-R) = 0, so stimmen Beobachtung und Vorhersage überein. Zeichnet man (B-R)Werte als Funktion der Zeit auf, so ergibt sich die (B-R)-Kurve.
Das Gesagte gilt sowohl für Haupt- als auch für Nebenminima. Bei den weitaus meisten BV liegt das Nebenminimum genau in der Mitte zwischen zwei Hauptminima. Die Kataloge enthalten deshalb auch nur ein Elementepaar E(0) und P, nämlich das des Hauptminimums. Für das Nebenminimum gilt die gleiche Periode. Abweichungen von dieser Symmetrie der Lichtkurve kommen vor, ein Beispiel zeigt Abb. 3. Auf weitere Details wird hier jedoch nicht eingegangen.
Als (B-R)-Kurve würde man eine waagrechte Gerade erwarten, die aufgrund der begrenzten Beobachtungsgenauigkeit um die Nulllinie herum streut. Das ist jedoch sehr häufig nicht der Fall, sondern die Kurve beschreibt eine ansteigende oder absteigende Gerade, kann parabel- oder sinusförmig sein oder ganz unregelmäßig auf und ab schwanken. Das hat zwei Gründe:
- Die Elemente E(0) und P sind nicht so genau bestimmt wie es den Anschein hat. Ist z.B. die Periode ein wenig zu kurz, so wird die (B-R)-Kurve stetig ansteigen.
- Die Periode selbst ist über längere Zeiträume nicht konstant, sie variiert mit der Zeit. Etwas überspritzt können
VdS-Journal Nr. 31
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Schwerpunktthema: Veränderlichenbeobachtung
wir sagen: ,,Es ändert sich die Veränderung". Aus der Form der (B-R)Kurve können wir die Ursachen für die Periodenänderung ermitteln (Abb. 2 - 4).
Bei einem geradlinigen Verlauf der (B-R)Kurve ist es also sinnvoll, durch fortgesetzte Beobachtung von Minimumzeiten einen Beitrag zur genaueren Bestimmung der Periode zu leisten. Damit wiederum sind genauere Minimumvorhersagen möglich.
Ein noch größerer Reiz liegt bei den BV, die in den (B-R)-Werten keine Gleichförmigkeit zeigen, denn diese (B-R)-Kurven offenbaren besondere Eigenschaften von Bedeckungssystemen. Die in Abb. 2 - 4 gezeigten Beispiele machen dies deutlich.
Die (B-R)-Kurve des Bedeckungsveränderlichen Y Leo (Typ Algol, mag 10,1 - 13,1), berücksichtigt die Hauptminima aus den Jahren 1908 - 2006. Sie wurden zum größten Teil durch visuelle Schätzungen gewonnen. Hier zeigt sich nebenbei, dass auch im Zeitalter der CCD-Kameras visuelle Beobachtungen von Veränderlichen ihren Wert haben und behalten, und dass sie wie hier im Falle starker Helligkeits-
VdS-Journal Nr. 31
3 (B-R)-Kurve von Y Cygni; System mit Drehung der Apsidenlinie
unterschiede in ihrer Genauigkeit durchaus mit moderner Technik konkurrieren können. Die (B-R)-Kurve hat einen sinusförmigen Verlauf, die Periode nimmt also regelmäßig ab und zu. Dies erklärt sich daraus, dass die zwei Komponenten des BV Teil eines 3-Körper-Systems sind und sich um seinen gemeinsamen Schwerpunkt bewegen. Auf seiner Umlaufbahn ist uns das Bedeckungssystem mal näher, mal entfernter. Die Lichtlaufzeit durch die Umlaufbahn scheint die Periode des Lichtwechsels zu verkürzen bzw. zu verlängern. Die (B-R)-Kurve in Abb. 3 zeigt zwei Maxima. Zu diesen Zeiten schien die Periode also am längsten, d.h. das Bedeckungssystem war von uns aus gesehen am entferntesten Punkt seiner Umlaufbahn um den gemeinsamen Schwerpunkt mit dem 3. Körper. Man kann aus dem Zeitintervall zwischen diesen beiden Punkten ablesen, dass ein solcher Umlauf ca. 80 Jahre beträgt.
Das (B-R)-Diagramm von Y Cyg (Typ Algol, mag 7,3 -7,9) in Abb. 3 zeigt zwei phasenverschobene sinusförmige Kurvenzüge für die Haupt- bzw. Nebenminima von 1886 bis 2007. Der Abstand
der zwei Kurvenzüge kennzeichnet die Exzentrizität der Bahn des Bedeckungssystems. Dieser Abstand ändert sich periodisch. Das ist ein Zeichen für die Drehung der Apsidenlinie (Erläuterungen und Details dazu siehe [1], [2]). Aus der Kurve kann man ablesen, dass eine vollständige Drehung der Apsidenlinie ca. 45 Jahre dauert.
Die (B-R)-Kurve von Z Per (Typ Algol, mag 9,7 - 12,4) in Abb. 4 berücksichtigt Hauptminima aus den Jahren 1901 - 2006. Sie wurden zum größten Teil durch visuelle Schätzungen gewonnen. Die Kurve ist parabelförmig jedoch mit Unregelmäßigkeiten, mit Buckeln und Dellen. Die Veränderung der Periode wird durch einen Massenaustausch zwischen den Komponenten des Bedeckungssystems erklärt. Die beiden Sterne kommen sich so nahe, dass die gegenseitige Anziehungskraft ihre Oberflächen verformt, einer der beiden füllt sein Rochevolumen bis zum Librationspunkt vollständig aus. An dieser Stelle kann Materie vom einen Stern auf den anderen überfließen. Damit ändern sich die Massen und in der Folge die Umlaufzeit des Systems um den
Schwerpunktthema: Veränderlichenbeobachtung
31
gemeinsamen Schwerpunkt (Details siehe [1], Seite 74 ff).
Die Beispiele belegen, dass eine langfristige Aufzeichnung von Minimumzeiten und ihre Darstellung in einer (BR)-Kurve Einzelheiten über die Natur des Bedeckungssystems zeigen kann, die aus der Lichtkurve allein noch nicht hervorgehen. Das ist der eigentliche Grund, warum Amateure zu einem BV immer wieder Minimumzeiten ermitteln. Ihr Augenmerk liegt dabei natürlich auf solchen BV, deren (B-R)-Werte auffällige Schwankungen zeigen. Bleibt (B-R) über Jahre hinweg konstant nahe 0, so ist das ein Zeichen dafür, dass die Elemente sehr zuverlässig bestimmt sind und die Periode sich nicht ändert. Eine langfristige möglichst vollständige Sammlung der Minimumzeiten ist für Wissenschaftler und Amateure deshalb eine wichtige Informationsquelle zur näheren Untersuchung eines Bedeckungssystems.
Neben der auch heute noch aktuellen Suche nach BV, deren Elemente noch nicht genau bestimmt sind, war dies die Motivation für Dieter Lichtenknecker (gest. 1990), die in der Literatur gemeldeten Minimumzeiten möglichst vollständig in einer Datenbasis zu sammeln. Die
4 (B-R)-Kurve von Z Persei mit Massentransfer zwischen den Komponenten
des Bedeckungssystems
BAV hat die Arbeit ihres langjährigen Mitglieds fortgesetzt. Im Andenken an den engagierten Amateurastronomen stellt sie seine ständig erweiterte Datenbasis unter dem Namen Lichtenknecker Database of the BAV (LkDB) im World Wide Web allen interessierten Wissenschaftlern und Amateuren zur Verfügung (www.bav-astro.de/LkDB/index.php). Die LkDB enthält mittlerweile rd. 2000 BV mit ca. 140.000 Minimumzeiten. Von einigen Ausnahmen abgesehen befinden sich die Sterne auf der nördlichen Hemisphäre (Deklination > -200) und sind im Normallicht, d.h. außerhalb der Bedeckung heller als mag 13. Die Minima der meisten Sterne können bis in die Anfangsjahre des vorigen Jahrhunderts zurückverfolgt werden, nicht wenige Minima aus dem 19. Jahrhundert sind verzeichnet. Der Rekordhalter ist der Veränderliche S Cnc. Für ihn enthält die LkDB ein Minimum aus dem Jahre 1848! Zu jedem Eintrag gehören die Minimumzeit, der Name des Beobachters, Angaben zur Fotometriemethode (visuell, CCD-Kamera usw.) sowie zur Literaturquelle. Beim Aufruf der LkDB für einen bestimmten Stern erscheint die aus den beobachteten
Minimumzeiten generierte (B-R)-Kurve. Der Anwender kann die dafür zugrunde gelegten Elemente variieren. Darüber hinaus kann er die Anzeige der (B-R)-Kurve durch Auswahl verschiedener Parameter seinen Wünschen anpassen, die Daten der LkDB als Textfile darstellen und zur eigenen Verarbeitung auf seinen Computer laden. Alle (B-R)-Kurven in Abb. 2 - 4 sind von der LkDB erzeugt.
Die BAV stellt mit der LkDB sicher die weltweit größte Datensammlung zu den BV des nördlichen Himmels zur Verfügung. Sie ist das Ergebnis der systematischen und geduldigen Arbeit der BAVBeobachter aber auch vieler Amateure aus anderen Ländern. Trotz des großen Datenvolumens der LkDB sind zahlreiche Bedeckungssysteme noch nicht lange genug oder zu lückenhaft beobachtet, um endgültige Aussagen über ihre wahre Natur machen zu können. Die weitere systematische Erfassung von Minimumzeiten ist also nicht überflüssig oder langweilig. Sie bleibt eine spannende Aufgabe für uns alle. Die BAV hilft jedem Amateur gerne, der sich an der Beobachtung von BV versuchen möchte. Sein Ergebnis
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Schwerpunktthema: Veränderlichenbeobachtung
führt sicher zu einem weiteren Datenpunkt in der (B-R)-Kurve, der zeigt ob und wie sich die Veränderung verändert.
Literaturhinweise: [1] Bundesdeutsche Arbeitsgemein-
schaft für Veränderliche Sterne BAV-Einführung, 3. Auflage, 2006 [2] Hoffmeister, Richter, Wenzel Veränderliche Sterne, Verlag J.A. Barth, Leipzig 1990
[3] Sternberg Astronomical Institude, Moscow, General Catalogue of Variable Stars (GCVS), GCVS Variability Types (http://www.sai.msu.su/ groups/cluster/gcvs/gcvs/iii/vartype. txt)
[4] J.M. Kreiner, UP-TO-DATE LINEAR ELEMENTS OF ECLIPSING BINARIES 2004, Acta Astronomica, vol. 54, pp 207-210 (http://www.as.up. krakow.pl/ephem)
[5] S. Neßlinger, Ermittlung von Systemkonstanten bei Bedeckungsveränderlichen, BAV Rundbrief, 3/2005, (http://www.bav-astro.de/ rb/rb03-05.shtml#2005)
[6] Programm Binary Maker, (http:// www.binarymaker.com)
Davon träumten vor wenigen Jahrzehnten noch die Profis -
Mit CCD-Technik beobachten
von Stephan Bakan
Als ich vor über 40 Jahren mit einem kleinen Kosmos-Refraktor meine ersten Beobachtungserfahrungen sammelte, konnte ich mir die fantastischen Möglichkeiten eines Amateurastronomen nach der Jahrtausendwende nicht im Entferntesten vorstellen. Obwohl mir während meiner Studien- und Berufszeit Antrieb, Zeit und Nachtaktivität für eigene Beobachtungen leider fehlten, konnte ich doch anhand der Berichte in amateurastronomischen Zeitschriften die wichtigsten Entwicklungen verfolgen. Dabei waren mir auch die technisch immer raffinierteren Beobachtungsgeräte für Amateure aufgefallen, die in den 1990er-Jahren sogar die automatische Goto-Positionierung und CCD-Technik beherrschten. Aber erst als mir vor einigen Jahren bei der Eröffnung eines Verbrauchermarktes ein kleines Goto-Teleskop mit reichlich Zubehör zum Schleuderpreis in die Hände fiel, war das Ende meines regelmäßigen Nachtschlafes eingeläutet. Nach vielen begeisternden visuellen Beobachtungsabenden und ersten Erfahrungen mit Digitalkamera und Webcam tauchte bald die Frage auf, wie es weiter gehen sollte mit dem Astro-Hobby. Auf der Suche nach besonderen und womöglich sogar nützlichen Anwendungen für das kleine Instrument rückten veränderliche Sterne und die BAV ins Blickfeld. Bis dahin war mir gar nicht bewusst, dass es da oben neben all den Sternen,
die über Milliarden Jahre weitgehend unverändert vor sich hin leuchten, auch jede Menge solcher gibt, die ihre Helligkeit durch Pulsation oder gegenseitige Bedeckung in Doppelsternsystemen erkennbar verändern. Und da das nur wenige wissen, findet man schnell einen solchen Stern, den in dieser Nacht weltweit niemand sonst bei seiner Verdunklung gesehen hat - ein tolles Gefühl. Vollends begeistert hat mich dann bei den ersten Versuchen die Erfahrung, dass aus dem einfachen Vergleich der Sternhelligkeit mit der eines (unveränderlichen) Nachbarsterns innerhalb weniger Stunden die Verdunkelung und anschließende Aufhellung eindeutig erkannt und der Moment der geringsten Helligkeit auf wenige Minuten genau angegeben werden kann. Dabei waren die verfügbaren Handreichungen der BAV und die persönliche Unterstützung durch die Vorstandsmitglieder sehr ermutigend und hilfreich für mich. Der kleine Refraktor wurde bald durch
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Die DSI II Pro der Firma Meade
ein größeres Spiegelteleskop auf einer GotoMontierung ersetzt. Dabei stellte sich aber recht schnell heraus, dass mir ein Augenproblem große Schwierigkeiten bei der genauen visuellen Einschätzung der Helligkeiten am Okular machte. Und ehrlich gesagt ging auch meine Begeisterung für eiskalte Winternächte im Freien wieder zurück. Da habe ich irgendwann tapfer bei einer Internet-Auktion zugegriffen und mir eine kleine CCD-Kamera von Meade ,,geschossen" und dazu eines der robusten IBM-Notebooks, die die Kälte offenbar besser vertragen als ich. Später habe ich die Kamera nochmal durch ein etwas fortgeschritteneres Modell (Meade DSI II Pro) mit etwas größerem Bildfeld ersetzt. Das ist eine sehr taugliche Kombination für den erfolgreichen Einstieg in die CCD-Beobachtung von Veränderlichen. Damit habe ich inzwischen eine ganze Reihe interessanter veränderlicher Sterne
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beobachtet und sogar wichtige Beiträge zur regelmäßigen Überwachung einiger wenig beachteter Sterne gemacht. Zufällig entdeckte ich damit sogar einen bisher unbekannten Veränderlichen. Das Beobachten und die Auswertungen haben mir nach den ersten Anfangserfolgen sogar so viel Spaß gemacht hat, dass für die detaillierte Ausarbeitung und Verbesserung der Technik vergleichsweise wenig Zeit blieb.
Die Ausrüstung Im Folgenden beschreibe ich erst mal die notwendige Ausrüstung, die im Wesentlichen aus einem Teleskop und einer CCD-Kamera mit Steuerrechner und geeigneter Software besteht.
CCD Kamera Für die digitale Bilderfassung in der Astronomie stehen verschiedene Aufnahmeprinzipien und Kamerasysteme zur Verfügung. Mit CCD-Chips ausgerüstete Digitalkameras eignen sich wohl am Besten für die quantitative Erfassung von Sternhelligkeiten durch Photometrie. Diese Kameras kommen vor allem bei Amateurastronomen zum Einsatz.
CCD-Bildsensoren bestehen aus einer Matrix mit lichtempfindlichen Fotodioden von einigen µm Durchmesser, die sogenannten Pixel. Je größer deren Fläche, desto höher ist die Lichtempfindlichkeit und der Dynamikumfang des CCD-Sensors. Ursprünglich für die Datenspeicherung entworfen, erkannte man bald schon ihre Eignung als Lichtsensor und begann schon in den frühen 1980er Jahren mit der Nutzung auch in der Astronomie.
Zum Funktionsprinzip von CCD-Sensoren und ihrer Anwendung in astrotauglichen Kameras gibt es die verschiedenste Literatur, die ich im Anhang aufgeführt habe [1]. Ich selbst benutze für meine Beobachtungen eine ungekühlte monochromatische CCD-Kamera der Firma Meade, die DSI II Pro. Sie wiegt nur knapp 300 g und wird über die USB-Schnittstelle mit Strom versorgt. Der CCD-Chip, ein ICX429ALL von Sony, hat eine Matrix von 752 x 582 Bildpunkten (mit nicht ganz quadratischen Abmessungen von jeweils 8,3 µm x 8,6 µm), die eine Gesamtfläche von 5,6 mm x 4,7 mm überdecken. Mit bis
2 Mein nächtlicher Aufbau mit Meade 6-Zöller auf LXD 75-Montierung und
Williams-Refraktor.
zu einer Stunde Belichtungszeit lassen sich damit auch sehr lichtschwache Himmelsobjekte abbilden, wenn alle übrigen Voraussetzungen stimmen. Allerdings sollte man hier seine Ambitionen weise beschränken, denn ohne aktive Kühlung macht sich das thermische Rauschen des Chips natürlich schnell störend bemerkbar. Für eine reproduzierbare Fotometrie benutze ich einen V-Filter nach Schuler von Astrodon, den ich irgendwann sehr günstig im Biete-Forum von astronomie. de bekommen habe.
Teleskop Mein Teleskopsystem besteht aus einem Schmidt-Newton von Meade mit 6 Zoll Öffnung und 75 cm Brennweite auf einer LXD75-Montierung, die eine elektronische Goto-Steuerung und viele weitere hilfreiche Programmdetails eingebaut hat. Die Entscheidung für dieses Gerät fiel vor etwa zwei Jahren nicht zuletzt wegen des günstigen Preises für ein derart vollständig ausgestattetes System.
Darüber hinaus sprechen aber auch grundsätzliche Überlegungen noch im-
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mer für diese Auswahl. Die Veränderlichenbeobachtung basiert ja auf dem quantitativen Vergleich mit einem benachbarten, unveränderlichen Stern von möglichst ähnlicher Helligkeit und Farbe. Je heller die betrachteten Sterne aber sind, desto größer ist der Abstand eines brauchbaren Vergleichssterns am Himmel. Und so wie dem Auge ein verlässlicher Helligkeitsvergleich zwischen zwei Sternen nur gelingt, wenn sie sich gleichzeitig im Blickfeld befinden, so ist das auch mit den auf CCD-Aufnahmen erkennbaren Sternen. Dazu benötigt man Beobachtungsgeräte mit einem möglichst großen Öffnungswinkel, vor allem dann, wenn man die helleren Veränderlichen unserer galaktischen Nachbarschaft beobachten möchte. Der Öffnungswinkel eines Teleskops ist aber umso größer je kürzer die Brennweite ist. Um also auf dem kleinen Chip der CCD-Kamera den Veränderlichen zusammen mit einem brauchbaren Vergleichsstern zu erfassen muss die Brennweite möglichst klein sein, damit das abgebildete Feld möglichst groß wird. Eine Alternative wäre hier natürlich auch eine Kamera mit größerem Chip, wodurch aber die Kosten schnell ansteigen.
Andererseits sollte natürlich die Teleskopöffnung zum Erkennen schwächerer Himmelsobjekte möglichst groß sein. Optische Systeme mit großem Durchmesser und kleiner Brennweite sind aber schwierig in guter Genauigkeit herzustellen und werden daher naturgemäß teuer. Eine Methode zur Kostenreduktion ist das Vorsetzen einer Korrekturlinse, der sogenannten Schmidt-Platte, die die Abbildungsfehler eines kugelförmig geschliffenen Hauptspiegels näherungsweise ausgleichen kann. Damit erhält man auch noch bei einem Verhältnis von 1 zu 5 zwischen Öffnung und Brennweite gute Abbildungseigenschaften für preiswerte Amateurgeräte.
15 Zentimeter (6 Zoll) Öffnung stellen so ziemlich das untere Ende der etwas größeren Amateurteleskope dar und man erreicht damit visuell eine Grenzgröße von etwas über 13 mag. Andererseits erlaubt die Brennweite von 75 cm mit der DSI II Pro-Kamera immerhin ein Gesichtsfeld von etwa 1/2 Grad x 1/3 Grad am Himmel. Damit ist selbst für veränderliche Sterne heller als 8. Größenklasse häufig noch ein ver-
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nünftiger Vergleichsstern zu finden. Für noch hellere Sterne benutze ich übrigens einen kleinen Williams-Refraktor mit 66 mm Objektivdurchmesser und 40 cm Brennweite, durch den sich der Gesichtsfeldwinkel fast verdoppelt.
Von der Goto-Montierung LXD75 bin ich nach wie vor sehr angetan. Obwohl ich das System fast jeden Abend erneut vom Keller auf die Terrasse schleppen und neu einjustieren muss, gestaltete sich das alles doch dank der Hilfe durch die ausgeklügelte Autostar-Software und das geniale Goto-System meist recht einfach. Das einzig Unpraktische daran ist die Schwierigkeit, dass man eine solche äquatoriale Montierung nicht einfach über Süd laufen lassen kann wegen der Gefahr, dass das Teleskop an der Montierung anstößt. Wenn ein Stern durch den Südmeridian geht, muss man hier die Montierung um 180 Grad umschlagen. Das macht natürlich die Steuerung auf Knopfdruck ebenfalls selbständig, aber häufig ist danach die genaue Ausrichtung verloren gegangen und man muss nachjustieren. Da gleichzeitig auch das Bildfeld um 180 Grad gedreht ist, muss man visuell umdenken oder die CCD-Kamera entsprechend drehen, was ebenfalls manchmal Probleme verursacht.
Kamerasteuerung und Bildaufnahme Eine wichtige Komponente bei der CCDAstronomie ist die Software. Ich habe es mir hier einfach gemacht und nur mitgelieferte oder frei verfügbare Software benutzt.
Für die nächtliche Beobachtungsaufnahme benutze ich ein bei Ebay preiswert erstandenes recht robustes IBM-Notebook (Thinkpad 600e), das auf einem Tisch auf meiner Terrasse vor sich hin werkelt. Auf diesem Notebook habe ich die mitgelieferte Autostar-Software installiert und mit dem von der Meade-Webseite herunter geladenen Update aktualisiert. Nach dem Aufruf von Autostar erscheint ein Fenster mit der aktuellen Himmelsansicht. Dann schließt man die Kamera am USB-Port an und startet anschließend unter dem Menüpunkt ,,Image" die Anwendung ,,DSI Imaging", die in einem eigenen Fenster das Kamerabild mit einem Kranz von Informations- und Auswahlfeldern darstellt.
Obwohl die Werbung für die Kamera verspricht, dass sie auch mit einem einfachen USB 1.1-Port zurecht kommt, stellte sich nach anfänglichem Frust über miese Bilder schnell heraus, dass wohl doch eine Erweiterungskarte für den Cardbus mit zusätzlichen USB-2.0Ports unvermeidlich ist. Nach dem Kauf eines Erweiterungsadapters für eine eigene Spannungsversorgung läuft alles wie am Schnürchen. Im Gegensatz zu gelegentlichen Berichten über große Schwierigkeiten bei der Bildaufnahme mit der Autostar-Software kann ich mich darüber nicht beklagen.
Die Oberfläche der DSI-Imaging Anwendung ist nicht wirklich selbst erklärend. Aber nach meiner Erfahrung braucht man an den vorgegebenen Grundeinstellungen nicht viel zu verändern. Ich benutze immer den Modus ,,Deep Sky" in der Auswahlbox ,,Image Process" und habe mich inzwischen auf die Aufnahme von Serienbildern mit jeweils 15 Sekunden Belichtungszeit eingeschossen.
Dazu gibt man für die Aufnahmeserie im Eingabefenster rechts oben einen Namen für die folgenden Serienaufnahmen ein. Danach klickt man ,,Save Proc..." an und stellt im Speicherauswahldialog die wesentlichen Parameter ein. Ich habe bisher immer den voreingestellten Fits-Filetyp gewählt (erzeugt Dateien mit der Endung .fts), obwohl er wegen des 32-bit-Formats relativ speicherintensiv ist. Dann wähle ich die Erstellung einer ZeitrafferSerie (,,Save a time-lapse sequence") mit der vorgegebenen Einstellung 0 für die ,,Frame time". Für die Wartezeit zwischen zwei Bildern (,,Wait time") wähle ich je nach der erwarteten Geschwindigkeit der Veränderung des Sterns 0 bis 2 Minuten. Bei der Einstellung 0 Minuten erhält man eine zeitlich dichte Bildfolge mit etwa 40 Sekunden Abstand zwischen den einzelnen Bildern. Damit lassen sich entweder kurzperiodische Vorgänge (z.B. DeltaScuti-Variable) gut verfolgen oder durch Mittelung das Signal-zu-Rausch-Verhältnis für die Beobachtung schwächerer Sterne verbessern. Längere Abstände zwischen zwei Bildern zur Verminderung des Speicherbedarfs verwende ich bei Bedeckungsveränderlichen mit langen Zeiten im Minimumslicht und/oder langsamem Ab- und Anstieg. Immerhin benötigt eine Bilddatei etwa 1,6 MB, so dass in einer
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Schwerpunktthema: Veränderlichenbeobachtung
Nacht schnell mal ein halbes Gigabyte an Daten zusammen kommen kann. Zum Beenden der Zeitserienaufnahme wähle ich immer die Option ,,Manual Stop", um jederzeit selbst das Ende der Aufnahmeserie kontrollieren zu können.
Sehr bequem ist es, dass Autostar die Aufnahmen mitzählt und diese Zahl an den gewählten Dateinamen für jedes aufgenommene Bild anhängt. Auf diese Art werden selbst nach Neustart des Systems alte Dateien nicht überschrieben sondern kontinuierlich fortgesetzt.
Zurück im Hauptdialog muss man sich vor der wirklichen Aufnahme aber noch um den Abzug des sogenannten Dunkelfeldes (engl. Darkfield) kümmern. Bei CCD-Chips entsteht nämlich aufgrund des thermischen Rauschens des Detektors auch bei ganz abgedunkeltem Teleskop ein Signal, das von der Chip-Temperatur abhängt. Bei dieser ungekühlten Kamera ist sie etwa fünf Grad höher als die Umgebungstemperatur und wird laufend angezeigt. Vor allem bei Himmelsaufnahmen mit längeren Belichtungszeiten werden dadurch wegen der etwas unterschiedlichen Eigenschaften der einzelnen Pixel schwache Sterne vorgetäuscht. Daher macht man vor einer Beobachtung eine Dunkelfeldaufnahme, die dann später von der aktuellen Himmelsbeobachtung abgezogen wird. In Autostar geschieht dieser Abzug automatisch, wenn das entsprechende Auswahlkästchen links oben angehakt ist.
Auch die Dunkelfeldaufnahme überlässt Autostar nicht dem Zufall, sondern fordert sie vom Anwender ein, wenn die entsprechenden Dateien nicht vorhanden sind. Dazu deckt man das Teleskopobjektiv ab, wählt ,,Take Darks" als ,,Image Process" aus und startet dann die Messung für alle von Autostar vorgeschlagen Belichtungszeiten. Das dauert etwa 15 Minuten, in denen die zugehörigen Dateien in einem eigenen Verzeichnis unter Angabe der Chiptemperatur gespeichert werden. Von dort werden sie bei der späteren Beobachtung zum Dunkelfeldabzug verwendet, wenn die Chiptemperatur weniger als fünf Grad vom gespeicherten Wert entfernt ist. Ist aber die nächste Nacht deutlich kälter oder wärmer, so verlangt Autostar erneut die Erstellung einer Dunkelfeldserie vor dem Beginn der
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Beobachtung. Auf diese Weise bekommt man mit der Zeit eine ganze Sammlung von Dunkelfelddateien für alle auftretenden Temperaturen.
Obwohl manchmal empfohlen wird, vor jeder Messung oder doch wenigstens an jedem Messabend neue Dunkelfelder aufzunehmen, scheint mir das für die von mir angestrebte Genauigkeit nicht nötig. Sicher trägt diese Nachlässigkeit aber etwas zur verhältnismäßig hohen Streuung meiner Messergebnisse bei. Die für eine ernsthafte Auswertung ebenfalls nötige Korrektur des Flachfeldes (engl. Flatfield), beschreibe ich später.
Die Beobachtung Meine Beobachtungsbedingungen sind ein heftiger Kompromiss zwischen Wünschenswertem und Machbarem. Wünschenswert wäre sicherlich ein einsam gelegener, dunkler Beobachtungsplatz mit freier Sicht in fast alle Richtungen, an dem man seine Ausrüstung in einem festen Schutzbau ständig einsatzbereit aufgebaut hat. Praktisch muss ich davon ziemlich starke Abstriche machen. Zunächst wohne ich in einem Reihenhaus im Umfeld einer Großstadt mit relativ starker Lichtverschmutzung. Immerhin ist meine Terrasse zu den Nachbarn ganz gut abgegrenzt und erlaubt einen relativ freien Blick in südliche Richtung ohne starke Lichtquellen. Bei visuellen Galaxienbeobachtungen würde man wohl frustriert sein. Die differentielle Photometrie veränderlicher Sterne lässt sich aber unter diesen Bedingungen recht gut handhaben.
Auch mit der im vorigen Abschnitt beschriebenen Ausrüstung mache ich einen ziemlichen Spagat zwischen technischen Möglichkeiten für einen Amateur und finanziellem Aufwand für ein Hobby. Aber wie heißt es so schön: Jedes Gerät hat seinen Himmel. Wie aus der Beschreibung meiner Ausrüstung folgt, sollte ich wegen des hohen Kamerarauschens keine Sterne schwächer als etwa 14 mag und keine Helligkeitsänderungen kleiner als etwa 0,1 mag verfolgen. Und Vorgänge, die mit weniger als etwa fünf Minuten Genauigkeit erfasst werden müssen, sind wohl ebenso nicht die Stärke meiner Ausrüstung. Am anderen Ende ist die Erstellung und Auswertung von Langzeitlichtkurven z.B. für Halbregelmäßi-
ge oder Mirasterne über viele Wochen und Monate zwar möglich. Aber durch die Aufnahme von kurzen Sequenzen an einzelnen Tagen wird dies zu einer sehr mühsamen Prozedur. Ich habe mich daher bisher im Wesentlichen auf Bedeckungsveränderliche mit Perioden von einigen Tagen bis wenigen Wochen aus den Beobachtungsprogrammen der BAV gestürzt, von denen viele aus den verschiedensten Gründen seit Jahren selten oder gar nicht beobachtet wurden. Damit kann man als Mitglied einer Gruppe zu einer gemeinsamen Aufgabe beitragen und dennoch dabei sehr individuelle Ergebnisse erreichen, eine Perspektive die mich sehr fasziniert und motiviert.
Vorbereitungen Die gezielte und einigermaßen gründliche Vorbereitung des Beobachtungsabends ist eine wichtige Voraussetzung für zufriedenstellende Ergebnisse. Durch den Besuch einer Internetseite mit Wettervorhersagen (z.B. www.wetterspiegel. de) wird am Nachmittag erst einmal geklärt, ob in der kommenden Nacht überhaupt eine reelle Beobachtungschance besteht. Wenn ja, sehe ich mir meist den ,,Beobachtungsaufruf für Bedeckungsveränderliche" auf der BAV-Internetseite [5] an und schaue dort, welche Sterne überhaupt für die Beobachtung an diesem Termin in Frage kommen. Dort sind viele zur Beobachtung empfohlene Sterne mit Datum und Uhrzeit des nächsten Bedeckungsminimums aufgeführt. Dann ist zu klären, ob die für den bevorstehenden Abend in Frage kommenden Sterne überhaupt unter meinen eingeschränkten Beobachtungsmöglichkeiten in der Nähe des Minimums beobachtbar sind. Da ich das schon oben angesprochene Umschlagen der Montierung vermeiden will, beobachte ich Sterne am liebsten erst ab dem Moment, wo sie den SüdMeridian überschritten haben. Allerdings beschränkt eine Baumgruppe im Südwesten auch die längere Verfolgung von Sternen, die zu tief stehen. Dazu sind auch noch alle Sterne nördlich des Zenits auf meiner Terrasse durch das Dach verdeckt. Ist das Beobachtungsziel für den Abend gefunden kann man daran gehen, die Beobachtungsunterlagen zusammen zu stellen. Dazu gehören für mich immer die Aufsuchkarte der BAV und ein Ausdruck der Information in der Lichtenknecker
MMEEAADDEE TTeelleessccooppee DDrriivvee MMaasstteerr
www.meade.de
TDM - Das Ende der Getriebefehler
Meade Europe stellt seine neueste Produktinnovation im Teleskopbereich vor
MEADE und das M-Logo sind eingetragene Warenzeichen der Meade Instruments Corporation. ® USA und ausgewählte Länder. (C) 2009 Meade Instruments Corp. Alle Rechte vorbehalten. Änderungen und Irrtümer vorbehalten. Hergestellt unter den US-Patenten Nr. 6.304.376 und 6.392.799; weitere Patente in den USA und anderen Ländern angemeldet.
Der "Telescope Drive Master" bietet aufgrund seiner revolutionären Technologie anspruchsvollen Amateuren und semiproffesionellen Anwendern jetzt erstmals die Möglichkeit seeingbegrenzter Langzeitaufnahmen ohne Nachfürkorrektur mit ihrer bereits vorhandenen Montierung. Dieses über einen hochauflösenden Encoder gesteuerte System beseitigt periodische und aperiodische Getriebefehler von parallaktischen Montierungen so vollständig, dass auch bei gutem Seeing fehlerfreie Aufnahmen möglich sind. So muss kein Geld für ein Autoguider System oder Zeit für die Leitsternsuche verschwendet werden. Man kann die gesamte Zeit für Belichtungen verwenden.
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Schwerpunktthema: Veränderlichenbeobachtung
Datenbank der BAV, die alle bekannten Beobachtungen des ausgewählten Sterns enthält. Meist erstelle ich mir aber auch noch eine Umgebungskarte der AAVSO [6], die häufig auch Vergleichssterne in der Umgebung mit visuellen Helligkeiten bereitstellt. Aus diesen Karten kann ich heraus lesen, ob das verfügbare Feld ausreicht, um brauchbare Vergleichssterne für meine Messung zu erhalten. Wenn dafür ein größeres Feld nötig wird, kann ich das Ausweichen auf den kurzbrennweitigen Refraktor schon mal einplanen.
Praktisch ist es auch, schon frühzeitig die Koordinaten der zu beobachtenden Sterne unter der Rubrik ,,Beobachterobjekte" in die Steuerungshandbox der Montierung einzugeben, damit man dafür am Abend keine Zeit verliert.
Der Beobachtungsabend Wenn irgend möglich beginne ich das Einjustieren der Montierung, sobald in der Dämmerung die helleren Sterne sichtbar werden, damit die Beobachtung so früh wie möglich beginnen kann. Nach der Ausrichtung des Teleskops zum Polarstern fährt die Montierung einen ersten hellen Stern (im Herbst z.B. immer Wega) an. Nach Zentrierung eines zweiten bekannten Sterns im Okular ist die Montierungssteuerung meist zufrieden und findet von da an alle Objekte mit dem automatischen Goto-System problemlos. Jetzt kontrolliere ich gelegentlich noch die optische Justierung des Schmidt-Newton Teleskops mit Hilfe eines Lasers in der Okularöffnung, wobei aber nur selten eine Nachjustierung notwendig wird.
Danach setze ich die CCD-Kamera in die Okularöffnung und verbinde sie mit dem Notebook. Bei dessen Hochfahren vergleiche ich die Systemzeit mit einer Funkuhr und stelle sie gegebenenfalls nach. Dadurch sollte der Beobachtungszeitfehler in den aufgezeichneten Daten unter einer Minute bleiben. Die Kamera wird so am Teleskop eingesetzt, dass die Orientierung auf dem Bildschirm der üblichen Himmelsansicht beim Blick nach Süden mit freiem Auge (Norden oben und Osten links) entspricht. Für die Scharfstellung des Bildes benutze ich einen relativ hellen Stern (meist den zweiten Justage-Stern, der ohnehin noch im Gesichtsfeld ist) und eine einfache selbst-
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gebaute Scheinerblende mit vier kreisförmigen Öffnungen vor der Schmidtplatte. Befindet sich der CCD-Chip nicht im Brennpunkt des Spiegels, so zeigen sich vier getrennte Sterne, die einander umso näher rücken, je näher man dem Brennpunkt kommt. Zur Erleichterung dieser Prozedur ist der angebotene Zoommodus (max. 500%) sehr hilfreich. Da mein Teleskop leider keinen untersetzten Okularauszug besitzt, habe ich mir einen der Einstellknöpfe durch Aufsetzen eines zufällig passenden Dosendeckels vergrößert, so dass er sich etwas feiner verstellen lässt. Im Übrigen ist auch hier eine Nachjustierung nur selten nötig.
Nach Abnahme der Scheinerblende setze ich eine selbst gebaute Tauschutzkappe auf und der Beobachtungsabend kann beginnen. Dafür wähle ich mir aus den gespeicherten Objekten den Stern des Abends aus, lasse ihn vom Goto-System ansteuern und versuche den Veränderlichen auf dem Kamerabild durch Vergleich mit der Aufsuchkarte zu finden, was in der Regel auch recht gut gelingt. Nach Einstellen der gewünschten Belichtungszeit, dem Einschalten des Dunkelfeldabzuges und der Benennung der Dateinamen und Zeitabstände für die Serienaufnahmen kann der Startknopf gedrückt werden und alles andere läuft automatisch.
Leider bleibt das nicht den ganzen Abend so friedlich. Das Goto-System korrigiert zwar meine immer etwas falsche Nordausrichtung, so dass die Zielsterne leicht gefunden werden. Danach wird aber für die Nachführung nur der Rektaszensionsmotor benutzt und jeder Ausrichtungsfehler bewirkt eine dauerhafte Verschiebung des Beobachtungsfeldes. Dazu kommt, dass ich die Korrektur des periodischen Schneckenfehlers nicht eingeschaltet habe, weil das erstens irgendwie nicht geklappt hat und weil sie außerdem in der Regel deutlich kleiner ist als die Feldverschiebung durch die Missweisung der Polachse. Gegen dieses Problem könnte man mit verschiedenen Techniken angehen (z.B. Autoguiding), im vorliegenden Fall hat sich das aber als gar nicht nötig erwiesen. Wegen des verhältnismäßig großen Öffnungswinkels in Folge der kurzen Brennweite und meiner bestimmt nie ganz optimalen Fokussierung führt die Feldwanderung
innerhalb der üblichen 15 Sekunden Belichtungszeit meist doch noch zu annähernd kreisförmiger Sternabbildung. Und das ist für die nachfolgende Auswertung offenbar durchaus ausreichend. Dazu kommt, dass die Wanderung des Bildes mit der Zeit auch eine softwarebasierte Ableitung des Flatfields erlaubt, wie ich im nächsten Abschnitt beschreiben werde. Dann ist der einzige Nachteil dieser Verschiebung, dass ich von Zeit zu Zeit nachsehen muss, dass mir der Veränderliche und seine Vergleichssterne nicht aus dem Bild wandern.
Etwa alle 30 Minuten sollte man das System überwachen, denn es können ja alle möglichen anderen Probleme auftreten. Da gibt es z.B. die Gefahr, dass ein Stern bei einer längeren Beobachtungsfolge über Süd wandert und die Montierung umgeschlagen werden muss, damit das Teleskop nicht an den Stativbeinen anstößt. Oder es ziehen Wolken auf oder das Beobachtungsfeld verschwindet hinter dem Hausdach. Bei der Gelegenheit kopiere ich mir die bis dahin aufgezeichneten Dateien auf einen Speicher-Stick für eine erste Kontrollauswertung an meinem PC im Arbeitszimmer. Da kann man frühzeitig erkennen, ob alles klappt und sich die Helligkeit des angepeilten Veränderlichen auch wirklich wie erwartet verhält. Am Ende der Beobachtungsnacht sind so schon alle Dateien für die endgültige Auswertung gesichert und es bleibt nur noch die Aufgabe, die Hardware wieder sorgfältig zu verstauen.
Auswertung Zur Auswertung lege ich pro Stern und pro Beobachtungsabend je einen Dateiordner an, in den ich alle aufgenommenen Dateien mit eindeutigen Dateinamen kopiere.
Für den ersten Auswertungsschritt nutze ich das frei erhältliche Programm Muniwin von David Motl [7], mit dem man ohne viele Detail- und Englischkenntnisse auch als Anfänger im Rekordtempo erste Resultate erzielen kann. Und mit zunehmender Kenntnis der Photometrie auch die fortgeschrittenen Einstellmöglichkeiten des Programms nutzen kann.
Ein Problem stellte für mich allerdings die Flatfield-Korrektur dar, die auch bei dem hier benutzten einfachen Beobach-
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tungssystem für genauere Ergebnisse notwendig ist. Betrachtet man mit einer Kamera durch ein Teleskop eine gleichmäßig ausgeleuchtete Fläche (das ,,Flatfield"), so ist die Helligkeit im Bild in der Regel ungleichmäßig verteilt. Das kann verschiedene Ursachen haben, wie z.B. Vignettierung durch die Taukappe oder andere Komponenten im optischen Weg oder die ungleichmäßige Empfindlichkeit des CCD-Chips.
Dieser Effekt kann mit Hilfe einer Aufnahme des Flatfields korrigiert werden. Da aber die Herstellung einer gleichmäßig ausgeleuchteten Fläche praktisch sehr schwierig ist, gibt es dafür viele Anleitungen und Vorschläge. Meine ersten Versuche mit gezielten Flatfieldaufnahmen endeten leider ziemlich frustrierend, bis ich die in MuniWin angebotene Methode aufgegriffen habe, mit der ich fürs Erste ziemlich zufrieden bin. Für MuniWin ist auch die dauernde Verschiebung des Bildes offenbar kein Problem, solange sich das Bildfeld nicht dreht. Selbst aus dem Bild gedriftete randnahe Sterne erkennt das Programm wieder, sobald sie etwa nach einer Korrektur der Ausrichtung wieder im Bildfeld erscheinen.
Das Ergebnis Um vernünftige und glaubwürdige Ergebnisse für den gemessenen Helligkeitsverlauf bei einem Veränderlichen zu erhalten, ist eine sorgfältige Auswahl der Vergleichssterne wichtig. Sie sollten auf jeden Fall ähnliche Helligkeit und Farbe haben, die aber im Laufe der Beobachtung absolut unveränderlich bleiben. Daher sollte man in Muniwin den konstanten Vergleichsstern nicht nur mit dem Veränderlichen, sondern auch mit einem weiteren konstanten Kontrollstern vergleichen.
Die Messergebnisse für diese beiden Sternvergleiche verarbeite ich in Excel zur endgültigen Darstellung weiter. Natürlich gehören zu den Lichtkurven auch verschiedene weitere Informationen zur Ausrüstung und den Beobachtungsbedingungen. Abb. 3 enthält mein erstes herzeigbares CCD-Ergebnis an S Equ (im Sternbild Füllen). Neben dem deutlichen Minimum erkennt man vor allem den trotz des verhältnismäßig hohen Detektorrauschens praktisch konstanten Helligkeitsunterschied zwischen Vergleichs-
3 S Equ am 10. Februar 2008 (JD=2454507, Vergl.: TYC1317-00540-1).
und Kontrollstern. Dadurch wird dem Helligkeitsverlauf und Minimum besonders großes Vertrauen bescheinigt.
Aller Anfang ist schwer Zum Einüben des Umgangs mit meiner Ausrüstung hatte ich mich zu der von der BAV jährlich angebotenen Veränderlichen-Beobachtungswoche Anfang September 2007 auf der VdS-Sternwarte Kirchheim in Thüringen [8] angemeldet. Eine Übersicht und Zusammenfassung dieser sehr lehrreichen und unterhaltsamen Woche findet sich im BAV-Rundbrief 4/2007. In dieser Woche gab es nur eine brauchbare Beobachtungsnacht, in der
ich aber immerhin meine allererste CCDBeobachtung machen konnte. Wie Abb. 4 zeigt, war das Ergebnis für das Minimum von CM Lac allerdings sehr ernüchternd. Merkwürdig gestörte CCD-Bilder führten zu einer ziemlich unbefriedigenden Lichtkurve mit riesiger Streuung der Messpunkte. Aber immerhin konnte man selbst daran den Zeitpunkt des Minimums deutlich erkennen. Diese Situation verbesserte sich aber nach Benutzung eines USB-2.0-Ports, so dass sich schon wenige Wochen später vorzeigbare Ergebnisse einstellten.
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Schwerpunktthema: Veränderlichenbeobachtung
4 CM Lac am 5. September 2007.
5 CP Ori am 10. Feb. 2008 (JD=2454507, Vergl.: TYC1317-00540-1). Daten-
punkte bei JD<0,23 sind von einer Beobachtung am 15. Februar 2008 reduziert.
CP Ori Auf CP Ori bin ich durch die monatlichen Beobachtungsaufrufe auf der BAVHomepage aufmerksam geworden, in denen auf Programmsterne hingewiesen wird, für die erheblicher Beobachtungsbedarf besteht. Da ich selbst (noch) nicht die Zeit und Erfahrung habe, mir aus der Vielzahl der möglichen Beobachtungsziele die Sinnvollsten für die begrenzte Zahl von Beobachtungsnächten in Norddeutschland heraus zu suchen, sind diese Beobachtungsaufrufe für mich extrem
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hilfreich. Hier findet man auch gleich die wichtigsten Informationen über den Stern und den direkten Link zu den historischen Beobachtungen in der Lichtenknecker-Datenbank, was die Beobachtungsvorbereitung sehr gut unterstützt. CP Ori ist ein Bedeckungsveränderlicher vom Algol-Typ, dessen Hauptminimum alle 5,32 Tage mit einer Helligkeitsschwächung von 11,1 auf 12,2 mag eintritt. Wohl wegen der relativ langen Periode und der langen Minimumszeit von mehreren Stunden wurde dieser Stern in den
letzen Jahrzehnten sehr selten beobachtet. Im Februar 2008 konnte ich nun an drei Abenden Teile der Lichtkurve von CP Ori beobachten und daraus einen neuen Minimumszeitpunkt und die Dauer des Minimumslichtes ableiten (Abb. 5).
LL Aqr Seit August 2008 warb Frank Walter in seinem monatlichen Beobachtungsaufruf für Bedeckungsveränderliche wieder für die Beobachtung von LL Aqr, da es für diesen Programmstern der BAV bisher noch keine Ergebnisse gibt. Das ist auch nicht wirklich verwunderlich, denn LL Aqr ist eine verhältnismäßig harte Nuss für Beobachter. Während die Veränderlichkeit als solche wohl schon länger bekannt war, wurden die Variabilitäts-Elemente erst vor wenigen Jahren aus Daten der Himmelsdurchmusterungen ASAS, NSVS (Rotse-I) und Hipparcos abgeleitet [9]. Die Minima treten nur alle 20,1784 Tage auf und dauern etwa zehn Stunden. Da es also pro Beobachtungssaison nur eine gute Handvoll Gelegenheiten gibt, ist die Wahrscheinlichkeit für eine erfolgreiche Beobachtung eines Minimums in Anbetracht unserer hiesigen Witterungsverhältnisse nicht besonders groß. Mir ist nun am 25. Sept. 2008 eine einigermaßen erfolgreiche CCD-Beobachtung gelungen. Die Datenverarbeitung mit Hilfe von MuniWin liefert die Lichtkurve in Abb. 6, die leider zeigt, dass ich LL Aqr nicht schon im Abstieg sondern erst im Minimumslicht erfasst habe. Bei genauerem Betrachten der Lichtkurve erkennt man aber, dass das Minimumslicht nicht ganz konstant ist. Daher war es doch möglich, einen genauen Zeitpunkt des Minimums zu schätzen. Wegen des fehlenden Abstieges ist dieser Wert aber doch recht unsicher und ich habe daher versucht, das Ergebnis durch die Nutzung von Zusatzdaten abzusichern. Mit Hilfe der gleichen Daten, die Otero und Dubovsky für ihre Bestimmung der Elemente verwendet hatten, konnte ich nun durch geschickte Nutzung auch meinen Minimumszeitpunkt absichern. Dabei stellte sich sogar heraus, dass aus meinen Beobachtungen auch eine etwas verbesserte Vorhersage zukünftiger Minima abgeleitet werden kann. Genaueres dazu findet man im BAV-Rundbrief 1/2009. Natürlich fand ich es befriedigend, vermutlich der Erste zu sein, der ein Minimum von LL Aqr erfasst hat, wenn auch
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nur ganz knapp. Anderseits erschien mir aber auch die letztlich wohl doch erfolgreiche Kombination meiner Messungen mit den vorliegenden Ergebnissen von professionellen Himmelsdurchmusterungen mit entsprechend gut kontrollierten CCD-Kameras sehr spannend.
Ein neuer Veränderlicher Der Beobachtungsabend am 25. September 2008 war aber nicht nur deswegen für mich so spannend und erfolgreich, weil ich vermutlich der Erste war, der ein Minimum von LL Aqr in fast ganzer Schönheit erfasst hat. Darüber hinaus habe ich es nämlich zum ersten Mal erlebt, dass in meinem CCD-Feld während der Beobachtungszeit neben dem Zielstern noch zwei weitere Sternchen ihre Helligkeit kräftig geändert haben. Das war zum einen GX Aqr, ein pulsierender Veränderlicher vom RR-Lyrae-Typ, der zum Ende meiner Beobachtungszeit gerade sein Minimum durchlaufen und zum rasanten Helligkeitsanstieg ansetzte. Zum anderen habe ich aber auch einen
6 Lichtkurve von LL Aqr vom 25. September 2008 (2454735 JD) im Vergleich
mit Tyc 5236-708
offenbar bisher unbekannten Veränderlichen erwischt, dessen Helligkeit sich mit einer Periode von 0,17 Tagen zwischen
etwa 13,3 und 13,8 mag verändert. Es handelt sich dabei um GSC 5236-391, für den aber in den einschlägigen Sternkata-
7 Lichtkurve von GSC 5236-391 (V) am 25. September 2008 (2454735 JD) im Vergleich mit GSC 5236-711 (C)
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Schwerpunktthema: Veränderlichenbeobachtung
logen außer Position und Helligkeit keine wesentlichen Informationen zu finden sind. Abb. 7 zeigt eine grafisch etwas überarbeitete Bildschirmansicht aus Muniwin mit der Helligkeitskurve am Entdeckungsabend. Um das Rauschen zu vermindern, wurden in diesem Fall je zehn Bildframes von Muniwin gemittelt, so dass sich für den einzelnen Datenpunkt eine effektive Belichtungszeit von ca. 150 Sekunden ergibt.
Zusammenfassend möchte ich sagen, dass die Beschreibung der grundlegenden Technik und vieler technischer Details schon aus Platzgründen unvollständig bleiben musste. Ich möchte auch darauf hinweisen, dass viele meiner Kollegen mit längerer Erfahrung und noch ernsthafteren Beobachtungzielen sehr viel aufwändigere CCD- und Teleskopsysteme mit gekühlten Kameras und hochpräzi-
sen Nachführungen verwenden. Mein Ziel hier war es aber zu zeigen, dass man auch mit verhältnismäßig geringem instrumentellem und finanziellem Aufwand erfolgreich interessante und befriedigende CCD-Beobachtungen machen kann, die sogar wichtige Beiträge zur allgemeinen astronomischen Kenntnis enthalten können. Grundsätzlich habe ich aber den Eindruck, über ein ziemlich taugliches Beobachtungssystem zu verfügen, zu dem sich nur noch die Zeit und das passende Wetter einstellen müssen, um weitere interessante Pläne auch wirklich umsetzen zu können.
Literaturhinweise/ Links: [1] S. Bergthal, 2004. ,,CCD-Technik
für den Einsteiger" in Sterne und Weltraum (Heft 9/2004)
[2] Martin und Kleemann-Böker, 2004. ,,CCD-Astronomie in 5 Schritten", Oculum Verlag
[3] Stefan Seip, 2006. ,,Astrofotografie digital", Kosmos-Verlag
[4] BAV, 2007. ,,Einführung in die Beobachtung Veränderlicher Sterne"
[5] www.bav-astro.de [6] www.aavso.org/observing/charts/
vsp/ [7] http://c-munipack.sourceforge.net [8] http://www.sternwarte-kirchheim.
de/ [9] Otero, S. A. und P. A. Dubovsky,
IBVS 5557, 2004
Wem es draußen zu kalt ist, der beobachtet am PC
Veränderlichenbeobachtung online
von Klaus Bernhard
Die Beobachtung der Veränderlichkeit von Sternen ist ein tolles Naturerlebnis, das auch für die Wissenschaft sehr wertvoll ist. Die für den Amateur erkennbar reizvolle Veränderlichenbeobachtung unter freiem Himmel mit dem Blick auf das ganze schöne Firmament hat in Mitteleuropa durch das Wetter bedingte Grenzen. Hinzu kommt: Gerade bei schwächeren Objekten ist ein gewisser Aufwand notwendig, wie der Erwerb eines Fernrohres und für besonders genaue Messungen die Verwendung von CCD-Kameras.
Die moderne Technik bietet eine bequeme Möglichkeit, um Veränderliche zu studieren, ohne sich die Nacht um die Ohren zu schlagen. Eine Reihe von automatisierten Teleskopen bietet die kostenlose Nutzung der Beobachtungsdaten von Millionen Sternen über das Internet an. Am PC kann man wetterunabhängig beobachten. Über diese Möglichkeiten
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1 Kamera des ROTSE-I Systems
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und das notwendige, spezielle Vorgehen wird nachfolgend berichtet.
Automatische Teleskope im Internet (Auswahl): ROTSE-I http://skydot.lanl.gov/ All Sky Automatic Survey http://www.astrouw.edu.pl/asas/ The Optical Gravitational Lensing Experiment http://ogle.astrouw.edu.pl/ The Automatic Sky Survey http://www.tass-survey.org/
Für Amateure besonders zu empfehlen sind die Himmelsüberwachungsprogramme ROTSE-I und ASAS, die zusammen den gesamten Nord- und Südhimmel abdecken und im Folgenden genauer beschrieben werden sollen.
Die ROTSE-I Himmelsüberwachung Ein System, das den gesamten in Mitteleuropa beobachtbaren Himmel abdeckt, ist ROTSE-I (,,Robotic Optical Transient Search Experiment"), das in den USA stationiert ist. In den Jahren 1999 und 2000 wurde der gesamte nördliche Himmel sowie Teile des Südhimmels mehrmals in der Woche aufgenommen und anschließend ausgewertet. Auf Grund der überaus großen Anzahl an Sternen ist auch heute die Auswertung der Daten noch nicht abgeschlossen und interessante Beobachtungen sind möglich. Insgesamt können die Beobachtungsdaten von insgesamt mehr als Zehn Millionen Sterne im Internet über die Abfragemaske der Homepage http:// skydot.lanl.gov/nsvs/nsvs.php erhalten werden.
2 ROTSE-I Daten des Mirasterns W Aqr
Die Abfrage der zu einem bestimmten Stern vorhandenen Beobachtungen ist ganz einfach: Es ist nur notwendig, die Rektaszension und Deklination einzugeben und schon erhalten Sie in Sekundenschnelle die Beobachtungen für jeden Stern aus der Datenbank.
Sehen wir uns dies am Beispiel von W Aqr, einem bekannten Mirastern, also einem langperiodischen, roten Riesenstern an. W Aqr ist aktuell beobachterisch für die BAV interessant und wird deshalb regelmäßig überwacht. Zunächst benötigen wir die Koordinaten des Sterns, die wir etwa aus den amerikanischen AAVSOKarten über die BAV oder über ein Sternkartenprogramm wie Guide-8 erhalten: Rektaszension 20h46m24.6s, Deklination -04 Grad 05`00".
Da ROTSE über Aufnahmen des Nordhimmels und des südlichen Sternenhimmels bis hin zu -38 Grad Deklination verfügt, könnte dieser veränderliche Stern in der Datenbank vorhanden sein. Durch die Eingabe der Koordinaten in die Abfragemaske (Werte mit Doppelpunkten getrennt, Suchradius auf 1 Bogenminuten gesetzt) ist ersichtlich, dass insgesamt 41 Messwerte vorliegen, immerhin! Wenn diese Werte in eine Exceltabelle eingefügt werden, ergibt dies Abbildung 2. An dieser Stelle soll erwähnt werden, dass das Datum bei ROTSE als MJD ,,=Modified Julian Date" angegeben wird, sodass zur Umrechnung in das übliche Julianische Datum noch genau ein halber Tag dazu zu zählen ist. Die Daten zeigen einen langsamen Helligkeitsabfall im Jahr 1999 von der 7,5 bis zur 10. Größenklasse. W Aqr ist damit ein typisches Feldstecherobjekt.
3 ASAS-3 Lichtkurve von W Aqr. Die unterschiedlichen Farben basieren auf verschiedenen ASAS-Datensets
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4 NSVS Lichtkurve der neuen Zwergnova 1RXS J053234.9+624755
Wir wissen nun, dass wir höchstwahrscheinlich den richtigen Stern erwischt haben, aber ganz zufrieden können wir natürlich nicht sein. Idealerweise möchten wir noch etwas über die Periode des Lichtwechsels herausfinden. Dafür ist der Zeitraum von etwa 200 Tagen in Abbildung 2 zu gering, da offensichtlich nur ein Teil der Lichtkurve abgebildet ist.
Zum Glück liegt W Aqr nahe des Himmelsäquators, der sowohl von ROTSE als auch vom Himmelsüberwachungssystem ASAS abgedeckt wird.
Das Projekt ASAS Im Gegensatz zu ROTSE, das primär den Nordhimmel umfasst, ist das ASAS (,,All Sky Automated Survey") System auf den Südhimmel spezialisiert, da es am Las Campanas Observatory in Chile installiert ist. ASAS arbeitet im Moment und nimmt in jeder klaren Nacht Objekte bis zur 14. Größenklasse auf. Messdaten können für viele Sterne bereits über einen Zeitraum von acht Jahren erhalten werden. Dies deckt auch längerfristige Veränderungen veränderlicher Sterne ab. Wie steht es also mit W Aqr in ASAS?
Die Koordinaten in ASAS eingetippt (genauer gesagt: unter http://www.astrouw. edu.pl/asas/ ,,Catalogues" und dann ,, The ASAS-3 Photometric V-band Catalogue",
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ergibt einen Volltreffer (siehe Abbildung 3). ASAS-3 Daten sind für fast 8 Jahre vorhanden und zeigen acht Maxima.
Schon ohne Mathematik kann viel über das Verhalten des Sterns aus Abbildung 3 abgelesen werden: In etwa acht Jahren (X-Achse: Julianisches Datum-245000) zeigte der Stern acht Maxima. Daher beträgt die Periode etwa ein Jahr. Klar zu sehen ist auch die unterschiedliche Höhe verschiedener Maxima, was typisch für die nicht ganz regelmäßigen Pulsationen von Mirasternen ist.
Um eine genaue Periode zu erhalten, können wir noch im ,,ASAS Catalogue of Variable Stars" (http://www.astrouw.edu. pl/asas/?page=acvs) nachsehen, in dem alle von ASAS gefundenen Veränderlichen angeführt sind. Dort die Koordinaten in der Form ,,20:46:24.6, -04:05:00" eingetippt, ergibt sofort einen Treffer und wir erhalten als weitere Information eine Periode von 384,589 Tagen, was unserer Abschätzung von etwa einem Jahr sehr nahe kommt. Ähnlich wie bei diesem Beispiel können viele interessante Details des Lichtwechsels von anderen Veränderlichentypen wie Halbregelmäßige, Cepheiden, RR-Lyrae-Sterne oder Bedeckungsveränderliche aus Himmelsüberwachungsprogrammen ermittelt werden.
Bei derartigen Untersuchungen ist aber zu beachten, dass es aufgrund der Arbeitsweise des Aufnahme-Instrumentes nur eine Helligkeit pro Nacht gibt. Das ASAS-System bietet hierzu aber die Möglichkeit, diese Daten mit einer vorzugebenden Periode in einer einheitlichen Lichtkurve zusammenzufügen.
Noch wenig charakterisierte Sterne des ,,New Suspected Variable Katalogs" [1] des Sternberg Astronomical Institute in Moskau können mit diesen Daten hinsichtlich Typ und Periode genauer untersucht werden. Eine besonders reizvolle Aufgabe, der ich mich selbst auch verschrieben habe, ist die Suche nach neuen Veränderlichen.
Suche nach neuen Veränderlichen in der ROTSE-Datenbank Grundsätzlich ist es möglich, mit einer Durchsicht vieler einzelner Sterne auch neue veränderliche Sterne in der ROTSEoder ASAS Datenbank zu entdecken, dies ist allerdings etwas umständlich. Viel eleganter ist das Herunterladen und Verarbeiten des gesamten Datensatzes, das von der ROTSE Homepage (nicht aber von ASAS) möglich ist. Bei derartig großen Datenmengen sind Standardprogramme wie Excel überfor-
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dert, weil sie nur eine bestimmte Anzahl an Zeilen verarbeiten können. Aus diesem Grund war es notwendig, ein eigenes kleines Computerprogramm zu schreiben, mit dem die Daten von Millionen Sternen nach verschiedenen Kriterien sortiert werden können.
Bei einem ersten Durchlauf des Programms wollte ich herausfinden, welche Sterne überhaupt veränderlich sind, sodass alle jene Sterne aussortiert wurden, deren Helligkeitsschwankungen deutlich über den zufälligen Schwankungen lagen. Nach einigen Stunden Rechenzeit, bei denen der Ventilator meines billigen Computers ununterbrochen gedröhnt hatte, war es soweit: Das Ergebnis zeigte eine Liste von 65.000 veränderlichen Sternen!
Als nächster Schritt war es notwendig, bekannte veränderliche Sterne soweit als möglich auszusondern. Bei einem weite-
ren Durchlauf wurden die Sterne daher mit den Positionen des ,,General Catalog of Variable Stars", den ,,New Catalog of Suspected Variables" und anderen Katalogen bekannter Veränderlicher verglichen. Erstaunlicherweise blieb immer noch die sehr große Anzahl von vielen Tausend möglichen neuen veränderlichen Sternen über.
Eine Durchsicht von Sternen großer Amplitude führte zu einer sehr interessanten Lichtkurve: Eindeutig sind drei Ausbrüche in der Lichtkurve von 1RXS J053234.9+624755 zu sehen, meine erste Zwergnova war entdeckt! In einer internationalen Zusammenarbeit wurden die Eigenschaften des aus einem Weißen Zwerges und einem Riesenstern bestehenden Doppelsternsystems näher erforscht [2]. Besonders interessant ist der Umstand, dass die Ausbrüche ziemlich regelmäßig in einem Abstand von ca. 133 Tagen erfolgen.
Fazit Auch ohne eigenes Fernrohr kann man mit Hilfe der modernen technischen Möglichkeiten das Verhalten veränderlicher Sterne per Knopfdruck studieren. In den umfangreichen Datenbanken des Internets verbergen sich noch viele ,,astronomische Schätze". Vielleicht entdecken Sie bald Ihren ersten Stern online?
Literaturhinweise: [1] http://www.sai.msu.su/groups/
cluster/gcvs/gcvs/index.htm [2] K. Bernhard, C. Lloyd, T. Berthold,
W. Kriebel, W. Renz, IBVS 5620 [2005] (http://www.konkoly.hu/ cgi-bin/IBVS?5620)
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Wir trainieren gern Einsteiger
BAV-Beobachtungswochen an der VdS-Sternwarte in Kirchheim
von Gerd-Uwe Flechsig
Seit 2004 hat die BAV fünf Beobachtungswochen an der VdS-Sternwarte in Kirchheim durchgeführt. Wie kam es dazu, dass wir nun regelmäßig bei den Kirchheimer Sternfreunden zu Gast sind? Generell stellt eine solche Einrichtung mit den üblichen Schutzbauten und großen Teleskopen sowie einem Gebäude mit Seminarraum, Bibliothek, Küche und Schlafzimmern eine ideale Kombination für Sternfreunde dar. Insbesondere dann, wenn man an seinem Wohnort nicht über gute Beobachtungsmöglichkeiten verfügt, oder wenn man größere Instrumente einsetzen will, bietet eine Feriensternwarte in günstiger Lage eine gute Alternative. Für eine Beobachtungswoche mit einführenden Seminaren am Tage und praktischen Übungen in den Nächten eignet sich die Sternwarte in Kirchheim hervorragend.
Seit 1999 beschäftige ich mich mit Veränderlichen Sternen und bin Mitglied in der BAV, seit 2002 auch deren erster Vorsitzender. Nachdem sich die Beobachtungsbedingungen bei mir zu Hause erheblich verschlechtert hatten, ergab sich der glückliche Umstand, dass die BAV eine Beobachtungswoche zum Thema Veränderliche Sterne in Kirchheim veranstalten wollte. So verbrachten wir zu viert im August 2004 eine sehr schöne Woche mit einigen klaren Nächten [1]. Viele visuelle Lichtkurven kamen in jenem Jahr zusammen. Beobachtet wurde vor allem am 130-mm-Apo-Refraktor der Sternwarte sowie mit einem mitgebrachten C8 und Feldstechern. Zwei neue Beobachter konnten zudem gewonnen werden. Diese Erfolge veranlassten uns, die BAV-Beobachtungswoche in Zukunft einmal pro Jahr abzuhalten.
Die grundsätzliche Idee ist nach wie vor, Sternfreunde nach Kirchheim zu holen, die sich für Veränderliche Sterne interessieren und in der Beobachtung unterwiesen werden möchten. In erster Linie
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möchten wir neue Beobachter ansprechen. Dabei werden alle Wünsche sowohl zur visuellen als auch zur lichtelektrischen Beobachtung berücksichtigt. Auch allgemeine Fragen zur Nutzung von Amateurteleskopen werden gern behandelt. Die BAV-Woche eignet sich daneben auch für fortgeschrittene Beobachter, die sich im Rahmen einer erholsamen und aktiven Urlaubswoche mit größerem Gerät oder neuen Beobachtungsmethoden beschäftigen wollen. Moderne Beobachtungstechniken wurden von Anfang an in Seminaren und praktischen Beobachtungen am 50-cm-Newton und 130-mmRefraktor der Sternwarte berücksichtigt. Seit 2006 brachten auch verschiedene Teilnehmer ihre eigenen CCD-Kameras mit und verwendeten sie entweder an eigenen Teleskopen oder an Geräten der Sternwarte. So konnte die Unterweisung effektiv von den visuellen auf die lichtelektrischen Verfahren ausgeweitet werden. Die Geräte in der Schiebedachhütte (neben dem 130-mm-Refraktor auch ein 300-mm-Cassegrain) sollen künftig noch intensiver und vielfältiger genutzt werden. Sie stehen während der Beobachtungswoche den Teilnehmern exklusiv zur Verfügung.
In den fünf Veranstaltungen von 2004 bis 2008 konnten wir insgesamt 18 verschiedene Sternfreundinnen und Sternfreunde begrüßen [1-5]. Die Teilnehmerzahl erreichte mit acht Personen im Jahr 2006 ihren Höchststand. In den letzten fünf Jahren begannen 13 Mitglieder neu damit, in der BAV zu beobachten und sechs davon waren auch in Kirchheim mit von der Partie. Werner Braune, Gerd-Uwe Flechsig, Kerstin und Manfred Rätz und Eyck Rudolph fungierten in dieser Zeit als Betreuer der Beobachtungswoche.
Von den Wetterbedingungen her hatten wir bisher immer soviel Glück, zumindest zwei brauchbare Nächte innerhalb einer Woche zu erwischen. Die Monate
August und September bieten auch die vergleichsweise günstigsten Aussichten. Oftmals hört man von den einheimischen Sternfreunden Geschichten über nur mäßige Seeing-Bedingungen, die abends in Kirchheim herrschen sollen. Den Veränderlichbeobachter kümmert das Seeing allerdings nur am Rande.
Neben der Möglichkeit zu eigenen Beobachtungen an großen Instrumenten bietet die Sternwarte eine reizvolle Umgebung mit attraktiven Ausflugszielen. Als Beispiele wären Jena mit dem Optischen Museum und dem Observatorium Tautenburg, Weimar, Erfurt mit Dom und Festung, Eisenach mit der Wartburg und der Thüringer Wald zu nennen.
Wenn irgend möglich, werde ich auch in diesem sowie in den kommenden Jahren die BAV-Veränderlichenwoche abhalten. Eine Mindestteilnehmerzahl ist nicht vorgesehen und auch Last-Minute-Anmeldungen sind möglich. Die Kurse und Betreuung sind kostenlos. Die Verköstigung wird von den Teilnehmern selbst organisiert. Lediglich für die Übernachtungen wird ein Entgelt an den Kirchheimer Verein fällig, das für VdS- und BAV-Mitglieder ermäßigt ist. Einsteiger erhalten Beobachtungsmaterialien der BAV wie Karten und Vorhersagen für Minima und Maxima gratis.
Ich bedanke mich sehr herzlich bei den Kirchheimer Sternfreunden für die ausgezeichnete Betreuung in den zurückliegenden Jahren!
Literaturhinweise: [1] Rudolf Obertrifter, Bericht über die
Veränderlichenbeobachtungswoche an der VdS-Sternwarte in Kirchheim, VdS-Journal 17 (2005) 125. [2] Gerd-Uwe Flechsig, Bericht über die 2. Veränderlichenbeobachtungswoche an der VdS-Sternwarte in
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Kirchheim, VdS-Journal 20 (2006) 101. [3] Gerd-Uwe Flechsig, Bericht über die 3. Veränderlichenbeobachtungswoche an der VdS-Sternwarte in Kirchheim, VdS-Journal 22 (2007) 95.
[4] Thomas Zimmermann, Stephan Bakan, Bericht über die 4. Veränderlichenbeobachtungswoche, VdSJournal 25 (2008) 125.
[5] Gerd-Uwe Flechsig, Bericht über die 5. Veränderlichenbeobachtungswoche an der VdS-Sternwarte in
Kirchheim, VdS-Journal 30
BAV-Training bei Sternfreunden vor Ort
Individuelles Astro-Coaching
von Hans-Günter Diederich
Die VdS-Fachgruppe ,,Veränderliche Sterne" (BAV) bietet aktuell allen Einsteigern in moderner Form individuelle Unterstützung an, - um die Beobachtung von Veränder-
lichen kennen zu lernen, - um zu erfahren, wie die Ressourcen
des Internet fürs Hobby zu nutzen sind und - um den Einsatz vorhandener Software für Planung und Auswertung von Beobachtungen zu üben.
Sie setzt mit diesem Angebot ihre Bemühungen fort, den Einsteiger bereits bei seinen ersten Schritten zu begleiten und ihn mit einem interessanten Teilbereich der Amateurastronomie vertraut zu machen.
Bisher werden neben den Leistungen für Mitglieder bereitgestellt: - das ,,BAV-Web" auch mit aktuellen
Beobachtungstipps, - das ,,BAV-Forum" für den Austausch
von Fragen und Ideen, - die ,,BAV-Einführung" mit vielen Infos
zu Veränderlichen und deren Beobachtung, - die jährliche ,,Veränderlichenwoche" an der VdS-Sternwarte Kirchheim und jetzt neu, - das ,,Astro-Coaching".
Individuelle Anleitung im kleinsten Kreis, mit jederzeitiger Möglichkeit zu Fragen und Wiederholungen, ist in Sport, Wirtschaft und Verwaltung unter dem Begriff ,,Coaching" bekannt. Auch in der Amateurastronomie ist es sinnvoll einzusetzen. Zwei Varianten werden es sein, die nacheinander in einem Pilotbetrieb getestet werden sollen.
Variante 1: Besuch am Wohnort Der Autor als Coach der BAV sucht den Sternfreund nach vorheriger Abstimmung über Ablauf und Inhalt zu Hause auf und leitet ihn an, seinen PC-Arbeitsplatz (Rechner mit Software und Internetzugang) für die Amateurastronomie optimal zu nutzen. Die erforderlichen Arbeitsschritte werden trainiert. Der Reiseaufwand für den Coach be-
grenzt dieses Angebot auf eine Region. Gestartet wird mit einem Pilotbetrieb im Rhein-Main-Gebiet (Mainz, Wiesbaden, Frankfurt, Offenbach, Südhessen).
Im Pilotbetrieb liegt der inhaltliche Schwerpunkt zunächst auf: - einfachem Schätzen von Sternhellig-
keiten in CCD-Bildern - Fotometrieren mit MaxIm CCD
Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne e.V. (BAV)
Fachgruppe Veränderliche Sterne der Vereinigung der Sternfreunde e.V. (VdS)
Anschrift:
BAV, Munsterdamm 90, 12169 Berlin, Germany
E-Mail: zentrale@bav-astro.de, www.bav-astro.de
http://thola.de/bav.html
Bankverbindung:
Vorstand 1. Vorsitzender:
Postbank Berlin, BLZ: 10010010, Konto:163750102 BIC:PBNKDEFF, IBAN: DE34100100100163750102
Dr. Gerd-Uwe Flechsig, Malchiner Str. 3, 17166 Teterow Telefon: 0 39 96 / 17 47 82 E-Mail: gerd-uwe.flechsig@uni-rostock.de
2. Vorsitzender:
Werner Braune, Münchener Str. 26, 10825 Berlin, Telefon: 0 30 / 784 84 53; 344 32 93 E-Mail: braune.bav@t-online.de
Geschäftsführer:
Joachim Hübscher, Marwitzer Str. 37a, 13589 Berlin Telefon 0 30 / 375 56 93 E-Mail: joachim.huebscher@t-online.de oder joachim.huebscher@arcor.de
Mitgliedschaft und Aufnahmeformular Wir würden uns freuen, wenn sie Mitglied der BAV werden wollen. Der Jahresbeitrag beträgt 21,- E. Wegen eines Aufnahmeformulars können sie uns schreiben oder das Formular aus dem Internet herunterladen.
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Schwerpunktthema: Veränderlichenbeobachtung
- Nutzung des Internet (Aladin, Simbad, ADS, VizieR, NED, Level 5, BAV, AAVO)
- Umgang mit Blink-Sequenzen und Animationen, und alles was Spaß macht.
Einzelheiten werden jeweils individuell abgestimmt. Die Beobachter der BAV sind gern bereit, ihre Erfahrungen an Einsteiger durch persönlichen Kontakt vor Ort weiter zu geben. Dies ist in ganz Deutschland möglich. Einfache Fragen des Einsteigers bis hin zur unmittelbaren Beobachtungsunterstützung werden so leicht gelöst. Interessierte Sternfreunde, die sich als Coach zur Verfügung stellen würden, und solche, die als Trainee am Pilotbetrieb teilnehmen möchten, sind herzlich eingeladen, jetzt mit der BAV Kontakt aufzunehmen.
Liegen aus dem Pilotbetrieb genügend Erfahrungen zu Inhalten und Didaktik, zu den Bedürfnissen von Trainee und Coach vor, kann mit dem Astro-Coaching der Variante 2 (ebenfalls zunächst in einem Pilotbetrieb) begonnen werden.
Variante 2: Kommunikation übers Internet Die zweite Variante unterliegt keinerlei räumlicher Einschränkung. Sie ist bundesweit verfügbar und setzt einen DSLsowie einen Telefonanschluss beim Trainee voraus. Benutzt wird ,,NetMeeting", ein in Windows integriertes Kommunikationswerkzeug.
Ähnlich wie einige Sternfreunde ,,Remote"-Teleskope auf anderen Kontinenten für ihre CCD-Aufnahmen nutzen, werden hier Maus und Tastatur
des Rechners beim Trainee vom Coach fernbedient. Trainee und Coach können während einer Sitzung beide gleichzeitig den Rechner bedienen und sich dabei gemeinsam anschauen, was passiert. Der Coach macht etwas vor, der Sternfreund versucht dies zu wiederholen, wird gegebenenfalls korrigiert, und schon hat er etwas gelernt. Gelernt wird dabei nicht durch Lesen und Zuhören, sondern durch Selbermachen.
Während der Sitzung tauschen sich beide übers Telefon aus. Es ist beinahe so, als säße man gemeinsam vor demselben Rechner.
Über die Erfahrungen mit beiden Varianten des Astro-Coaching werden wir demnächst im VdS-Journal berichten.
Der Cepheid V25 in Holmberg II
von Peter Riepe
1 Holmberg II und enthaltene
Cepheiden, Aufnahme vom 25. Oktober 1995, mit S2KB-Detektor und Thuan-Gunn r-Filter am WIYN-Teleskop (nach [3]). Man beachte auch die H IIRegionen dieser aktiven Zwerggalaxie.
Holmberg II (Ho II) ist eine irreguläre Magellansche Zwerggalaxie der M 81/ NGC 2403-Gruppe (siehe Bericht über Ho II in dieser Ausgabe im Bereich Astrofotografie). Bereits im Jahr 1968 wurden erste Cepheiden in dieser Zwerggalaxie
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2 Holmberg II (starke Ausschnitts-
vergrößerung). 12"-Newton, f = 1139 mm, CCD-Kamera SBIG ST-2000XM, Luminanz: 23 x 12 min belichtet (ohne Binning), R: 8 x 12 min, G und B jeweils 8 x 6 min mit 2x2Binning. Autor: Bernhard Hubl.
gefunden, damals an der ,,fotografischen Grenze" auf spektroskopischer Emulsion [1]. 1984 wurden einige hundert Sterne dieser Galaxie fotometriert und dabei bereits Hinweise auf Veränderliche erhalten [2]. Genau diese Autoren haben 15 Jahre
3 Der Ausschnitt aus Abb. 2 zeigt
den Veränderlichen V25 (rote Pfeile). Die Grenzgröße liegt knapp jenseits von 22 mag.
später eine sehr interessante Arbeit publiziert, die sich mit Veränderlichen in Ho II befasst [3]. Ihr Ziel war es, eine Menge von Aufnahmen, gewonnen mit unterschiedlichen Teleskopen und Sensoren in den Jahren 1981 bis 1995, fotometrisch
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49
exakt auszuwerten. Alle Aufnahmen wurden im roten Licht gefiltert (r-Filter des fotometrischen Systems nach Thuan & Gunn). Schließlich wurden 28 Pulsationsveränderliche gefunden, laut Autoren mit größter Wahrscheinlichkeit Cepheiden.
Für diese Veränderlichen wurde eine klare Perioden-Leuchtkraft-Beziehung gefunden. Ein Vergleich mit der PeriodenLeuchtkraft-Beziehung von Cepheiden der Magellanschen Wolken erbrachte ein Entfernungsmodul von 27,46 mag. Nach Korrektur der Vordergrund-Extinktion von 0,04 mag [2] konnte eine Entfernung von 3,05 Mpc bzw. 9,95 Millionen Lichtjahren ermittelt werden. Von den Cepheiden sind V15, V19, V22, V24 und V25 (Abb. 1) mit Helligkeiten um 21 mag die leuchtkräftigsten. Unserem astrofotografischen Kollegen Bernhard Hubl ist es nun gelungen, eine sehr tiefe Aufnahme von Ho II herzustellen (Abb. 2). Im locker aufgebauten südlichen Teil der Zwerggalaxie ist der Cepheid V25 mit einer mittleren scheinbaren Helligkeit r = 21,5 mag eindeutig zu erkennen (Abb. 3). Aus der Lichtkurve (Abb. 4) konnte eine Periode von 52,22 Tagen und eine Amplitude von etwa 0,9 mag abgeleitet werden. Auch V19 und V24 im mittleren Galaxienbereich sind nachzuweisen, aber die Reproduktion in diesem helleren Feld mit höherer Sterndichte ist schon sehr schwierig. Um dieses Ergebnis zu erreichen, war eine Belichtungszeit von insgesamt 7,8 Stunden nötig! Dazu herzlichen Glückwunsch.
Schlusshinweis: Wenn auf Farbe verzichtet würde, ließe sich die Variabilität der hellsten Cepheiden in Ho II durchaus
4 Lichtkurve des Cepheiden V25 in Ho II (nach [3]).
schon mit Amateur-Teleskopen ab 300 mm Öffnung verfolgen. Klar, dass dazu hochempfindliche CCD-Kameras und Belichtungszeiten von mehreren Stunden notwendig sind.
Literaturhinweise: [1] Sandage A., Tammann G. A. 1968,
ApJ, 151, 825 [2] Hoessel J.G., Danielson G.E.:
Photometry of resolved galaxies. IV. Holmberg I and Holmberg II; ApJ 286, 159 (1984) [3] Hoessel J.G., Saha A., Danielson G.E.: Variable stars in the Holmberg II dwarf galaxy; AJ 115, 573 (February 1998)
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VdS-Journal Nr. 31
50
Schwerpunktthema: Veränderlichenbeobachtung
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von Joachim Hübscher
Wenn sie unsere Beiträge zum Schwerpunktthema ,,Veränderliche Sterne" gelesen haben, haben Sie als interessierter Sternfreund oder schon fortgeschrittener Hobby-Astronom einen ersten Eindruck gewonnen, was Veränderliche bieten.
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VdS-Journal Nr. 31
Amateurteleskope/Selbstbau
51
ronomen seit vielen Jahren nicht nur als BAV-Geschäftsführer, sondern auch als Leiter der Sektion ,,Auswertung und Publikation der Beobachtungsergebnisse". Ich habe miterlebt, wie in der Gemeinschaft der BAVer manch visuell beginnender Amateur sich zu einem Freizeitastronomen entwickelt hat. Für den Einsteiger
ist es hilfreich, wenn ihm beim Einstieg in das Gebiet die Orientierung erleichtert wird. Dabei hilft die Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne e.V. (BAV), indem sie Beobachter vielfältig unterstützt. Die BAV ist als selbständiger Verein zugleich Fachgruppe ,,Veränderliche Sterne" der VdS.
Mitglieder erhalten viermal jährlich den BAV-Rundbrief mit über 300 Seiten pro Jahr. Berichte von Beobachtern, Anregungen und Aufrufe zur Beobachtung bestimmter Sterne sowie Aufsätze aus der Literatur geben einen guten Einblick in das aktuelle Geschehen.
Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne e.V. (BAV)
Fachgruppe Veränderliche Sterne der Vereinigung der Sternfreunde (VdS) e.V.
Die Sektionen
Bedeckungsveränderliche
Kurzperiodische Pulsationssterne Mirasterne, Halb- und Unregelmäßige Kataklysmische und Eruptive Auswertung und Publikation der Beobachtungsergebnisse CCD-Beobachtung
Frank Walter
Dr. Hans-Mereyntje Steinbach Frank Vohla
Thorsten Lange
Joachim Hübscher
Wolfgang Quester
Denninger Str. 217 81927 München Graf-von-Moltke-Weg 10 61267 Neu-Anspach Buchenring 35 04600 Altenburg Plesseweg 77 37120 Bovenden Marwitzer Str. 37a 13589 Berlin Wilhelmstr. 96 - B13 73730 Esslingen
Tel. 089 - 930 27 38 bav-bv@bav-astro.de Tel. 06081 965 188 bav-rr@bav-astro.de Tel. 034 47 - 31 52 46 bav-mira@bav-astro.de Tel. 0551 - 83 550 bav-eru@bav-astro.de Tel. 030 - 375 56 93 bav-publikat@bav-astro.de Tel. 0711 - 36 67 66 bav-ccd@bav-astro.de
Das typische Einsteiger-Teleskop:
Der Refraktor 90 mm/900 mm Bresser Messier
von Herbert Zellhuber
In einer mehrteiligen Serie werden nun einige typische Einsteiger-Teleskope vorgestellt, als erstes der Refraktor 90 mm/ 900 mm Bresser Messier zum Preis von 225 E (März 2009). Bei der Abholung stand ein Paket mit 38 cm x 43 cm x 97 cm und einem Gewicht von 20 kg bereit. Eine ausführliche Betriebsanleitung in deutscher und englischer Sprache war beigelegt. Mich überraschte, auch noch eine Rotlicht-LED-Leuchte, das Planetarium-Programm ,,Cartes du Ciel", eine kleine drehbare Sternkarte, eine kleine Mondkarte und eine Teleskop-Fibel für Einsteiger vorzufinden. Das Dreibein ist eine solide Rohrkonstruktion mit einem Gewicht von 4,5 kg. Nach dem Aufspreizen der Beine wird die Montierung angeschraubt. Danach klemmt man die Okularablage mit der Rändelmutter. Durch das Ausziehen der drei Stahlrohre kann eine Höhe zwischen
63 und 105 cm eingestellt werden. Allerdings sollten die beiden Feststellschrauben gut angezogen sein, sonst könnte sich das Rohr ,,schleichend" einschieben und das Dreibein würde umkippen. Meiner Ansicht sollte man die Montierung am Dreibein angeschraubt lassen, auch wenn beides zusammen 8 kg wiegt (Abb. 2). Die Schraube kann bei der Montage im Alugehäuse leicht verkanten und das Gewinde verderben (wer schon mal ein Zündkerzengewinde ruiniert hat, weiß wovon ich spreche). Das Dreibein machte auf mich einen guten Eindruck und ist dem Gewicht von Montierung, Optik und Gegengewicht von insgesamt 8 kg gewachsen. Die Polhöhe der parallaktischen Montierung MON-1 kann an einer Skala
1 Das eingeklappte Dreibein mit
der MON-1
VdS-Journal Nr. 31
52
Amateurteleskope/Selbstbau
2 Der Refraktor Bresser Messier
90 mm/900 mm auf der MON-1
abgelesen werden, mit zwei Schrauben wird die Feineinstellung vorgenommen. Eine Klemmschraube dient dabei der Arretierung. Mit zwei weiteren Schrauben kann die Azimutstellung justiert werden. Pol- und Deklinationsachse können mit einem Hebel geklemmt werden und haben ein Schneckengetriebe, hier kann eine biegsame Welle angeschlossen werden. Die Montierung ist mit Polsucher und Antriebsmotoren aufrüstbar. Die Gegengewichtstange mit Durchmesser 14 mm ist einziehbar. Allerdings hat diese Stange erhebliches Spiel, vorne stellte ich satte 4 mm fest (Abb. 3). Den Erstbenutzer wird dieses große Spiel wahrscheinlich ziemlich erschrecken. Üblicherweise sind Gegengewichtstangen angeschraubt, da gibt es auch kaum Probleme. Als nächstes fiel mir auf, dass die
Montierung mit einem ziemlich zähen Fett geschmiert ist. Besonders wenn die Temperatur unter den Gefrierpunkt fällt, lässt sich das Fernrohr nur noch sehr träge schwenken. Auffällig war auch, dass der Anschluss der biegsamen Wellen mit einer Feile nachgearbeitet werden musste (Grat am Gewinde), damit sich diese auf die Messingwellen schieben ließen ohne beschädigt zu werden. Die Montierung hat keine Probleme mit dem Gewicht von Tubus und Gegengewicht (4,5 kg). Das Fernrohr lässt sich mit Hilfe einer Prismenschiene an der Montierung anschließen. Da die gerundete Schraube direkt gegen die Lackschicht drückt, entstehen dort schon gleich etwas unschöne Druckstellen. Ebenfalls fiel auf, dass es der Rohrschelle an Steifigkeit fehlt. Bei genauerer Betrachtung sah ich, dass die Aluminium-Prismenschiene an der Kunststoff-Rohrschelle nicht richtig verschraubt war. Nachdem die Schrauben richtig angezogen waren, stellte ich den
3 Die Messuhr ist in diesem Falle unbestechlich,
die Gegengewichtstange hat 4 mm Spiel.
4 Auch am Okularauszug lässt sich die Wackelei
zweifelsfrei mit 1,5 mm definieren.
VdS-Journal Nr. 31
Amateurteleskope/Selbstbau
53
nächsten Mangel fest: Der Klebefilz war zu dünn und hielt deshalb den Tubus nicht richtig, dadurch könnte sich sogar das Rohr verschieben. Ich behalf mich mit einem Streifen 0,6 mm Pappe, den ich um das Rohr wickelte. Nun war auch diese Wackelei eingedämmt. Dann nahm ich die Optik mit 90 mm Öffnung und 900 mm Brennweite näher unter die Lupe. Sofort fiel auf, dass das Auszugsrohr recht großes Spiel aufwies. War der Auszug ganz ausgefahren (125 mm), zeigte die Messuhr auf 1,5 mm (Abb. 4). Beim Beobachten mit Zenitspiegel ist das Rohr zwar nur 40 mm ausgefahren, die Messuhr zeigte aber immerhin noch 0,3 mm Spiel an. Das Rohr besteht übrigens aus Kunststoff, es ist nur eine Metallschicht aufgedampft. Die Justage wurde bei ganz eingefahrenem Auszug mit dem Cheshire überprüft. Sie war zwar nicht perfekt, lag aber auch nicht weit daneben. Allerdings könnte die Justage auch gar nicht korrigiert werden, da sowohl das Objektiv als auch der Okularauszug fest mit dem Tubus verschraubt sind. Auffällig war auch, dass der Bereich der 100%-Ausleuchtung nur 15 mm beträgt. Das liegt daran, dass der 1,25 Zoll-Okularauszug das Bild vignettiert. Um ein größeres Feld vollständig auszuleuchten, müsste eben ein 2 Zoll-Auszug angebracht sein (was das Ganze jedoch auch verteuern würde). Nun prüfte ich das Instrument an der Prüftafel und am künstlichen Stern bzw. Doppelstern (Abb. 5). Schon der erste Blick ließ ein flaues Bild erkennen. Der Blick ins Innere des Okularauszugs offenbarte eine stark reflektierende Innenwand. Hier braucht man sich also nicht wundern, wenn Geisterbilder in der Nähe heller Sterne oder Planeten im Okular auftauchen. Außerdem störten bei hoher Vergrößerung am künstlichen Stern Lichtausbrüche an den Beugungsringen. Ich beschloss deshalb, das Auszugsrohr auszubauen, um probehalber das Rohrinnere mit einer Rolle schwarzem Tonpapier auszukleiden. Prompt verbesserte sich die Abbildungsqualität und bei 180-facher Vergrößerung konnte am künstlichen Doppelstern das theoretische Auflösungsvermögen von 1,5 Bogensekunden erreicht werden. Auch die Lichtausbrüche an den Beugungsringen waren nun verschwunden. Das Gerät ist mit einem Sucher 6x30 ausgestattet, der mit sechs Schrauben
justierbar ist. Die Mit-
tenschärfe ist gut, eine
Randunschärfe ist vor-
handen, aber vertret-
bar. Das Tubusinnere ist
blank und ruft deshalb
ebenfalls Reflexionen
hervor, auch hier wür-
de schwarzes Tonpa-
pier Abhilfe schaffen.
Die Scharfstellung geht
über die Objektiv-Ver-
schraubung, allerdings
ist beim Fadenkreuz
keine Fokussierung
möglich.
Es sind drei 1,25 Zoll -
Okulare mit den Brenn-
weiten 10, 15 und 25
mm beigelegt, was ei-
ner Vergrößerung von
36-fach, 60-fach und
90-fach entspricht.
Die ,,Noname"-Okulare
nach Plössl haben ein
Gesichtsfeld von ca.
50 Grad . Die Mittenschärfe
ist gut und die Rand-
unschärfe akzeptabel.
Bei Nacht bieten sie
ein angenehmes Ein-
blickverhalten. Eine
achromatische 2-fach
Barlow-Linse ist eben-
falls dabei. Die Fassung besteht aus Kunststoff,
5 Die Abbildungsqualität kann vorab schon mal mit
der Prüftafel und künstlichem Stern bzw. Doppel-
die Abbildungsqualität stern geprüft werden.
ist aber gar nicht mal so
übel - zumindest blickte ich schon durch Gegengewichtstange keine direkten Aus-
wesentlich schlechtere. Ich benutzte sie wirkungen. Für einen erfahrenen Ama-
mit dem 10er Okular am künstlichen teurastronomen wären die Nacharbeiten
Doppelstern bei 180-fach.
(schwarzes Tonpapier im Okularauszug,
Bei Beobachtungen am Nachthimmel Schrauben an der Rohrschelle nicht kor-
entspricht die optische Leistung den Ge- rekt angezogen, zu dünner Klebefilz) kein
räten in dieser Größen- und Preisklasse. Problem, von einem Einsteiger wird man
Am Mond war zwar ,,Farbe" zu sehen, das aber in der Regel nicht erwarten kön-
machte sich aber nicht besonders störend nen. Um einen spielfreien Okularauszug
bemerkbar. Als das Innere des Okular- zu erhalten, wäre der Aufwand allerdings
auszugs noch nicht mit schwarzem Ton- höher. Durch geschicktes Anbringen von
papier ausgelegt war, konnten beim An- dünnen Teflonstreifen wäre aber auch
peilen der Venus deutliche Geisterbilder dieses Problem lösbar.
gesehen werden. Schade, dass der Oku- Die Gerätschaften wurden freundlicher-
larauszug und die Gegengewichtstange weise von der Firma Astroshop.de zur
ziemlich wacklige Geschichten sind und Verfügung gestellt.
somit kein so gutes Gesamturteil zulie-
ßen. Obwohl das Spiel des Okularauszugs
recht deutlich ist, waren keine Abbil-
dungsfehler auffällig. Ebenso hatte bei
der visuellen Beobachtung die wackelnde
VdS-Journal Nr. 31
54
Astrofotografie
Die drei Geheimnisse der Andromeda-Galaxie
von Hans-Günter Diederich
M 31 zeichnet sich durch eine Fülle von beobachtbaren und eindeutig nicht beobachtbaren Objekten, Strukturen und Eigenschaften aus. Es ist erheblich mehr möglich, als uns in Amateurliteratur und Mailinglisten üblicherweise begegnet. Manchmal gelingen uns sogar eigene ,,Entdeckungen". Dies wird mit drei Beispielen gezeigt.
Die ,,Lindblad-Verdrehung" Es gibt eine besondere Struktur im ,,Anfängerobjekt" M 31, die in jeder Amateuraufnahme mit kurzer Brennweite (Kleinbildobjektiv) zu sehen ist. Wir erwarten, die geneigte Galaxienscheibe als Ellipse zu sehen. Dies ist nicht der Fall, denn beide Enden der ,,Ellipse" sind aus der Scheibenebene heraus gedreht. Lindblad
1 Die ,,Lindblad-Verdrehung", markiert in einer Aufnahme von Gerhard Neininger
hatte dies bereits vor ca. 50 Jahren entdeckt [1]. Nach ihm benannt trägt diese Erscheinung bis heute die Bezeichnung ,,Lindblad Twist". In der Abbildung 1, welche auf einer Farbaufnahme von Gerhard Neininger
[2] beruht, ist der helle Teil von M 31 mit blauer Linie umfahren und eine blaue Symmetrieachse eingezeichnet. Den Umriss des rötlichen mittelhellen Bereichs markiert eine gelbe Linie. Schrittweise von innen nach außen gehend wurden die
2 Die ,,Lindblad-Verdrehung" in einer Infrarot-Aufnahme des Two Micron All Sky Survey (2MASS)
3 wie in Abb. 2
VdS-Journal Nr. 31
Astrofotografie
55
Endpunkte der Isophoten (Linien gleicher Helligkeit) mit gelben Geradenstücken verbunden. Dieser gelbe Kurvenzug biegt bei größerer Entfernung von der blauen Symmetrieachse des Zentrums ab. Das ist die ,,Lindblad-Verdrehung".
Die Abbildungen 2 und 3 verdeutlichen dieses Phänomen in einer Infrarot-Aufnahme aus [3] durch Bestimmung des (relativen) Positionswinkels, durch Einzeichnen einer Isophote und einer Mittellinie. Meines Wissens findet sich in der Amateurliteratur weder eine Erklärung, noch wird auf dieses beobachtbare Detail hingewiesen.
Der zentrale Bauch Bereits in meiner ersten teleskopischen CCD-Aufnahme war mir aufgefallen, dass der zentrale Bauch (,,bulge") von M 31 weder ein Kreis noch eine Ellipse ist (Abb. 4). Das helle Gebilde sieht flach gedrückt aus und könnte als kastenförmig (,,boxy") charakterisiert werden. Auch bei dieser Erscheinung lässt uns die Amateurliteratur im Stich. War dies nie einem Sternfreund aufgefallen?
Die Auswertung erfolgte wiederum mit der Bestimmung von Positionswinkeln und dem Betrachten von Isophoten. Letztere wurden diesmal aber nicht freihändig gezeichnet, sondern aus der Aufnahme mit Bildbearbeitung abgeleitet. Die Abbildung 5 zeigt eine Isophoten-Darstellung der Aufnahme aus der Abbildung 4. Die kastenförmige Gestalt lässt sich hier besser als im Graustufenbild erkennen und auswerten.
Die nächsten Schritte sind in der Abbildung 6 zusammen gestellt. Der sehr kleine Nukleus und seine engere Umgebung sehen kreisförmig aus (Teilbild links oben). Beim Forschreiten nach außen ändert sich allerdings die Gestalt: Die Isophoten werden elliptisch und weisen dadurch eine Vorzugsrichtung auf, die sich einzeichnen und messen lässt. Der Positionswinkel (PW) wurde zu 124 Grad bestimmt (Teilbild rechts oben).
Die Isophotendarstellung aus der Abbildung 5 ist unten wiederholt. Zeichnen wir etwas weiter vom Nukleus entfernt erneut die Vorzugsrichtung ein, ergibt sich ein PW von 130 Grad . Noch weiter außen werden die elliptischen Isophoten zuneh-
4 Im Histogramm unterschiedlich gestreckte Aufnahme von Nukleus und zent-
ralem Bauch
mend kastenförmig und hören auf, Ellipsen zu sein. Der PW der Vorzugsrichtung beträgt jetzt 143 Grad . Der PW dreht sich also von zunächst 124 Grad über 130 Grad in die Richtung 143 Grad : Wir beobachten eine ,,Isophotendrehung", die mit einer Gestaltänderung einher geht. Und wieder stellt sich die Frage, was wir hier eigentlich sehen. Wurde in einer sehr frühen Arbeit ein
Balken als Ursache für den kastenförmigen Bauch noch ausgeschlossen, kommt man zuletzt in [4] zur Überzeugung, dass die Beobachtungen nur durch die Existenz eines solchen Balkens erklärbar sind. Und dieser Balken verursacht nicht nur die Isophotendrehung im Zentrum, sondern auch die ,,Lindblad-Verdrehung" am äußeren Rand der Scheibe.
5 Der zentrale
Bauch in Isophoten-Darstellung
6 Auswertung
der Isophotendarstellung aus Abb. 5
VdS-Journal Nr. 31
56
Astrofotografie
7 Dunkelwolken im Zentrum
rum von M 31. Manchmal war extreme Bildbearbeitung erforderlich, um Strukturen sichtbar zu machen. Zweimal allerdings reichte hierzu bereits genaues Hinsehen.
Danksagung Ohne die Nutzung von astro-ph [7] und ADS [8] wäre die Erklärung der beschriebenen Objekte und Strukturen nicht möglich gewesen.
Damit steht fest, M 31 ist keine normale Spiralgalaxie sondern eine Balkengalaxie! Ein ,,Anfängerobjekt" entpuppt sich als hochinteressante Galaxie, deren Phänomene zudem recht leicht zu beobachten sind. Wer hätte das gedacht!
Entdeckung eines inneren Balkens Im Inneren von M 31 haben wir aufgrund der großen Helligkeit Probleme, die vielen Dunkelwolken und anderen Strukturen einigermaßen kontrastreich darzustellen bzw. überhaupt sichtbar zu machen. Vielen Sternfreunden stellt sich dieses Problem aber nicht, denn ihre Aufnahmen liegen voll in der Sättigung und sind im Zentrum ,,ausgeblutet". Vielleicht nutzen sie auch die Automatik-Schaltfläche im Strecken-Menü. Mein etwas polemischer Spruch dazu: ,,Strecke mit Köpfchen, nicht durch Druck aufs (Automatik-) Knöpfchen!" Aber es schmerzt zu sehen, wie sehr das hochinteressante Zentrum von M 31 (und anderer Galaxien) vernachlässigt wird, obwohl hier kein Mangel an Photonen besteht.
In der Abbidung 7 sind nicht nur spiralförmige Dunkelwolken zu sehen. Eine gezackte schmale Dunkelwolke nähert sich von oben dem Nukleus. Auf der Gegenseite fehlt eine entsprechende Struktur. Nach [5] wird sie als extra-planare (außerhalb der Scheibenebene liegende) Spiralstruktur interpretiert und auf eine Gezeitenwirkung zurückgeführt. Leider wird dieser Aspekt in der nachfolgenden Literatur nicht mehr aufgegriffen und damit weder bestätigt noch widerlegt. Manche Dunkelwolken lagern sich zu größeren Gruppen zusammen. Meine Lieblingsdunkelwolke ist ,,das liegende E". Es handelt sich bei ihr um eine Riesen-
VdS-Journal Nr. 31
molekülwolke. Mit den Fotokarten in [6] lassen sich diese Objekte identifizieren. Die Abbildung 8 zeigt als Montage dreimal denselben Ausschnitt, allerdings verschieden bearbeitet und ausgewertet. Zunächst war mir aufgefallen, dass erwartungsgemäß die innersten schmalen Dunkelwolken als zweifach symmetrische Struktur den Nukleus ,,umkreisen", dann aber abrupt abknicken und entlang jeweils einer der beiden Außenseiten einer breiten sehr schwach nur erkennbaren Struktur annähernd radial nach innen laufen und auf beiden Seiten des hellen Nukleus enden. Diese Struktur erinnerte mich an Balken in Balkengalaxien. Und in der Tat hatte ich hier einen inneren Balken ,,entdeckt".
Der Verlauf der abknickenden Dunkelwolken ist durch eine Markierung im linken Teilbild verdeutlicht. Im rechten Teilbild wurde der innere Balken hervorgehoben. Eine Bestätigung dieser Struktur ließ sich in [5] finden.
Zusammenfassung Eine interessante Reise führte uns vom äußeren Scheibenrand ins innere Zent-
8 Der innere Balken
Literaturhinweise [1] B. Lindblad, 1956: (kein Titel ver-
fügbar), Stockholm Ann. Vol. 19, 2 [2] G. Neininger, 2009: http://www.
astronomie-rw.de/inhalt/neininger/ neininger.html [3] Calif. Inst. of Techn., 2009: ,,Two Micron All Sky Survey (2MASS)", http://www.ipac.caltech.edu/2mass/ gallery/index.html [4] R. Beaton, 2006: ,,Unveiling the Boxy Bulge and Bar of the Andromeda Spiral Galaxy", arXiv:astro-ph/ 0605239 [5] Y. Sofue, 1993: ,,Face on Barred Spiral Structure of Dark Clouds in M31`s Bulge", arXiv:astro-ph/ 9309047 [6] P. Hodge, 1981: ,,Atlas of the Andromeda Galaxy", http://nedwww. ipac.caltech.edu/level5/ANDROMEDA_ Atlas/frames.html [7] astro-ph, 2009: http://xxx.uniaugsburg.de/archive/astro-ph [8] ADS, 2009: http://adsabs.harvard. edu/article_service.html
Astrofotografie
57
,,Viel dran an M 31"
- Eine Liste von möglichen und unmöglichen Projekten
von Hans-Günter Diederich
Der visuelle Anfänger, der erfahrene CCDler, der Sternfreund mit großem Budget und der ohne Teleskop (dafür aber mit Internetzugang), alle können M 31 mit Gewinn beobachten und entsprechend der Zunahme ihrer Fähigkeiten den Schwierigkeitsgrad ihrer Projekte steigern. Die Fachastronomie entdeckt zudem laufend neue Objekte und Strukturen und stellt ihre Ergebnisse uns Sternfreunden im Internet zur Verfügung. Es besteht also kein Mangel an Ideen und Objekten, um sich über mehrere Jahre hinweg mit M 31 zu befassen. Einige dieser Ideen stellte ich für mich selbst und zur Vorbereitung eines Vortrags zusammen (s. Kasten). Diese Liste wurde auf dem Deepsky-Treffen 2008 in Bebra präsentiert und deren Objekte wurden teilweise auch mit Bild vorgestellt. Die Veröffentlichung im VdS-Journal für Astronomie soll einen weiteren Kreis mit den Möglichkeiten von M 31 vertraut machen und dazu beitragen, die Beobachtung der Andromeda-Galaxie durch uns Sternfreunde zu intensivieren.
Projektliste zu M 31
NGC 205 mit Dunkelwolken und Kugelsternhaufen M 32 mit Planetarischen Nebeln und den Spuren einer Gezeitenwirkung die beiden 8µm-Ringe von M 31 (Überlagerung mit eigener Aufnahme) weitere Zwerggalaxien (And I usw.) Sterne (sehr helle, Veränderliche, Novae, ,,Hubbles Veränderliche", Hubbles Beobachtung von Cepheiden, ,,Leuchtkräftige Blaue Veränderliche" (LBV), Veränderliche mit Blinken selber suchen, fotometrieren und Lichtkurven erstellen) Sternströme (Überlagerung mit eigener Aufnahme) Kugelsternhaufen (innen helle, kompakte; außen schwache, ausgedehnte) offene Haufen, Planetarische Nebel, Sternassoziationen Dunkelwolken Scheibe (äußere Form, ,,Lindblad Twist") äußerer und innerer Balken zirkumstellare Strukturen Infrarot-Aufnahmen B-V- und R-I-Farbindexkarten Bildauswertung mit Isophoten Tiefpass-Abzug und Division von Bildern
NGC 3372, der Nebel um Eta Carinae
von Peter Riepe
- Teil 1 -
Im Carina-Arm unserer Galaxis sitzt die prominente HII-Region NGC 3372 [1, 2]. Da sie den Stern Eta Carinae umgibt, wird sie auch ,,Eta-Carinae-Nebel" genannt. Das Alter dieses Deep-Sky-Objekts beträgt einige Millionen Jahre. Die Entfernungsangaben sind in der Literatur unterschiedlich. Ältere Werte gehen von 8.000 Lj aus, neuere Messungen ergeben für die im Nebel enthaltenen Sternhaufen jedoch Entfernungen um 10.000 Lj [3].
1 Am 29.05.2006 fotografierte
Reinhard Nürnberger Eta Carinae von Namibia aus. Mit einer SBIG ST-L11000M CCD-Kamera an einem 4-Zoll-APO von 600 mm Brennweite (mit Fokalreduktor) betrugen die Belichtungszeiten: H-Alpha 10 x 120 s, L 15 x 120 s, R und G je 9 x 120 s, B 13 x 120 s.
VdS-Journal Nr. 31
58
Astrofotografie
Bis in die schwächsten Ausläufer beträgt der scheinbare Durchmesser von NGC 3372 etwa 2,5 Grad . Damit liegt der wahre Durchmesser bei etwa 430 Lj. Demnach ist der Eta-Carinae-Nebel ungefähr 14 Mal so groß wie der Orionnebel, der es nur auf ca. 30 Lj bringt. Astrofotografisch ist NGC 3372 eines der farblich imposantesten Foto-Motive überhaupt (Abb. 1 bis 8, s.a. Titelbild). Absorbierende Staubwolken und überlagerte bläuliche Reflexionsanteile bewirken eine beachtliche Vielfalt von Rottönen.
2 Mit einem Astro Physics Starfire
150 mm/1.120 mm wurde 75 min auf dem heute nicht mehr hergestellten Farbnegativfilm Kodak Ektacolor Pro Gold 400 belichtet (6x7-Format). Autoren: B. Schröter, S. Binnewies, H. Tomsik, P. Riepe, Ort: Farm Tivoli, Namibia.
Bereits mit einem Feldstecher erkennt man eine von Staubwolken durchsetzte Struktur. Der Nordteil erinnert von der Form her an ein ,,V", das durch zwei
mächtige Dunkelwolken vom größeren, dreigliedrigen Südteil getrennt wird. Mit mittleren und erst recht größeren Optiken kann der Beobachter verschiedene kleine, eingelagerte Sternhaufen wahrnehmen. Der hellste Bereich im Südteil des ,,V" zeigt viele Details, z. B. auffällige, gebogene Nebelsträhnen und kleine Dunkelwolken. Hier tritt auch der dunkle ,,Schlüsselloch-Nebel" hervor, der aus zwei kugeligen Hälften besteht. Etwa 2 Bogenminuten östlich des SchlüssellochNebels liegt der Stern Eta Carinae. Dieser Stern entzieht er sich der direkten Beobachtung, weil er in ein kleines, sehr dichtes und nur etwa 16 Bogensekunden ausgedehntes Nebelchen eingebettet
3 Dieter Willasch gelang diese
Aufnahme am 01.02.2009 in Somerset West (Südafrika). Als Optik diente ein TMB 130 mm f/6 Refraktor mit Bildfeldebnungslinse (heute sagt man ,,Field Flattener") auf Astro-Physics 900 GTO. Mit einer SBIG STL 11000M CCD-Kamera plus Astronomik H-alpha Filter wurde 610 min ohne Binning belichtet, dazu die RGB-Farbauszüge mit jeweils 45 min, auch ohne Binning (RGB-Filtersatz Astrodon True Balance). Farbkodierung: H-alpha für L, dazu RGB. Bemerkung: Multiple luminance layering nach Rob Gendler.
4 Rechte Seite: Michael Hoppe
verwendete einen TMB 80 mm/480 mm Refraktor plus TeleVue Fokalreduktor 0,8-fach (= 384 mm Brennweite). Mit einer modifizierten Canon 20 D wurde 12 x 10 min bei ISO 800 belichtet. Nachgeführt wurde mit einer ALccd 5.2 am Pentax 75 SDHF. Montierung: Vixen Atlux mit MTS-3 Steuerung auf Farm Tivoli (Namibia). Am Nordwestende ist der rundliche NGC 3324 zu sehen, ferner in der rechten oberen Bildecke der offene Sternhaufen NGC 3293.
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5 Die Zentralregion als LRGB-Bild von Michael Hoppe. Diesmal wurde ein Vixen VC 200 L benutzt (modifizierter Cassegrain
mit Korrektor und f = 1.280 mm), aber mit Reduktor f/6,4. Kamera: Artemis 4021, Belichtungszeiten: L = 36 x 300 s,
RGB jeweils 5 x 300 s. Nachführung, Ort und Montierung wie in Abb. 4.
ist. Es erhielt 1950 vom argentinischen Astronomen Ernesto Gaviola wegen seines menschenähnlichen Aussehens den Namen ,,Homunculus". Kurz belichtete Fotografien zeigen den Homunculus rötlich. Zur Auflösung feinster Details sind langbrennweitige Instrumente und auch bestes Seeing erforderlich. Bei Vergleich der Abbildungen 9 und 10 wird klar, dass die moderne CCD-Technik die konventionelle Fotografie auf Film abgehängt hat, wobei ein 600 mm-Teleskop gegen einen 4 m-Spiegel antrat. Der Homunculus wird
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als ein bipolarer Nebel klassifiziert, was durch Untersuchungen mit dem Hubble Space Telescope bestätigt wurde (Abb. 11). Allerdings hat sich das astrophysikalische Bild neu geformt: Zwei sphärische Gasblasen bilden die Form einer Erdnuss [4, 5]. Aus der Mitte schießen senkrecht dazu zwei Jets hervor. Erdgebundene Spektraluntersuchungen ergaben, dass die Gasblasen die Polarachse des Nebels bilden. Die südöstliche Blase dehnt sich in unsere Richtung aus, während sich die nordwestliche von uns weg bewegt
[5, 6]. Der Stern Eta Carinae selbst ist ein unregelmäßiger Veränderlicher mit einer bewegten Historie [7]. Edmund Halley katalogisierte Eta Carinae im Jahre 1677 mit einer scheinbaren Helligkeit von 4 mag. In der Folgezeit wurde der Stern allmählich heller und erreichte um 1730 bereits die 2. Größenklasse. Bis gegen 1782 ging die Helligkeit auf 4 mag zurück und blieb in den Folgejahren wechselhaft. Ab 1820 setzte ein kräftiger Helligkeitsanstieg ein (Abb. 12). In einem heftigen Ausbruch im
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1889 unterbrochen. Eta Carinae wurde für das bloße Auge allmählich unsichtbar und kam ab 1900 nur noch auf 8 mag. Zwischen 1941 und 1953 gab es wieder einen leichten Anstieg auf 7 mag. Zu Beginn der neunziger Jahre wurden sogar um 6 mag gemessen. Zwischen 1998 und 1999 ereignete sich ein unerwarteter, leichter Zuwachs um einen Faktor 2.
Diese Entwicklung hält offenbar an und bleibt extrem spannend. In einer recht neuen Arbeit wird darüber berichtet, dass zwischen 2003 und 2006,5 ein Anstieg auf visuelle 4,7 mag stattfand [8]. Wird der Homunculus allmählich löcheriger, so dass Eta Carinae mehr Strahlung nach außen bringen kann? (wird fortgesetzt)
7 Walter Gröning setzte am 3.01.2009 auf dem IAS Observatory (Farm Hakos,
Namibia) einen 500-mm-Cassegrainreflektor bei 1.500 mm Brennweite ein. Als Kamera diente eine SBIG STL 11000 M CCD-Kamera mit Astrodon-Filtern (RGB und H-Alpha 6 nm). Belichtet wurde insgesamt 40 Minuten (H-Alpha: 37 min, RGB jeweils 16 min).
6 Kometenfotograf Michael Jäger
nahm Eta Carinae im Jahr 2006 auf Farm Tivoli auf. Er verwendete einen 8-Zoll-Astrographen f/2,8 und eine CCD-Kamera Fingerlake 3200. Belichtungen: H-Alpha 2 x 10 min, LRGB jeweils 5 min.
Jahre 1843 wurde Eta Carinae mit -0,8 mag zum zweithellsten Stern nach Sirius (-1,4 mag). Eigentlich hätte der Stern damals mit voller Berechtigung in ,,Alpha Carinae" umbenannt werden müssen, denn selbst Canopus, der mit -0,7 mag hellste Stern im Sternbild Carina, wurde knapp überboten. Der Homunculus ist eindeutig das Überbleibsel dieses Ausbruchs von 1843. Legen wir eine Entfernung von 10.000 Lj zu Grunde, so entspricht die 16 Bogensekunden große Achse des Homunculus einer Ellipse von 0,78 Lj Durchmesser. Das sind 7,3 Billionen km, auf die der kleine Nebel in den vergangenen 166 Jahren angewachsen ist. Dies kommt einer Expansionsgeschwindigkeit von ca. 700 km pro Sekunde gleich. Die Abbildungen 10 und 11 zeigen, dass der Homunculus in einem weiteren, aber schwächeren Nebel von 40 Bogensekunden Ausdehnung steckt. Dies sind vermutlich die Überreste eines noch früheren Ausbruches. Nach dem Ausbruch von 1843 blieb die Helligkeit schwankend, fiel dann aber nach 1858 rapide ,,in den Keller", nur durch zwei kleinere Ausbrüche 1870 und
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8 Linke Seite: Das auflösungs-
stärkste Bild dieser Serie: Stefan Binnewies und Josef Pöpsel nahmen NGC 3372 am 3.05.2006 auf (CapellaObservatorium, Farm Amani/Namibia). Der 600 mm-Hypergraph ,,Ganymed" hat primär f = 1.800 mm. Mit einer SBIG STL-11000M CCD-Kamera wurde belichtet: L = 10 x 300 s ohne Binning, RGB jeweils 4 x 300 s (2 x 2-Binning und SBIG-Filter). FWHM = 2 arcsec.
9 Der Homunculus, kurzbelichtet
auf konventionellem Film mit dem 4 m-Teleskop des Anglo-Australian Observatory (Copyright). Der Homunculus steckt in einem weiteren, aber schwächeren Nebel von 40'' Ausdehnung. Dies sind vermutlich die Überreste eines noch früheren Ausbruches.
Literaturhinweise: [1] S. Laustsen, C. Madsen, R.M. West,
1987: ,,Entdeckungen am Südhimmel", Springer Birkhäuser, Berlin/ Heidelberg/Basel [2] D. Malin, 1993: ,,A View of the Universe", Sky Publishing Corp. [3] K. Sanchawala et al., 2007: ,,Nearinfrared Study of the Carina Nebula",
Astrophys. J. 667, 963 [4] D. Fischer, 1996: ,,Der Nebel um
Eta Carinae", in: Brennpunkt, Sterne und Weltraum 35, 608 [5] in: Sky & Telescope, 1992: ,,Eta Carinae Revisited"; Sky & Tel. 84, No. 5, 489 [6] in: Sky & Telescope, 1994: ,,Hubble´s Stellar Performance", Sky
& Tel. 88, No. 1, 12 [7] http://seds.org/messier/xtra/ngc/
etacar [8] E. Fernandez Lajús et al., 2008:
,,Long Term Optical Photometric Monitoring of Eta Carinae from La Plata Observatory", RevMexAA (Serie de Conferencias) 33, 119
10 Modernes Ergebnis zum Homunculus, aufgenommen
von Rainer Sparenberg, Stefan Binnewies und Volker Robering am 8.05.2004 mit dem 600 mm-Hypergraphen ,,Ganymed" bei f = 4.800 mm mit SBIG ST-10 XME CCD-Kamera, Ort war die Farm Amani. Das H-Alpha/RGB wurde ohne Binning 101 s in H-Alpha belichtet, 10 x 20 s in RGB mit 2 x 2-Binning (Astronomik-Filter).
11 Unten: Der Homunculus, eingebettet in expandierende
Nebel. Nach einer Aufnahme mit dem Hubble Space Telescope (http://seds.org/messier/xtra/ngc/etacar).
12 Entwicklung der Helligkeit von Eta Carinae zwischen
1820 und heute (nach [7]).
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Astrofotografie
Kontakte der FG Astrofotografie:
Der Gahberg-Workshop am 1. und 2. Mai 2009
von Peter Riepe
Seitens der FG Astrofotografie bestehen gute Kontakte zu unseren Freunden des Astronomischen Arbeitskreises Salzkammergut. Wir tauschen nicht nur Erfahrungen via E-Mail aus, sondern besuchen auch gegenseitig unsere Jahresveranstaltungen. So wie Harald Strauß, Bernhard Hubl und Günter Kerschhuber inzwischen regelmäßig am Deep-Sky-Treffen teilnehmen und stets interessante Beiträge liefern, so stand der diesjährige Gahberg-Workshop auch wieder auf dem Besuchsprogramm unserer FG. Andreas Rörig und ich nahmen teil mit Vorträgen zu neuen Themen. Im Gegensatz zum deutschen Deep-Sky-Treffen, bei dem sich Astrofotografen und visuelle Beobachter zusammenfinden, ist der GahbergWorkshop eine traditionelle Kombination aus Astrofotografie und Instrumentenbau. Visuelle Beobachtung und auch das Befassen mit den astronomisch-astrophysikalischen Grundlagen gab es bisher nicht. Unter den Teilnehmern sind immer wieder etliche österreichische Praktiker, die über die Landesgrenzen hinaus für ihre guten Ergebnisse bekannt sind. Der zweitägige Workshop fand wie gewohnt im hochgelegenen Alpengasthof Kogler statt (Abb. 1), wenige hundert Meter von der Gahberg-Sternwarte entfernt (Abb. 2). Die Sternwarte kann bei schönem Wetter für praktische Astronomie genutzt werden. Im Gasthof Kogler
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1 Unten: Der Alpengasthof Kogler
auf dem Gahberg
gibt es genügend Räume, um sowohl das Programm durchzuführen als auch Einblicke in Instrumententechnik und Optik zu ermöglichen. Amateurastronom Alois Ortner stand für praktische Optikprüfungen zur Verfügung (Abb. 3), eine bekannte Astrofirma aus Süddeutschland stellte Teleskope und Zubehör aus. Im Gasthof können alle Workshop-Teilnehmer prima
2 Oben: Die 860 m hoch gelegene
Gahberg-Sternwarte besteht seit 1978.
verpflegt werden. Und wer übernachten möchte, kann das ebenfalls. Die urige Gemütlichkeit des Gasthofs veranlasste mich auch diesmal wieder, einen mehrtägigen Urlaub anzuhängen. Bereits am Freitagnachmittag begrüßte der Vorsitzende Erwin Filimon die ersten Angereisten. Er gab in seinem Beitrag
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referierte über den sinnvollen Einsatz von Filtern für visuelle und fotografische Anwendungen. Der Abend war dem Erfahrungsaustausch bei rustikaler Gemütlichkeit vorbehalten.
Das Hauptpro-
gramm lief am
Samstag. Harald
3 Alois Ortner und seine optische Prüfeinrichtung
Strauß und Bernhard Hubl waren
die Moderatoren.
Hannes Schacht-
,,Entwicklung der Amateurastronomie ner präsentierte sein privates Robotic Te-
seit 1975" Rückblicke auf die Vereins- lescope, das auf der Gahberg-Sternwarte
gründung sowie Inbetriebnahme und aufgestellt ist und das er von zu Hause
Führung der Einrichtung. Im Jahre 2008 aus bedienen kann. Für den Bau kam er
konnte die Sternwarte auf ihr 20-jäh- mit elektronischen und mechanischen
riges Jubiläum blicken. Und 2010 wird Bauteilen aus, die sich im Laufe der Zeit
groß gefeiert. Dann wird es heißen: 30 bei ihm angesammelt hatten. Andreas
Jahre Astronomischer Arbeitskreis Salz- Rörig stellte seine Bildbearbeitungssoft-
kammergut. Danach berichtete Dr. Albert ware REGIM vor und demonstrierte, wie
Sudy über den Bau einer Rolldachhütte mit der aktuellen Version jetzt die Farb-
in den niederen Tauern. Bernhard Hubl kalibration von Sternen funktioniert.
Ganz bewusst wird auf die bisher übliche Einbindung von G2-Sternen verzichtet. Stattdessen wird der Farbindex B-V verwendet, was die Handhabung sehr vereinfacht und die Bildergebnisse eindeutig objektiviert. Rudi Dobesberger vermittelte einen Eindruck von der Farm Hakos und zeigte schöne Aufnahmen, die ihm an Teleskopen der dortigen Internationalen Amateursternwarte gelangen. Nach dem gemeinsamen Mittagessen nahm sich Stefan Seip die digitalen Spiegelreflexkameras vor. Er gab einen schönen Abriss über die technische Entwicklung und zeigte anhand eigener Aufnahmen, was mit einer solchen DSLR erreicht werden kann. Peter Riepe knüpfte am Beitrag von Andreas Rörig an und untermauerte die (B-V)-Farbkalibration. Am Beispiel junger Sternhaufen wurde gezeigt, dass die Farben der Sterne anhand des Farbenhelligkeitsdiagramms eindeutig festgelegt sind - Schluss mit der Farbpfuscherei!
In der Nachmittagspause gab es nach dem Gruppenfoto (Abb. 4) auf der Terrasse bei herrlicher Sonne Kaffee, Kuchen oder auch einen Eisbecher. Danach wurde der Mond in den Blickpunkt gerückt.
4 Gruppenfoto
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Herwig Sulzbacher berichtete, wie er mit verschiedenen Systemen Mondfotografien erstellt und diese nachbearbeitet. Wir erlebten eine eindrucksvolle Reise durch die Mondlandschaften. Dieter Retzl gab einen Erfahrungsbericht über seine QCCD9. Die Kamera hat einen Chip KAF 8300 mit 8,5 Millionen Bildpunkten. Der Vergleich zur Starlight SXV-H9 ergab klar, dass diese alte Kamera keinesfalls eingemottet wird! Sepp Hager stellte zum Abschluss noch seine Sternwarte im benachbarten Örtchen Frankenberg vor, bevor das abendliche Beisammensein in gewohnter Geselligkeit losging. Als es dunkel war, konnte auf der Sternwarte beobachtet werden. Das Robotic Telescope war in Betrieb, Günter Kerschhuber demonstrierte seine Fotografie von M 51 und der Salzburger Sternfreund Bernd Haider zeigte den Besuchern an seinem mitgebrachten 6-Zoll-Apochromaten bei etwa 300-facher Vergrößerung und gutem Seeing Saturn mit Ring und Monden.
Die Veranstaltung war rundherum gelungen. Am geplanten Gahberg-Treffen 2010 wird die FG Astrofotografie natürlich wieder teilnehmen. Wer von unseren Astrofotografen macht mit?
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5 Blick in die Sternwarte: links
das ,,Robotic Telescope", in der Mitte der Hypergraph von Harald Strauß
6 Die Apochromaten von Bernd
Haider, freigegeben zur abendlichen Beobachtung
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Die Galaxie Holmberg II
von Peter Riepe
Holmberg II (kurz Ho II) trägt auch die Katalognummern DDO 50 und UGC 4305. Koordinaten von Ho II: Rektasz. (2000) = 08h 19m 04s und Dekl. (2000) = +70 Grad 43' 12''. Sie liegt zusammen mit verschiedenen Zwerggalaxien nordöstlich des Zentrums der M 81-Gruppe, schon recht nahe bei NGC 2403 (Abb. 1). Einige Astronomen ordnen sie deshalb der NGC 2403-Untergruppe zu. Vom Typ her ist Ho II eine irreguläre Magellansche Galaxie mit einer Ausdehnung von 7,9' x 6,3'. Mit einer scheinbaren visuellen Helligkeit von 11,1 mag erreicht Ho II eine mittlere Flächenhelligkeit von 24 mag pro Quadratbogensekunde. Das macht sie relativ lichtschwach, so dass viele Amateure sie nie als Motiv in Erwägung ziehen. Dennoch handelt es sich um ein außerordentlich interessantes Objekt (Abb. 2), für das der Astrofotograf aber drei Voraussetzungen mitbringen muss: a) eine langbrennweitige, hoch auflö-
sende Optik b) unbedingt eine CCD-Kamera und c) Geduld, weil lange Belichtungszeiten
nötig sind. Die Entfernung von Ho II beträgt nach neueren fotometrischen Messungen 3,39
2 Holmberg II als POSS-Bild
1 Lage von Holmberg II innerhalb der M 81 / NGC 2403-Gruppe
Mpc bzw. 11 Millionen Lj [1]. Ihr wahrer Durchmesser beträgt daher 25.300 Lj. Damit ist sie zwar eine Zwerggalaxie, aber doch schon eine recht stattliche. M 81 ist von uns 11,8 Millionen Lj entfernt. Da M 81 und Ho II am Himmel 8,5 Grad auseinander stehen, beträgt ihre wahre Di-
stanz etwa 1,65 Millionen Lj. Dies sollte reichen, um gravitative Wechselwirkungen zu erzeugen. Im optischen Bild ist nichts dergleichen zu entdecken, aber Radiobeobachtungen mit dem VLA ergaben, dass Ho II in eine riesige Wolke aus neutralem Wasserstoff (H I) gehüllt ist [2]. Diese Wolke von 32 Bogenminuten Ausdehnung ist bis in die Außenbereiche unregelmäßig von Löchern durchsetzt, wie ein Schweizer Käse. Weiterhin
wird die H I-Wolke wie die Koma eines Kometen verzogen ([3] und Abb. 3). Das interpretieren die Entdecker folgendermaßen: Ho II und die umgebende H IWolke bewegen sich mit etwa 190 km/s durch das sehr dünne intergalaktische Medium auf M 81 zu. Genau dieser Vorgang verdichtet dann die H I-Wolke an der Stoßfront und zieht sie hinter der Zwerggalaxie in die Länge. Die Wolke wird durch den Aufpralldruck allmählich abgestreift, was im angloamerikanischen Sprachgebrauch mit ,,ram pressure stripping" bezeichnet wird. Diese Erklärung wird dadurch erhärtet, dass der H ISchweif tatsächlich in Verlängerung der Strecke M 81/Ho II liegt. In Ho II wurden zahlreiche Veränderliche gefunden [4]. Siehe dazu den Beitrag ,,Der Cepheid V25 in Holmberg II" im Schwerpunktthema dieser Ausgabe. Als irreguläre Zwerggalaxie verfügt Ho II über viele H II-Regionen. Eine grundlegende Arbeit entstand 1987 am 90-cmSpiegel des Kitt Peak National Observatory, wurde aber erst 1994 publiziert [5]. Die Astronomen fertigten mit einem H-Alpha-Filter von 3,8 nm HWB sehr tiefe Aufnahmen an. Diese Tiefe konnte nur dadurch erreicht werden, dass die HAlpha-Aufnahmen zusätzlich noch vom roten Kontinuum befreit wurden, durch
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Kontinuum-Subtraktion. Die Bilder zeigten 82 H IIRegionen (Abb. 4). Die größte ist HSK 41+45+53 (rote Pfeile), gefolgt von HSK 71+73+74 (grüne Pfeile) und HSK 70 (blaue Pfeile). Interessante Ergebnisse erbrachten die Untersuchungen von Ho II im fernen Ultraviolett (FUV). Die FUVAufnahmen erfolgten im März 1995 vom Space Shuttle aus mit dem Ultraviolet Imaging Telescope (UIT) bei 152,1 nm Wellenlänge und 35 nm HWB. Aufnahmematerial war tatsächlich noch Film, und zwar Kodak IIa-O, der später im Goddard Space Flight Center mit einem Mikrodensitometer digitalisiert wurde [6]. Junge, massive OB-Sterne über 5 Sonnenmassen können im FUV leicht identifiziert werden, weil gerade sie die dominanten Quellen bei 150 nm Wellenlänge sind. Mit dem 1-m-Teleskop der San Diego State University am Mount Laguna Observatory fertigte die Arbeitsgruppe aber auch H-Alpha-Aufnahmen an, auf CCD mit einem Filter von 6 nm HWB. Der Vergleich zwischen FUV und H-Alpha zeigte, dass die H II-Gebiete vielfach in Ketten nach Alter angeordnet vorliegen. Sie bevölkern sehr oft die Ränder der H
5 Auch der Vergleich von FUV- und H-Alpha-
Aufnahmen (nach [6]) ist nicht ästhetisch, aber äußerst informativ. Das Sternentstehungsgebiet HSK 71+73+74 (benannt nach Hodge, Strobel und Kennicutt) zeigt die drei Einzelregionen aufgelöst. HSK 73 in der Mitte ist eine im H-Alpha-Licht leuchtende ringförmige Nebelschale. Die FUV-Aufnahme beweist klar, dass im Zentrum zwei separate UVstrahlende Punktquellen stehen, vermutlich massive Sternhaufen.
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3 Die Verteilung des neutralen
Wasserstoffs (H I) um Holmberg II (übernommen aus [3], grafisch überarbeitet). Die räumliche Ausdehnung der Gaswolke beträgt ein Mehrfaches des optischen Galaxiendurchmessers. Man erkennt an den verdichteten Konturlinien deutlich, dass das Gas im südöstlichen Bereich zusammengedrückt wird. Im nordwestlichen Bereich wird es wie in dem Schweifansatz eines Kometen nach außen abgeführt.
4 Sehr tiefe H-Alpha-Aufnahme
von Holmberg II (nach [5]). Einzelne H II-Regionen sind hier teilweise zu überbelichteten Klumpen verschmolzen. Bildästhetik ist hier nicht gefragt, allein der Nachweis von Nebelstrukturen zählt.
I-Löcher. Massive Sterne befinden sich innerhalb ionisierter Ringschalen, kompakte H II-Gebiete umgeben die allmählich alternden Sternhaufen. Die hellsten H II-Regionen wie HSK 41+45+53 sowie HSK 71+73+74 (Abb. 5) sind mit einem Alter von 3 Millionen Jahren gleichzeitig auch die jüngsten. Und was kann der Amateur bei Holmberg II erreichen? Die hier gezeigten Aufnahmen gelangen alle mit 300 mm Öffnung: Josef Müller schon vor Jahren mit 45-minütiger Belichtungszeit (Abb. 6) und neulich Bernd Häusler, 108 Minuten belichtet (Abb. 7). Beide halten mit dem POSS-Foto mit. Im östlichen Bereich zeigen sie die hakenförmige Kette von H II-Regionen. Allerdings sind die Belichtungszeiten doch ziemlich gering, wenn man die Abbildung 8 anschaut und hinsichtlich Tiefe und Grenzgröße vergleicht. Dort hat Bernhard Hubl mit gleicher Öffnung, aber günstigerem Öffnungsverhältnis allein das Luminanzbild 4,6 Stunden belichtet. Dazu addieren sich die Belichtungen in den Farbkanälen. Das Bild zeigt Grenzhelligkeiten bis zu 22 mag, die Sternwolken erscheinen wie große Assoziationen, aufgelöst in Einzelsterne. Nach hellen rot leuchtenden H II-Regionen wie etwa in der Großen Magel-
6 Ho II, im Jahre 2002 von
Josef Müller aufgenommen mit 12-Zoll-Newton f/5 und ST-7 Hires, 3 x 15 Minuten belichtet.
7 Ho II, aufgenommen von Bernd
Häusler an einem 12-ZollSchmidt-Cassegrain bei f/7. Mit einer SBIG ST-10XME CCD-Kamera wurde 108 min im 2 x 2-Binningmodus belichtet. Man vergleiche mit der POSS-Aufnahme (Abb. 2).
8 Es wird schwer fallen, die-
se Aufnahme zu überbieten! Bernhard Hubl verwendete einen 12-Zoll-Newton, f=1.139 mm. Mit einer SBIG ST-2000XM CCD-Kamera wurde folgendermaßen belichtet: Luminanz 23 x 12 min ohne Binning, Rot 8 x 12 min, Grün und Blau jeweils 8 x 6 min mit 2 x 2-Binning. Die Grenzgröße liegt knapp jenseits von 22 mag.
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Holmberg II ist ein Objekt, das im Vergleich zu den ,,pretty pictures" bekannter Spiralgalaxien eindeutig ,,den Kürzeren" zieht. Aber hier liegt gerade der Reiz: Mit der nötigen Brennweite und sehr langen Belichtungszeiten lassen sich auch in scheinbar unattraktiven Mini-Galaxien viele Details sichtbar machen. Wer kann sich mit Zwerggalaxien anfreunden?
9 Der Ausschnitt aus Abb. 8 zeigt im östlichen Bereich von Ho II eine
auffällige Kette von Sternentstehungsgebieten (gelbe Pfeile), die in Abb. 4 als H II-Regionen identifiziert sind. Rot leuchtet der Emissionsnebel Nr. 26 aus [6], mit türkisfarbenen Pfeilen markiert.
lanschen Wolke sucht man vergeblich. Klar vorweg: Das liegt nicht etwa an schlechter Farbkalibration! Die hellsten Sternentstehungsgebiete sind sehr jung und weisen daher nicht nur die H-AlphaEmission des umgebenden Wasserstoffs auf. Vielmehr sind die enthaltenen massiven Sterne und Sternhaufen - wie oben geschildert - starke UV-Quellen. Die ferne UV-Strahlung von HSK 70 beispielsweise ist so stark, dass sie geschätzten 50
Sternen des Spektraltyps O5 entspricht, bei HSK 71+73+74 wären das sogar 85. Daher ist die dominante weißbläuliche Farbe dieser Knoten keine Überraschung, zumal auch Lichtstreuung an enthaltenem Staub zur Geltung kommt. Rötlich leuchtend ist jedoch die H II-Region Nr. 26 (nach [6]). Sie liegt 2 Bogenminuten nordöstlich der hellen hakenförmigen Kette knotiger Sternentstehungsgebiete (Abb. 9).
Literaturhinweise: [1] I.D. Karachentsev et al., 2002: ,,The
M 81 group of galaxies: New distances, kinematics and structure", Astron. Astrophys. 383, 125 [2] D. Puche et al., 1992: (Titel) Astron. J. 103, 1841 [3] M. Bureau, C. Carignan, 2002: ,,Environment, ram pressure, and shell formation in Holmberg II", Astron. J. 123, 1316 [4] J.G. Hoessel, A. Saha, G.E. Daniel- son, 1998: ,,Variable stars in the Holmberg II dwarf galaxy", Astron. J. 115, 573 [5] P.W. Hodge, N.V. Strobel, R.C. Kennicutt, 1994: ,,The H II Regions of Holmberg II", Publ. Astron. Soc. Pac. 106, 309 [6] S.G. Stewart et al., 2000: ,,Star formation triggering mechanisms in dwarf galaxies: the far-ultraviolet, Halpha, and H I morphology of Holmberg II", Astrophys. J. 529, 201
Atmosphärische Erscheinungen
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2 l Linke Nebensonne und Infralateral-
bogen kurz vor Sonnenuntergang
Zwei Halophänomene im Eisnebel
am 3. & 7. Januar 2009 auf dem Sudelfeld/Oberbayern (1.100 m)
von Claudia Hinz
Im Winter treten gelegentlich Halos auf, die nicht in den Eiskristallen von Zirruswolken entstehen. Die schönsten, hellsten und farbigsten Haloerscheinungen entstehen durch Lichtbrechung und -spiegelung in bodennahem Eisnebel. Bei winterlichen Hochdruckwetterlagen sinkt häufig die schwere kalte Luft zu Boden und bildet eine Nebel- oder Hochnebeldecke. Die Gipfel der Berge ragen dagegen oft aus dem Nebelmeer heraus. Wenn die Temperaturen im Nebelbereich deutlich unter dem Gefrierpunkt liegen und die mit Feuchte übersättigte Luft kristallisieren kann, hat ein Beobachter oberhalb des Nebels die besten Voraussetzungen für eine phantastische Halobeobachtung. Wie uns die Erfahrung bisheriger Beobachtungen lehrte, sind die besten Bedingungen für Eisnebelhalos nicht nur sehr tiefe Temperaturen, sondern vor allem sich auflösende Wolkenfelder, welche regelrecht in Eiskristalle zerfallen. Wenn man es schafft, sich in diese Virga-Region zu begeben, dann kann man mit großer Wahrscheinlichkeit Eisnebelhalos sehen. Unser bevorzugtes Beobachtungsgebiet ist das Sudelfeld, ein ca. 1.100 m hoher Pass zwischen Inn- und Leitzachtal. Sehr häufig steigen die Wolken aus dem Inntal auf und lösen sich aufgrund der trockeneren Luft aus dem Leitzachtal am Pass auf. Dank Webcams kann man sehen, wann die Bedingungen günstig sind und - Zeit natürlich vorausgesetzt - sich
1 Linke Seite: Halophänomen
am 3.1.09 mit 22 Grad -Ring, linker Nebensonne, oberen Berührungsbogen mit ,,V"-förmigen Parrybogen sowie Supra- und Infralateralbogen
3 Rechts: Halophänomen mit
Unter- und Unternebensonne vor der Schneedecke
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Atmosphärische Erscheinungen
4 Sonnenbogen und Parrybogen ohne oberen Berührungsbogen als Foto
(linke Seite) und Bearbeitung mit Unschärfemaske (rechte Seite)
5 Sonnenbogen und Parrybogen ohne oberen Berührungsbogen als Foto (linke
Seite) und Bearbeitung mit Unschärfemaske (rechte Seite)
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Atmosphärische Erscheinungen
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Atmosphärische Erscheinungen
6 Moilanenbogen zum Abschied als Foto (li.) und Bearbeitung mit Unschärfemaske (re.)
gezielt auf die Suche nach Eisnebelhalos begeben. Dies ist nicht immer einfach, da man sich ab dem Pass teilweise zu Fuß in Richtung Sonne kämpfen muss und oft natürlich kein Glück hat. Aber an zwei Tagen war uns Fortuna hold und zauberte aus den Kristallen wunderschöne farbige Kreise und Bögen.
Am 3.1. wollten wir nach einer vergeblichen Klettertour über Tiefschnee bedeckte Hänge bereits aufgeben und zurückfahren, als sich in Wolkenfetzen und Baumlücken immer mal wieder eine Nebensonne zeigte. Also raus aus dem Auto und wieder rauf auf den (nächsten) Berg, da am Parkplatz die Sonne bereits hinter einem Berg unterzugehen drohte. Nicht zu früh, denn schon gaben sich bei -6 Grad C die Nebensonnen und eine linksseitige Farbkombination aus Supra- und Infralateralbogen die Klinke in die Hand. Die Veränderung der Halos ging rasend schnell, immer wieder zogen Wolkenfetzen vorbei und erzeugten irgendwas Farbiges, man kam mit der Identifikation kaum nach. Zu den Highlights dieses Phänomens gehörte der obere ,,V"-förmige Parrybogen (Abb. 1), ein schwacher Moilanenbogen, sowie Fragmente des Sonnenbogen sowie das gleichzeitige Vorhandensein von Supralateralbogen und 46 Grad -Ring, wie wir es vorher noch nie gesehen haben.
Nach nur wenigen Minuten waren fast alle Wolken weg und es zeigten sich bis Sonnenuntergang ,,nur" noch links die Nebensonne und der Infralateralbogen (Abb. 2). Von diesem Erfolg angestachelt, fuhren wir am 7.1. bei ähnlichen Bedingungen erneut aufs Sudelfeld. Und diesmal blieb
VdS-Journal Nr. 31
uns die mühsame Suche erspart, wir wurden gleich mit einem zünftigen Halophänomen empfangen. Bei einer Temperatur von -8 Grad C wechselten die Haloarten fast im Sekundentakt. Neben 22 Grad -Ring, den Nebensonnen, der Lichtsäule, Zirkumzenitalbogen, dem Horizontalkreis mit hellen 120 Grad -Nebensonnen und Gegensonne (Abb. 5) konnte man je nach Standort auch eine sehr helle Untersonne mit Unternebensonnen, teilweise sogar vor dem Schnee erkennen (Abb. 3). Interessant war zudem das Vorhandensein des Parrybogens ohne oberen Berührungsbogen (Abb. 4), was nur sehr selten auftritt. Der Grund hierfür ist, dass ein Eissäulchen für das Auftreten des Parrybogens doppelt orientiert sein muss, d. h., dass nicht nur die Hauptachse horizontal ausgerichtet ist, sondern auch zwei Prismenflächen exakt horizontal orientiert sind. Da für die Entstehung des oberen Berührungsbogens nur eine einfache Kristallorientierung von Nöten ist, sollte er bei einem Vorhandensein des Parrybogens ebenfalls entstehen, was aber hier nicht der Fall war.
Kurzzeitig waren auch Sonnenbogen und Wegeners Gegensonnenbogen mit von der Partie.
Nach ca. einer Stunde Sattsehen traten wir die Rückfahrt an, die noch zahlreiche Zwischenstops erforderte. Von einer Stelle aus konnte man den aufgrund der geringen Sonnenhöhe inzwischen schleifenförmigen unteren Berührungsbogen ausmachen, von einer anderen Stelle zeigte sich deutlich der Moilanenbogen (Abb. 6). Nach 11/2 Stunden mussten wir das Geschehen dann kurz vor Sonnenuntergang
endgültig hinter uns lassen und in das halofreie Inntal zurückfahren. Weitere Fotos und weitere Bilder sind im Forum des Arbeitskreises Meteore e.V. zu finden unter: http://www.meteoros.de/php/viewtopic. php?t=6590 und http://www.meteoros.de/php/viewtopic. php?t=6605.
Inserentenverzeichnis
APM Telescopes, Rehlingen
5
astronomie.de, Neunkirchen
19
Astrocom, Martinsried
45
Astro-Shop, Hamburg
U2
Astroshop.de nimax GmbH,
35
Landsberg
Baader Planetarium,
U4
Mammendorf
Intercon Spacetec GmbH,
U3
Augsburg
Kosmos Verlag, Stuttgart
81
Meade Instruments Europe,
37
Rhede
Gerd Neumann jr., Münster
49
Optische Geräte Wolfgang Lille, 27 Heinbockel
3. Ravensburger Teleskoptreffen 80
Spektrum der Wissenschaft Ver- 13 lagsgesellschaft mbH, Heidelberg 83
Computerastronomie
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Untersuchung von Kugelsternhaufen mit Profilen
von Hans G. Diederich
Unsere CCD-Bildbearbeitungsprogramme verfügen über eine ,,Profil" genannte Funktion. Entlang einer geraden Linie wird die Helligkeit der einzelnen Pixel ermittelt und in einem Diagramm als Kurvenzug präsentiert. Was kann man damit anstellen? Wir können mit diesem Helligkeitsprofil z. B. Kugelsternhaufen (kH) untersuchen. Diese sind nicht einfach nur ,,kugelig", sondern weisen unterschiedliche Konzentrationen in ihrer Mitte auf.
Einerseits gibt es kH mit einer starken Konzentration. Ein hindurch gezogenes Profil schnellt in der Mitte rasant nach oben hinein in eine nadelfeine Spitze. Das Profil locker aufgebauter kH erinnert dagegen eher an eine (umgekehrte) Badewanne. Und die Entscheidung, wie der im CCD-Bild vor uns liegende kH zwischen diesen beiden Extremen einzuordnen ist, lässt sich sehr gut treffen, wenn das Helligkeitsprofil als Werkzeug genutzt wird. Für die weitergehende Analyse ist ein solches Profil sogar unverzichtbar. Ich möchte drei Methoden zur Erstellung von Profilen am Beispiel der kH NGC 5053 und M 12 zeigen. Die Frage allerdings, warum kH so verschieden aussehen können, was in ihrer Entwicklung passiert sein mag und der Begriff ,,core collapse" (,,Kernzusammenfall") sind nicht das Thema dieses Aufsatzes. Die drei Methoden der Auswertung werden vorgestellt, damit wir uns zunächst mit ihnen vertraut machen, denn es gibt mehr Arten der Bildauswertung, als nur hin zu schauen, Objekte verbal zu beschreiben und Sterne zu fotometrieren. Und selbst diese Art der Beschäftigung mit dem ,,Deep Sky" kann Interessantes zutage bringen und uns dadurch Freude bereiten.
1. Profil der Helligkeit (Helligkeitsprofil) NGC 5053 ist ein locker aufgebauter kH ohne zentrale Konzentration. Sein Helligkeitsprofil in der Abbildung 1 sieht leider nicht so schön glatt aus, wie es für eine Auswertung wünschenswert wäre.
1 Ein klassisches Helligkeitsprofil eines ,,nicht konzentrierten" Kugelsternhau-
fens (NGC 5053)
Jeder helle Stern hat sein eigenes Seeingscheibchen. Verläuft das Profil durch ein solches Scheibchen mittig hindurch, zeigt sich das als steile Spitze, die dem allgemeinen Profil aufgesetzt ist. Der Helligkeitsverlauf von NGC 5053 ähnelt so mehr einem Igel als einer Badewanne. Mit Tiefpassfilter lässt sich das Bild ,,verschmieren", aber die hellen Sterne bleiben im Profil dennoch sichtbar und stören weiterhin. Es ist erforderlich, eine ausgleichende, die hellen Sterne ignorierende Kurve durch die gespickte Oberfläche des Igels im Profil zu ziehen. Die Abbildung 1 zeigt einen solchen Kurvenzug. Aber diese Kurve einzuzeichnen gelingt nicht immer auf Anhieb und ist etwas willkürlich. Ich suchte nach dieser
ersten Erfahrung daher nach einer besseren Methode.
2. Sterne zählen Ich wollte zunächst Ringzonen ins Bild einzeichnen, mit Ringen, welche den Mittelpunkt des kH als Mittelpunkte miteinander teilen. Die Ringzonen müssten einer weiteren Bedingung genügen: Sie sollten alle dieselbe Fläche besitzen. Würden wir nun die Sterne in jeder Zone zählen, gelangten wir gleichzeitig zu einer Flächendichte, der Anzahl der Sterne pro Flächeneinheit. Dieses Profil wäre damit ein Profil der Sternanzahldichte und hätte mit Helligkeit und ihrer Verteilung nichts mehr zu tun. Helle Sterne würden jetzt nicht mehr das Profil dominieren,
2 Vorbereitung
der Aufnahme zum Zählen das Einteilen der Bildfläche von M 12 in viele gleichgroße Kästchen
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3 Das Profil der Sternzahldichte für M 12
jeder Stern wäre gleichberechtigt. Wie findet man den Mittelpunkt eines kH? Das Bild wird im Histogramm soweit nach unten gestreckt, bis der kH zu einer hellen, kreisrunden und unstrukturierten Fläche wird. Jetzt können wir leichter als zunächst gedacht eine Stelle in der Mitte als Mittelpunkt bestimmen und uns dessen x- und y-Koordinaten notieren. Sind ausreichend viele Ringe eingezeichnet, die Sterne gezählt und bei unterschiedlicher Fläche die Werte entsprechend korrigiert, lässt sich daraus ein Diagramm zeichnen, das die Anzahl der Sterne pro Flächeneinheit, aufgetragen über die die radiale Entfernung vom Mittelpunkt des kH, zeigt. Es ließen sich aber auch helle und schwache Sterne getrennt zählen. Wir würden dann auf einen Effekt stoßen, der sich ,,mass segregation" (Massentrennung) nennt und über den in [1] berichtet wurde. Das Einzeichnen von konzentrischen Ringen gleicher Fläche ist mühsam. Weniger Probleme bereitet es, das eigene Bild in gleich breite und gleich hohe Spalten und Reihen aufzuteilen. Die Abbildung 2 zeigt ein solches Raster in einer Aufnahme von M 12. Der Abstand zum Mittelpunkt des kH wird weder von uns gemessen noch berechnet. Dies übernimmt die Tabellenkalkulation. Das Ergebnis der Zählung in 107 Kästchen ist in der Abbildung 3 dargestellt. Die Kurve streut ziemlich stark und scheint auch in der Nähe zum Zentrum nicht so steil anzusteigen, wie wir es vom visuellen Eindruck des Bildes her erwarten.
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Zu viele Sterne sind in der Mitte nicht zählbar. Sie entgehen uns durch Überlappung der Sternscheibchen und durch das Verdrängen der vielen schwächeren Sterne durch die wenigen hellen, die in der Mitte des kH gehäuft auftreten und dort besonders dicht zusammen stehen. Dies ist ein systematischer Nachteil des Verfahrens. Und außerdem, wer zählt schon gerne Sterne. Dies ist nicht nur langweilig, sondern auch noch strapaziös, will man sich nicht verzählen. Also suchte ich nach einer besseren und vor allem bequemeren Methode.
3. Profil der gemittelten Helligkeit Es gibt in MaxIm CCD eine Fotometriefunktion ,,Area", welche die gemittelte Helligkeit in einem frei wählbaren Rechteck zeigt. Ich zog mit der Maus ein Kästchen der Breite und Länge von je 16 Pixel auf (Abb. 4) und schob diese eckige ,,Fotometrierlupe" mit der Maus über die
4 Die eckige
,,Fotometrierlupe" des Menüs ,,Area" auf dem Bild von M 12
Bildfläche. Genauigkeit beim Verschieben ist nicht erforderlich, die helleren Teile des kH, besonders seine Mitte, sollten aber gut abgedeckt werden. Nach jedem Verschieben wurden die gemittelte Helligkeit sowie die x- und y-Koordinaten der Kästchenposition abgelesen. Nur diese drei Werte. Die Wertetripel von 127 Stellen wurden in der Tabellenkalkulation erfasst und dort die Entfernung von jedem Kästchen zum Mittelpunkt des kH berechnet. Nach einem flachen, (fast) linear erscheinenden Helligkeitsverlauf in den Außenbereichen biegt die Kurve vor Erreichen der Mitte ab und schießt nach oben (Abb. 5). Dieses Profil gibt den Effekt der Konzentration in M 12 offenbar richtig wieder. Die gemittelten Helligkeitswerte weisen eine erheblich geringere Streuung auf als in der Abbildung 3: Zacken, Spitzen, Ausreißer sind kaum vorhanden, und kein einziger von ihnen stört. Alle Sterne tragen zur gemittelten Helligkeit bei, unabhängig davon ob sie hell, schwach, aufgelöst oder nicht aufgelöst sind. Und wenn wir noch die linearen Helligkeitswerte zur Basis 2,5 logarithmieren, erhalten wir den Helligkeitsanstieg in Magnituden.
Ausblick Mit dieser letzten, nahezu perfekten Methode lässt sich nun unser kH untersuchen. Schön wäre es natürlich, diese Kästchenschieberei einschließlich der Datenerfassung zu automatisieren: Bild laden, ein Skript starten und schon zeigt sich das Profil am Monitor. Verschiedene kH lassen sich so auf Knopfdruck analysieren und ihre Kurvenform und andere Parameter mit einander vergleichen. Aber das ist zumindest für mich noch Zukunftsmusik.
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Alles zusammen zeigt aber, dass sich auch bei der Erstellung von Werkzeugen für die astronomische Bildauswertung (bei der programmtechnischen Implementierung) und deren Anwendung auf unsere CCD-Aufnahmen ein weites Feld auftut. Und dieses beschränkt sich nicht nur auf Kugelsternhaufen ...
Literaturhinweise: [1] H.G. Diederich, 2008: ,,Mass Segre-
gation" in M5 Anhäufung massereicher Sterne im Zentrum von Kugelsternhaufen", VdSJournal für Astronomie 25, 56
5 Profil der in einem Flächenele-
ment gemittelten Helligkeit als Funktion der Entfernung zum Mittelpunkt von M 12
Resonanzen im äußeren Sonnensystem
von Helmut Jahns
- Teil 2 - Dieser zweiteilige Artikel beschreibt die Simulation eines hypothetischen Asteroidengürtels jenseits der Jupiterbahn. Ziel ist, herauszufinden, ob dieser ebenfalls Lücken enthielte, ähnlich wie sie im Hauptgürtel beobachtet werden. Im ersten Teil [3] wurde das Thema Re-
sonanzen eingeführt. Ferner wurde der Testlauf einer Simulation beschrieben, deren Ergebnisse mit der realen Asteroidenverteilung verglichen wurden. Der vorliegende zweite Teil behandelt die eigentliche Durchführung der Simulation.
Aufbau der Simulation Ausgangspunkt ist ein Zweikörpersystem Sonne-Jupiter - wir wollen ja den störungsfreien Fall ohne die übrigen Planeten behandeln. Im Außenbereich der Jupiterbahn werden 4.500 masselose Kleinplaneten zwischen 6 und 10 AE gleichmäßig verteilt. Der größeren Umlaufzeiten wegen kann bei der Integration zu einer größeren Schrittweite übergegangen werden, die eine größere Teilchenzahl erlaubt. Als Integrationszeitspanne wurde 20.000 Jahre gewählt.
5 Modellierte Verteilung von 4.500 Asteroiden im äußeren Sonnensystem,
aufgetragen über die große Halbachse in Astronomischen Einheiten (AE)
Paralleles Rechnen mit masselosen Himmelskörpern Die Simulation beruht auf numerischer Integration (s. z.B. [4]). Für alle Planeten liegen Raum- und Geschwindigkeitskoordinaten vor. Bei der numerischen Integration werden für eine Momentaufnahme zu einem Zeitpunkt t des Planetensystems sämtliche Kräfte der Planeten aufeinander berechnet. Anhand dieser Kräfte und der Koordinaten kann man ihre Positionen zu einem späteren Zeitpunkt t + h ausrechnen. Diese Schritte werden laufend wiederholt. Für die Koordinatenberechnung zum Zeitpunkt t + h gibt es verschiedene Integrationsverfahren, deren Genauigkeit und Ausfüh-
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Paralleles Rechnen
Bei der parallelen Programmierung werden Berechnungen auf mehrere Prozessoren bzw. Prozessorkerne verteilt, woraus sich eine deutlich schnellere Ausführung ergibt. In der Profiastronomie ist paralleles Rechnen schon seit Jahrzehnten verbreitet. Seit Einführung der Dual- und Quadcore-Prozessoren hat die Parallelisierung auch den Massenmarkt der PCs erreicht, auch wenn die Unterstützung von Quadcore-Prozessoren durch Software gegenwärtig noch verhalten ist. Programmierer können diese Technik nutzen, indem sie sich des Multithreadings bedienen. Wir haben uns daran gewöhnt, dass heutige Betriebssysteme multitaskingfähig sind, d. h. mehrere Programme quasi gleichzeitig ausführen können. Solange der PC nur einen Prozessorkern besitzt, ist dieses Multitasking nur scheinbar: Das Betriebssystem verteilt die Rechenzeit des einzelnen Prozessors in sehr kurzem zeitlichen Wechsel auf mehrere Aufgaben, auch Prozesse genannt, so dass ein Eindruck von Parallelität entsteht. In Wahrheit erfolgt die Ausführung verlangsamt, wenn sich mehrere Prozesse die Rechenzeit teilen müssen. Erst wenn mehrere Prozessorkerne vorhanden sind, können Aufgaben in echter Parallelität bearbeitet werden. Eine Softwareanwendung kann aus einem oder mehreren Prozessen bestehen. Ein Prozess wiederum enthält einen oder mehrere Threads (Befehls- oder Ausführungsstränge). Threads unterscheiden sich von Prozessen dadurch, dass sie die gleichen Ressourcen (z. B. Speicher) nutzen. Zum parallelen Rechnen müssen im Programmcode mehrere Threads erzeugt und gestartet sowie nach Erledigung der Berechnung wieder beendet werden. Jeder Thread erledigt weitgehend unabhängig von den übrigen seine Teilaufgabe. Dem Betriebssystem obliegt es, diese Befehlsstränge auf die vorhandenen Prozessoren zu verteilen. Wie Threads erzeugt und verwaltet werden, variiert nicht nur für verschiedene Programmiersprachen, sondern sogar für die verschiedenen Entwicklungsumgebungen. Theoretisch lässt sich mit Multithreading eine Beschleunigung von Berechnungen erreichen, die mit der Anzahl der Prozessorkerne korreliert. In der Praxis fällt der Geschwindigkeitsgewinn wegen des Kommunikationsbedarfs und wegen nicht optimaler Aufteilung auf die Threads oftmals geringer aus. Das Problem kann u. U. gemindert werden, wenn man mehr Threads startet als Prozessorkerne vorhanden sind.
rungsgeschwindigkeit variieren. Es ist offensichtlich, dass die Simulation sehr rechenaufwendig ist. Es könnte sich daher lohnen, ein paar Gedanken der parallelen Programmierung und dem Multithreading (s. Kasten 2) zu widmen.
Bei der numerischen Integration hängen die Koordinaten eines jeden Himmelskörpers von allen übrigen Koordinaten des Systems ab. Sie lässt sich somit standardmäßig nur schwer parallelisieren. Die neu berechneten Koordinaten müssen laufend zwischen allen Threads abgeglichen werden, was einen Overhead an Datenaustausch zur Folge hätte, der jeglichen Geschwindigkeitsgewinn wieder zunichte macht.
Die Einschränkung durch gegenseitige Abhängigkeit der Koordinaten wird abgemildert, wenn masselose Objekte hinzugenommen werden. Sie üben ihrerseits keine Schwerkraft auf die übrigen Himmelskörper aus, was die Berechnung erleichtert. Die Verzahnung des Systems ist geringer, und damit ergibt sich ein Ansatz, mit dem sich nunmehr doch parallel rechnen lässt. Die Lösung ist das Aufteilen der Population masseloser Objekte auf mehrere Threads.
Damit ergibt sich folgendes Bild: jeder Thread führt eine numerische Integration mit allen Planeten plus einer Teilmenge masseloser Objekte aus. Man bekommt eine Redundanz, da jeder Prozessorkern dieselben Berechnungen mit den massebehafteten Planeten anstellt, doch je
6 Beispielhafte Verteilung von Rechenzeit zweier Prozesse P1 (blau) und P2 (grün) mit Threads T1 bis T3 bei einem
Einzel- und Dualkernprozessor. Sowohl die Prozesse als auch die Threads können vom Betriebssystem wahlfrei auf die Prozessorkerne verteilt werden.
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größer die Zahl der masselosen Teilchen ist, desto weniger fällt diese Redundanz ins Gewicht.
Multithreading erfordert Sorgfalt bei der Programmierung. Da im allgemeinen die Ausführungsgeschwindigkeiten der Befehlsstränge voneinander abweichen können, müssen die Threads in der Regel synchronisiert werden, wenn sie auf gemeinsame Datenstände zugreifen. Des weiteren muss gewährleistet sein, dass sich die Threads beim Lesen und Schreiben nicht in die Quere kommen und inkonsistente Datensätze hinterlassen. Dazu kann ein Exklusivzugriff für Threads auf gemeinsame Daten realisiert werden (üblicherweise durch Semaphoren oder Mutexe). Die vorliegende Simulation verhält sich jedoch bzgl. Synchronisati-
on und Exklusivzugriffe gutmütig. Zum einen besitzt jeder Thread seine eigene Datenhaltung; gemeinsam genutzte Da-
7 Geometrie des Sys-
tems Neptun-Pluto (nicht maßstäblich). Da Konjunktionen mit Neptun nur im Plutoaphel stattfinden, gibt es keine engen Passagen beider Himmelsobjekte, obwohl Pluto die Bahn Neptuns überquert.
ten gibt es somit nicht. Zum anderen entfällt die Notwendigkeit zur Synchronisation, da jeder Befehlsstrang ohne Wechselwirkung mit den übrigen arbeitet. Erst nach Abschluss der Berechnung werden die Ergebnisse aller Threads von der Hauptanwendung eingesammelt.
Exkurs: stabile Resonanzen und das System Neptun-Pluto
Nicht bei allen niedrigen ganzzahligen Verhältnissen führen Resonanzen dazu, dass Kleinkörper aus ihren Bahnen entfernt werden, wie in Kasten 1 von Teil 1 des Beitrags [3] beschrieben. Einige Resonanzen führen zu stabilen Bahnen. Ein Beispiel hierfür ist die Beziehung Plutos zu Neptun, deren Umlaufzeiten sich in einem 2:3-Verhältnis befinden. Wie es zu der stabilisierenden Wirkung einer Bahnresonanz kommt, ist ein komplexes Wechselspiel der Bahndynamik beider Körper untereinander. Hier soll ein Versuch unternommen werden, dies für den konkreten Fall der 2:3-Resonanz zu erläutern. Neptun bewegt sich auf einer annähernd kreisförmigen Bahn, während außerhalb der Neptunbahn sich Pluto auf einer exzentrischen Bahn aufhält. Die Gravitation von Neptun auf Pluto denken wir uns in zwei Komponenten zerlegt: eine Radialkomponente, die entweder zur Sonne oder von ihr weg gerichtet ist, sowie eine Tangentialkomponente, die nur senkrecht dazu in der Bahnebene des Pluto wirkt. Da Neptun sich meist innerhalb der Plutobahn befindet, ist die Radialkomponente zur Sonne gerichtet. Die Radialkomponente ist weniger von Interesse; wir beschränken uns auf die Tangentialkomponente. Angenommen, die Konjunktion beider Objekte findet statt, bevor Pluto sein Aphel (sonnenfernster Punkt der Bahn) erreicht. Während dieser Konjunktion wird Pluto von Neptun innen ,,überholt". Wir betrachten den Fall unmittelbar vor und unmittelbar nach der Konjunktion. Unmittelbar vor der Konjunktion wird Pluto vom Neptun abgebremst, also ist die Tangentialkraft der Bewegung Plutos auf der Bahn entgegengerichtet. Unmittelbar nach der Konjunktion ist es jedoch umgekehrt: Pluto wird von Neptun nachgezogen, sodass die Tangentialkraft nun beschleunigend wirkt.
Wäre jetzt die Bahn des Pluto kreisförmig, so höben sich die Tangentialkräfte vorher und nachher genau auf. Da die Bahn Plutos elliptisch ist und wir voraussetzten, dass die Konjunktion vor Erreichen des Plutoaphels stattfindet, nimmt der Abstand beider Bahnen während der Konjunktion immer noch zu. Das bedeutet aber, dass die Schwerkraftwirkung Neptuns auf Pluto unmittelbar nach der Konjunktion geringfügig schwächer ist als vorher. Außerdem ist vorher die Relativgeschwindigkeit Plutos zu Neptun geringer, sodass die abbremsende Kraft länger zu wirken vermag. Dadurch ergibt sich, dass die Tangentialkraft vor der Konjunktion diejenige danach leicht überwiegt, mit der Folge, dass Pluto abgebremst wird und das Aphel sich entgegen der Bewegungsrichtung in Richtung Konjunktion zurückverlagert. Durch diesen Effekt werden die nachfolgenden Konjunktionen immer näher am Aphel Plutos stattfinden. In völliger Analogie kann man argumentieren, wenn im entgegengesetzten Fall die Konjunktionen Plutos mit Neptun nach dem Plutoaphel stattfinden. Das Ergebnis wird sein, dass sich die Aphelposition vorverlagert - ebenfalls in Richtung Konjunktion. Auf diesem Wege wird Pluto von Neptun zu Konjunktionen während seines Aphels gedrängt. Dies verhindert, dass Pluto und Neptun sich nahe kommen, obwohl sich die Bahnen kreuzen. Diese spezielle Resonanz stabilisiert die Plutobahn, sogar gegen geringfügige Auslenkungen. Solche stabilisierende Resonanzen existieren auch im Asteroidengürtel: bei der 2:3- und der 1:1-Resonanz (dort befinden sich die Trojaner-Asteroiden) finden sich keine Lücken, sondern ebenfalls Objekte, die darin gebunden sind.
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Simulationslauf und zeitliche Entwicklung Das Programm gibt die Verteilung der Asteroiden in regelmäßigen Zeitpunkten als Zwischenergebnis aus. Dies ermöglicht es, die zeitliche Entwicklung des simulierten Systems zu untersuchen. Bereits nach nur 300 Jahren bildet sich deutlich eine Lücke bei 8,26 AE aus (dies entspricht 23,7 Jahre Umlaufzeit, also einer 2:1-Resonanz). Im weiteren Verlauf wird nach 1.500 Jahren eine zweite Lücke bei 6,78 AE (17,65 Jahre, 3:2-Resonanz) sichtbar. Dass sich die Entwicklungszeiträume der Resonanzzonen unterscheiden, konnte man durchaus vorab vermuten. Weitere eindeutig zuordnungsfähige Resonanzen bildeten sich nicht aus. Das Ergebnis dieses Simulationslaufs ist in der Abbildung 5 dargestellt. Darin ist die Dichte der Asteroiden über ihre mittleren Entfernungen zur Sonne aufgetragen.
Wenn man die beiden Asteroidenverteilungen außerhalb und innerhalb der Jupiterbahn miteinander vergleicht [3], so könnte man erwarten, dass man Lücken an Positionen mit genau umgekehrten Resonanzverhältnissen (n:m m:n) auffindet. Dies ist jedoch nicht der Fall. Die einzige Resonanz aus dem Probelauf, bei der dies zutrifft, ist die 1:2-Resonanz, die sich hier als 2:1-Resonanz wieder findet. Die übrigen drei Resonanzen (1:3, 3:7 und 3:5) haben in der äußeren Verteilung keine Entsprechung. Anstelle dessen trifft man die 3:2-Resonanz an, die ihrerseits in der inneren Verteilung nicht vorhanden ist.
Innere und äußere Verteilung sind nicht zueinander symmetrisch. Vielmehr offenbart sich ein weitgehend eigenständiges Muster an Resonanzen. Die Dynamik äußerer und innerer Resonanzen unterscheidet sich somit deutlich.
Die vorliegende Simulation ist geeignet, grob qualitativ Asteroidenverteilungen zu berechnen und Resonanzphänomene nachzuvollziehen. Quantitative Verteilungen hingegen erfordern weit ausgefeiltere Modelle, die z. B. die initiale Masseverteilung in der Frühphase des Sonnensystems ebenso berücksichtigen wie etwaige Migration der großen Planeten. Dies ist Gegenstand aktueller Forschung.
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8 Konjunktionen zwischen Neptun und Pluto bewirken zunächst eine Abbrem-
sung und anschließend eine Beschleunigung Plutos, wobei die Abbremsung überwiegt. Infolge dessen verlagert sich das Aphel in Richtung der Konjunktionsposition. Beide Objekte bewegen sich entgegengesetzt zum Uhrzeigersinn.
Experimente im eigenen himmelsmechanischen ,,Labor" Wer auf den Geschmack gekommen ist, keine Berührungsängste mit Mathematik hat und mit künstlichen Planetensystemen experimentieren möchte (man denke z. B. auch an Systeme von Exoplaneten!), findet ein reichhaltiges Informationsangebot (z. B. [4] und [5]). Eine Computersimulation zu erstellen ist sicherlich kein kleines Projekt, aber am Ende wird man mit einem leistungsfähigen und flexiblen Tool belohnt, mit dem sich nahezu alle erdenklichen Facetten eines Planetensystems durchspielen lassen.
Literaturhinweise [3] H. Jahns, 2009: ,,Resonanzen im
äußeren Sonnensystem - Teil 1", VdS-Journal für Astronomie 30 [4] Guthmann, 1994: ,,Einführung in die Himmelsmechanik und Ephemeridenrechnung", Mannheim [5] Montenbruck, Pfleger, 2004: ,,Astronomie mit dem PC", Berlin
Vorschau
3. Ravensburger Teleskoptreffen
- RATT -
18. -20. September 2009 bei 88263 Horgenzell
(Nähe 88214 Ravensburg)
Information: Carsten Przygoda
Finkenweg 25 88339 Bad Waldsee carsten@ratt-rv.de
www.ratt-rv.de
Deep Sky 81
Visuelles Deep-Sky Beobachtungsprojekt:
Die Formenfülle des Himmels entdecken
von Johannes Schilling
Das im Folgenden vorgestellte Beobachtungsprojekt ist Bestandteil einer Neugestaltung der Arbeit der Fachgruppe ,,Visuelle Deep Sky Beobachtung". Im Wesentlichen wurde es konzipiert in Zusammenarbeit mit dem Fachgruppenleiter Herrn Daniel Spitzer. In jedem VdS-Journal für Astronomie sollen ein oder zwei Objekte, passend zur jeweiligen Jahreszeit, vorgegeben werden. Die Beobachtungsergebnisse in Form von Zeichnungen oder/und Beschreibungen werden dann ein Jahr später abgedruckt werden.
Zum Beobachten mit eigenen Augen anregen Gehören auch Sie zu den Sternfreunden, die vom Anblick eines Deep-Sky-Objek-
tes mit eigenen Augen noch fasziniert sind? Die das schwache Glimmen einer Galaxie im Okular einem knallhellen, bunten, reich strukturierten Foto dieses Objektes vorziehen, einfach deshalb, weil Sie selber in diesem Moment mit der Galaxie in direkter Berührung stehen? Und weil der visuelle Eindruck über die ungeheure Tiefe und die Geheimnisse des Himmels etwas zu verraten scheint, was Ihnen kein Foto bieten kann? Dann gehören Sie zu den Sternfreunden, die wir
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82 Deep Sky
herzlich einladen, an diesem Projekt teilzunehmen! Es gibt verschiedene Formen, die eigenen Beobachtungen zu dokumentieren und sie mit anderen auszutauschen: Das private Beobachtungstagebuch, die Sammlung von eigenen Zeichnungen, eine Homepage mit Berichten und Zeichnungen, schließlich der Austausch von aktuellen Beobachtungen und Zeichnungen in einem astronomischen Internetforum. Wir wollen die besonderen Möglichkeiten des VdS-Journals für Astronomie dazu nutzen, um das visuelle Beobachten anzuregen und neu zu beleben. Durch das gemeinsam beobachtete Objekt wird der Reiz zum Vergleichen und zur eigenen intensiveren Beobachtung gegeben. Die Veröffentlichung vieler Beobachtungen zum selben Objekt lässt uns nicht mehr nur einsam am Okular sitzen, unsere eigene Beobachtung kann in direkte Beziehung treten zu anderen Beobachtungen. Wir können die Erfahrung machen: Ein und dasselbe Objekt bietet viele Seiten und Aspekte dar, es gibt nicht DAS Objekt an sich, wie uns ein Foto allzu leicht suggeriert, sondern eine verborgene Fülle des Objekts, die darauf zu warten scheint, durch eine Vielheit von Beobachtungen offenbar zu werden, die dabei aber kaum erschöpft wird. Die Übersichtlichkeit, die Dauerhaftigkeit, das quartalsmäßige Erscheinen und die gute Druckqualität des VdS-Journals für Astronomie bei der Wiedergabe von Zeichnungen macht dieses Journal zu einem einzigartigen Medium für eine solche Zusammenstellung vieler visueller Beobachtungen zu einem Objekt. Die eigene Beobachtung abgedruckt zu sehen im Verein mit anderen Beobachtungen desselben Objekts: Es gibt wenig, was noch mehr anspornen kann zu eigenem visuellem Beobachten!
Ein Projekt für alle Eigene Beobachtungen veröffentlichen? Das ist doch nur etwas für versierte Amateure, nicht für Anfänger und Gelegenheitsbeobachter. Nein, jede Beobachtung, die sorgfältig unternommen wird, stellt eine einmalige Begegnung des Objekts mit einem menschlichen Auge und Bewusstsein dar. Sie zeigt etwas vom Objekt, und sie zeigt, dass wir uns mit unseren Sinnen den Tiefen des Kosmos öffnen können. Der Anfänger wird mit einem kleineren Gerät und mit wenig Übung vielleicht noch nicht die Detail-
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fülle sehen, die der Fortgeschrittene zu entdecken vermag: Aber auch er sieht wesentliche Züge eines Objekts, und wenn es nur das unglaublich schwache, ausgedehnte, geformte, aber ihm doch wahrnehmbare Leuchten einer Galaxie in der dunklen Tiefe des Himmels ist: Wenn er eine zentrale Aufhellung entdeckt, wenn er die Uneindeutigkeit der äußeren Begrenzung im indirekten Sehen erfährt, so hat er mit dieser Beobachtung Eindrücke und Begriffe gewonnen, die ihm ganz Wesentliches von den größten Einzelwesen im Kosmos - den Galaxien - offenbart. Die mit dem eigenem Auge gespürte Zartheit des Lichtes und die erfahrenen speziellen Kontrastverhältnisse können eine deutlichere Sprache zu ihm reden als ein knallhelles, d. h. im Vergleich zum visuellen Eindruck völlig ,,überlichtetes", eindeutig strukturiertes Foto von einem großen Teleskop. Die Art und Weise, wie der Anfänger seine Eindrücke in Sprache fasst oder in einer Zeichnung festhält - das ist eine Seite des Objekts, die es für uns Erdenbeobachter bereit hält. Aber für den Fortgeschrittenen - was soll das, Anfängerberichte oder Anfängerzeichnungen zu lesen und zu sehen? Nun, auch der Fortgeschrittene war einmal ein begeisterter Anfänger, stolz auf seine damaligen ersten Erfolge. Immerzu gibt es Neueinsteiger in unser Hobby oder Menschen, die aus verschiedenen Gründen Gelegenheitsbeobachter bleiben. Womöglich strahlen Beschreibung und Zeichnung eines Anfängers oder Gelegenheitsbeobachters noch mehr von der ursprünglichen, selbstlosen Faszination durch die Objekte selber aus, die dem ,,Profi" eventuell schon in der Routine, in der Spezialisierung, im Stolz auf die eigene sportliche Höchstleistung, abhanden gekommen ist. Für den Fortgeschrittenen ist es wichtig, den Kontakt mit den Wurzeln nicht zu verlieren. Er könnte mit Erstaunen die reiche Schönheit eines ,,leichten" Messier-Kugelsternhaufens wieder entdecken, die er in der ehrgeizigen Jagd nach winzigen, völlig unscheinbaren Nebelbällchen in der Andromedagalaxie vielleicht vergessen hatte. Und der Anfänger? Er kann erkennen, dass er mit seinen eigenen visuellen Eindrücken, die so völlig und für manchen vielleicht zunächst enttäuschend von den bekannten Prachtfotos abweichen, nicht alleine steht. Und an den Beschreibungen und Zeichnungen der Fortgeschritte-
nen kann er sehen, was auch ihm möglich sein wird bei mehr Geübtheit oder mit einer etwas größeren Optik. Dass die Beiträge von Fortgeschrittenen für andere Fortgeschrittene von hohem Interesse sind, sollte sich eigentlich von selbst verstehen.
Die Objekte und Themen Für die Objekte denken wir an ganz verschiedene Möglichkeiten, insbesondere an interessante Vergleiche zwischen verschiedenen Objekten desselben Typs oder auch an Vergleiche zwischen ähnlichen Erscheinungsformen verschiedener Objekttypen, wie z. B. Verdoppelungen oder Ketten und Haufen. Die vorgegebenen Objekte sollen alle dazu dienen, die Formenfülle und Schönheit des Himmels visuell zu erschließen. Für Objektvorschläge von Lesern werden wir offen sein.
Zeichnungen und Beschreibungen Wir alle kennen die Seiten in astronomischen Bildbänden und in Zeitschriften, die mit prachtvollen, bunten Fotos aufwarten und das verbreitete Bild des Kosmos in der Öffentlichkeit prägen. Aber wir visuellen Beobachter wissen genau, dass dieses Bild mit dem tatsächlichen Anblick für das menschliche Auge meist wenig zu tun hat. Warum sollen wir ohne dabei den großen Wert der Fotos in Frage zu stellen - nicht danach streben, als Gegengewicht Seiten mit Zeichnungen zu schaffen, die das visuelle Bild des Kosmos, mit aller notwendigen subjektiven Bedingtheit, wiedergeben? Seiten, die weder die Knallhelligkeit noch Buntheit von Astrofotos aufweisen, die aber in ihrer Unaufdringlichkeit und zarten Differenziertheit ein treues, interessantes und ästhetisch mindestens genauso ansprechendes Bild des Kosmos vermitteln [1]. Vor allem: Es ist der von Menschen gesehene und erfahrene Kosmos! Jeder visuell beobachtende Sternfreund sei ermutigt, seine Eindrücke zu zeichnen und seine Zeichnungen zum Projekt beizutragen, insbesondere der Anfänger oder Gelegenheitsbeobachter! Vertrauen Sie Ihren Augen, beobachten Sie möglichst unvoreingenommen und vergessen Sie dabei die Fotos. Die Erinnerung stört nur die momentane volle Hingabe an die visuellen Eindrücke. Zeichnen Sie bitte weder beim Beobachten noch danach nach einem Foto! Wenn Ihre Zeichnung ganz anders wirkt als das Foto oder sie
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Axel Martin, Bernd Koch
Digitale Astrofotografie, mit DVD-ROM
Grundlagen und Praxis der CCDund Digitalkameratechnik
2009, 352 S. m. 500 Abb., geb., Oculum.
Bestell-Nr. 2757.
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Dieses umfangreiche Kompendium zur Astrofotografie ist auf dem neuesten Stand der Technik. Es behandelt umfassend alle Fragen rund um Kamera, Optik, Montierung, Kamerabedienung und Aufnahmetechnik, sowie der digitalen Bildbearbeitung. Damit setzt es einen neuen Standard für Literatur zu diesem Thema.
Dem Buch liegt eine DVD bei, auf der über 40 nützliche Freeware-, Shareware- und Demo-Programme zur Astrofotografie enthalten sind.
Stefan Seip
Himmelsfotografie mit der digitalen Spiegelreflexkamera
Die schönsten Motive bei Tag und Nacht
2009, 144 S. m. 130 Farbabb. u. 70 Screenshots, kart., Kosmos. Bestell-Nr. 2777.
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In einfach nachvollziehbaren Schritt-für-Schritt-Anleitungen zu tollen Himmelsaufnahmen! Schon mit einer handelsüblichen digitalen Spiegelreflexkamera lassen sich wunderschöne Himmelsfotos erzielen. Wie man zu solchen Aufnahmen gelangt, erklärt einfach nachvollziehbar der erfahrene Astrofotograf Stefan Seip. Die Bandbreite der Motive reicht dabei von einem schönen Vollmondaufgang bis hin zum detailreichen Abbild schwacher Nebel. Dabei behandelt der Autor ausführlich die Fotografie sowohl mit als auch ohne Fernrohr und gibt Ratschläge zur Bildbearbeitung. Mit ausführlichem Service- und Praxistipps-Teil.
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Jürgen Banisch
Die Sonne
Eine Einführung für Hobby-Astronomen 2009, circa 200 S. m. 80 farb. Abb., kart., Oculum Astro-Praxis.
Bestell-Nr. 2557.
19,90 (D), 20,50 (A)
Das Gestirn, das unser Leben ermöglicht, ist zugleich ein großartiges astronomisches Beobachtungsobjekt, das jeden Tag ein neues Gesicht zeigt. - Dieses Buch erklärt die Phänomene auf der Sonne und zeigt, wie man diese mit modernen Sonnenteleskopen beobachten und fotografieren kann. Dazu zählt neben dem herkömmlichen »Weißlicht« die Beobachtung in speziellen Spektrallinien der Elemente Wasserstoff und Kalzium. Besonderer Wert wird auf die Sicherheit der Sonnenbeobachtung gelegt.
Thomas Pfleger
Eye & Telescope 3.0, DVD-ROM
Deep Sky Beobachtungsplaner. Für Windows 98 SE, 2000, XP, Vista
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Bestell-Nr. 2758.
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Die einzigartige Software für alle Teleskop-Besitzer hilft den Beobachtungsabend systematisch vorzubereiten und zu archivieren. Eye&Telescope simuliert als einziges Programm die Sichtbarkeit eines Objekts mit Ihrem Teleskop und zeigt Ihnen, was Sie mit Ihrem Instrument wirklich am Himmel sehen können.
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84 Deep Sky
Details aufweist, die das Foto nicht zeigt, oder wenn Fotodetails fehlen: Lassen Sie es so, Ihre Zeichnung ist deshalb nicht ,,falsch"! Haben Sie den Mut zum visuellen Anderssein! Im Vergleich zum Foto ist der technische Aufwand gering: Außer Zeit und Geduld - die beiden wichtigsten Voraussetzungen - genügen schwarzes Tonpapier, eine rot abgedämpfte Taschenlampe (z. B. mit Transparentpapier), ein Weißstift (am besten: Faber Castell, Dürer Aquarellstift), weiße Tusche um die Sterne am Schreibtisch zu verstärken, ein Wischer oder auch Tempotaschentuch für Glättung und Übergänge. Aber es gibt da viele Methoden und ausführliche Anleitungen [2]. Die Beschreibungen sollten so formuliert sein, dass im Leser ein geordnetes Bild des beobachteten Objekts entstehen kann. Sie sollten vor allem Besonderheiten und Auffälligkeiten im Objekt wiedergeben. Beschreibung und Zeichnung können sich gegenseitig ergänzen. Weitere Hinweise für eine Beschreibung finden sich im Infoblatt der Fachgruppe, im Kapitel ,,Visuelle Deep-Sky Beschreibung" [3] und im Praxishandbuch Deep Sky [4]. Noch ein Tipp: Sorgen Sie beim Beobachten und Zeichnen für eine möglichst bequeme und entspannte Körperhaltung. Ruhiges Sitzen auf einem Stuhl mit warmem Kissen, das hat sich für mich persönlich am besten bewährt. Die eingegangenen Beiträge werden we-
der zensiert noch irgendwie bewertet oder kritisiert, jeder Beitrag steht mit seinem Autor für sich selber. Nach Möglichkeit sollen alle Beiträge abgedruckt werden.
Angaben für die Beiträge Angaben zur Himmelsqualität und zu den Beobachtungsbedingungen, zur verwendeten Optik (Öffnung, Brennweite, Teleskoptyp), zur Vergrößerung, Name des Beobachters. Auch das bloße Auge oder ein Fernglas dürfen zur verwendeten Optik gehören. Der visuelle Himmel in seiner Formenfülle, anschaulich gemacht durch Zeichnungen und Beschreibungen vieler Beobachter, durch interessante Vergleiche von Objekten, und das in übersichtlicher, abgedruckter Form im VdS-Journal für Astronomie: Halten Sie, lieber Sternfreund, Ihren Beitrag nicht zurück!
Literatur Wer einen Eindruck haben möchte, wie der visuelle Kosmos in einer Zusammenstellung von vielen Zeichnungen verschiedenster Beobachter aussieht, der sei auf den Vortrag von Yann Pothier mit dem schönen Titel hingewiesen: ,,Plongee visuelle dans le ciel profonde", ,,Visuelles Untertauchen in den tiefen Himmel". Auf 250 Seiten werden Zeichnungen und Zeichner aus der ganzen Welt vorgestellt [1]. Zur Zeichentechnik sei - exemplarisch - auf die hilfreichen Veröffentli-
chungen in [2] bis [8] hingewiesen. Literaturhinweise: [1] H.-J. Merk: Homepage astromerk.
de, http://www.astromerk.de/ index.php?option=com_content &view=article&id=69:astrozeich ungen-weltweit&catid=4:astrotipps&Itemid=12 [2] 2004: ,,Zeichnen am Fernrohr und Nachbearbeitung", in: Praxishandbuch Deep Sky, Kosmos Verlag Stuttgart, 178 [3] R. Töpler, 2003: ,,Helle Planetarische Nebel detailliert beobachten (mit Zeichenanleitung), Teil 1", VdS-Journal für Astronomie 12, 52 [4] R. Töpler, 2004, ,,Helle Planetarische Nebel detailliert beobachten (mit Zeichenanleitung), Teil 2", VdS-Journal für Astronomie 13, 55 [5] U. Glahn: Homepage deep-sky visuell.de, http://www.deepsky-visuell. de/Zeichnungen/Zeichentechnik.htm [6] Fachgruppe Deep Sky: Infoblatt der Fachgruppe, mit Zeichenanleitung, http://deepsky.fg-vds.de/infoblatt. htm [7] Fachgruppe Deep Sky: Infoblatt der Fachgruppe, http://deepsky.fg-vds. de/infoblatt.htm, S. 5-6 [8] 2004: Praxishandbuch Deep Sky, mit einem Fragenkatalog zur visuellen Beobachtung, Kosmos Verlag Stuttgart, 175
Die Region um NGC 7769 im Pegasus
von Klaus Wenzel und Wolfgang Düskau
Im Sternbild Pegasus befinden sich drei relativ helle, bisher wenig beachtete Galaxien aus dem NGC, sowie zwei interessante Röntgenquellen, die mit zwei aktiven Galaxien identisch sind. Alle Objekte sind für mittlere Amateurteleskope durchaus ein interessantes visuelles Beobachtungsziel.
Entdeckungsgeschichte In der Nacht des 18. September 1784 durchmusterte William Herschel wie so oft den Nachthimmel über Datchet/ Südengland, in der Nähe von Schloss Windsor, mit seinem 18,7 Zoll Spiegelteleskop. Er war auf der Suche nach neuen Nebelflecken und Sternhaufen. Dabei
VdS-Journal Nr. 31
stieß er unter anderem auf zwei relativ helle, eng benachbarte Nebel im Sternbild Pegasus, die er in seiner Klasse II für ,,faint nebulae" einordnete. Den ersten Nebel NGC 7769 (HII-230) beschrieb er als ,,faint, pretty large, round, brighter to the middle". Die Beschreibung für den zweiten (NGC 7771 (HII-231)), östlich von NGC 7769 postierten Nebel lautete: ,,faint, pretty large, extended, parallel contains a stellar nebula or star". Aus dieser Beschreibung geht eindeutig hervor, dass er die Begleitgalaxie NGC 7770 südlich von NGC 7771 bereits gesehen hat [1]. Auch sein Sohn John Herschel erwähnte diesen südlich vorgelagerten Nebel von NGC 7771 (,,has a smaller ne-
bula, 60 Grad south preceeding, 35" distant") bei seinen Beobachtungen vom 25. und 26. August 1827 in Slough [2]. Doch da beide Herschels diesem Objekt keine eigene Nummer zugewiesen haben, wurde die Entdeckung dieser weiteren Galaxie von Dreyer wohl Lord Rosse bzw. seinem damaligen Assistenten Bindon Stoney von der Sternwarte in Birr Castle zugeschrieben. In Birr Castle wurde diese Galaxiengruppe erstmals am 5. November 1850 mit dem 72 Zoll ,,Leviathan", dem damals weltgrößten Teleskop beobachtet. Eine Zeichnung, die alle drei Galaxien zeigt, wurde am 18. Oktober 1855 vermutlich von R. J. Mitchell an diesem gigantischen 72-Zöller angefertigt [3].
Deep Sky 85
1 Die Region um NGC 7769 im POSS I (Rot) 30' 20'
Die drei hellen NGC Galaxien wurden etwa 130 Jahre später von dem armenischen Astronomen M. A. Kazaryan in seinen Katalog für Emissionslinien-Galaxien (KAZ 346-348) aufgenommen. Kazaryan führte eine ähnliche Untersuchung wie Markarian durch und benützte ebenfalls
das 40 Zoll Schmidt-Teleskop mit einem aufgesetzten Objektivprisma des Byurakan Observatoriums [4]. Eine morphologische Untersuchung dieser 3 Galaxien wurde 1980 von A. A. Egiazaryan mit dem 2,6 m Teleskop ebenfalls am Byurakan Observatoriums durchgeführt [5].
Eine weitere Galaxie, die allerdings von den historischen visuellen Beobachtern nicht gesehen wurde, befindet sich nördlich der drei NGC-Galaxien. Es handelt sich um die aktive Seyfert-Galaxie CGCG 455-55 (PGC 72612), die vermutlich erst in den 60er-Jahren von Fritz Zwicky und Kollegen beim Durchmustern des POSS für ihren Catalogue of Galaxies and Clusters of Galaxies (CGCG) entdeckt wurde. Aufgrund Spektraluntersuchungen wurde die Galaxie, die als optisches Gegenstück zur Röntgenquelle 1E 23486+1956 identifiziert wurde, als AGN (Seyfert 2) klassifiziert. Mit einer Distanz von 180 Mpc befindet sich diese Galaxie allerdings weit im Hintergrund zu den drei etwa 60 Mpc entfernten NGC-Galaxien. Obwohl die drei hellen NGC-Galaxien in Birr insgesamt 20-mal beobachtet wurden, wurde die relativ kompakt wirkende Seyfert-Galaxie offensichtlich nicht gesehen, obwohl die visuelle Helligkeit
2 Die Zeichnung von R. J. Mitchell
vom 18. Oktober 1855, gewonnen am 72-Zöller in Birr Castle, zeigt alle 3 hellen NGC Galaxien
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86 Deep Sky
3 Die Aufnahme von 1980, gewonnen von A. A. Egiazaryan am 2,6-m-Reflektor
des Byurakan-Observatoriums in Armenien, zur morphologischen Untersu-
chung der drei Kazaryan-Galaxien
nur der Doppelstern (11 mag / 13,5 mag, 25'', PW 47 Grad ) sichtbar. Die schwache anonyme Galaxie, der vermutliche Verursacher der Röntgenstrahlung, ist definitiv auch unter optimalen Beobachtungsbedingungen für meinen Newton nicht machbar. Bei hervorragenden Beobachtungsbedingungen am 8.12.2002 fertigte ich eine Zeichnung der gesamten Region an. Es wurden dabei Vergrößerungen zwischen 170 x und 312 x verwendet.
Die Region aus der Sicht des CCDBeobachters Im Januar 2002 stand diese Region auf dem Beobachtungsplan meines astronomischen Partners Wolfgang Düskau. Er benützte für seine CCD-Aufnahmen einen 125-mm-Starfire-Refraktor in Verbindung mit einer ST7-CCD-Kamera in seiner Dachsternwarte in Walfkraiburg. Bei 15-minütiger Belichtungszeit sind alle hier beschriebenen Objekte abgebildet. Es sind sogar noch einige deutlich
(~15mag) durchaus ausgereicht hätte. Eine weitere Röntgenquelle des Einsteinsatelliten (1ES) befindet sich noch östlich der Galaxiengruppe. Bei 1ES 2349+19 handelt es sich um 3 Objekte, eine schwache anonyme Galaxie sowie einen relativ hellen weiten Doppelstern. Für die Röntgenstrahlung verantwortlich ist wohl mit hoher Wahrscheinlichkeit die anonyme Galaxie [6].
Visuelle Beobachtung In den letzten 10 Jahren habe ich die Region mehrfach mit meinem 317 mm/1.500 mm Newton visuell beobachtet, wobei die beiden dominierenden Objekte direkt relativ einfach sofort ins Auge stechen. NGC 7769 ist als großer runder diffuser Nebel sichtbar. Wenige Bogenminuten südwestlich befindet sich ein Vordergrundstern. Südöstlich ist ebenfalls einfach NGC 7771 als deutlich elongiertes Objekt sichtbar. Unmittelbar südlich von NGC 7771 ist indirekt, aber relativ einfach, NGC 7770 als kleines, rundes kompaktes Objekt sichtbar. Deutlich schwieriger stellt sich die Beobachtung des AGN CG 455-55 (1ES 23486+1956) dar. Dieses Objekt ist nur bei optimalen Bedingungen in meinem 12,5-Zöller indirekt, extrem schwach bei hoher Vergrößerung (312) als kleines flächiges Gebilde sichtbar. Ob hier auch eine eventuelle Veränderlich-
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4 Zeichnung nach visueller Beobachtung vom 8.12.2002 am 317 mm/1.500
mm Newton (V = 170 - 312) in meiner Dachsternwarte in Wenigumstadt. Markiert ist der AGN CGCG 455-55 sowie der Doppelstern unmittelbar vor der vermutlichen Radiogalaxie 1ES 2349+19
keit des Objektes für die Sichtbarkeit eine Rolle spielt, ist unklar.
Etwa 11 Bogenminuten östlich von NGC 7771 ist noch ein schöner Doppelstern (12 mag / 11,3 mag, 16'' Abstand in Positionswinkel 58 Grad ) zu beobachten, und 3 Bogenminuten nordöstlich dieses Doppelsterns befindet sich die Röntgenquelle 1ES 2349+19. Hier ist allerdings ebenfalls
schwächere anonyme Hintergrundgalaxien erkennbar. Deutlich ist auch eine diffuse Verbindung zwischen NGC 7770 und NGC 7771 wahrzunehmen.
Anmerkung: Klaus Wenzel (Text und visuelle Beobachtung) Wolfgang Düskau (CCD Aufnahmen)
Deep Sky 87
5 CCD-Aufnahme der NGC-7769-
Gruppe vom 8.10.2001 von Wolfgang Düskau am 125-mm-StarfireRefraktor in Verbindung mit einer ST7CCD-Kamera in seiner Dachsternwarte in Waldkraiburg, Belichtung 15 min.
Literaturhinweise: [1] J.L.E. Dreyer, 1912: ,,The Scientific
Papers of Sir William Herschel" [2] J. Herschel, 1833: ,,Observations of
Nebulae and Clusters of Stars, Made at Slough, with a Twenty-Feet Reflector, between the Years 1825 and 1833", Phil. Trans 123, 359 [3] L. Parsons, 1880: ,,Observations of Nebulae and Clusters of Stars 1848-1878", Scient. Trans. Roy. Dublin Soc. Vol. II, 1 [4] M.A. Kazaryan, 1980: ,,New Galaxies with Ultraviolet Excess III", Astrophysics 16, 7 [5] A.A. Egiazaryan, 1983: ,,Morphological investigation of galaxies with UV Excess", Astrophysics 19, 345 [6] I. Gioia et al., 1984: ,,The medium sensity survey: A new sample of XRay sources with optical identifications", Astrophys. J. 283, 495
6 Die beiden Doppelsterne mit der
Radiogalaxie 1ES 2349+19 am
9.10.2009, Aufnahmedaten wie Abb. 5.
Daten der Objekte um NGC 7769 im Pegasus
Objekt
Rektasz.
Dekl.
Helligkeit Entfernung
GC 7769 (KAZ 346) CGCG 455-55 (PGC 72612) NGC 7770 (KAZ 347) NGC 7771 KAZ 348) 1ES 2349+19 (Galaxie?)
23h 51m 04s 23h 51m 13s 23h 51m 22s 23h 51m 25s 23h 52m 31s
+20 Grad 09' 07'' +20 Grad 13' 44'' +20 Grad 05' 48'' +20 Grad 06' 48'' +20 Grad 08' 01''
12,8 mag ~15 mag 14,5 mag 13,0 mag ~16 mag
~ 60 Mpc ~ 180 Mpc
~ 61 Mpc ~61 Mpc
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VdS-Journal Nr. 31
88 Deep Sky
Visuelles Deep-Sky-Beobachtungsprojekt
1 Aufsuchkarte für die Galaxie Messier 33. Die Karte entspricht dem Anblick des Abendhimmels im Herbst Richtung Osten
(erstellt mit Hilfe von Guide 8.0).
Wir beginnen unser neues, vierteljährliches Beobachtungsprogramm mit einem Objekt der lokalen Gruppe: Messier 33, auch bekannt unter dem Namen ,,Triangulumgalaxie". Sie befindet sich im Sternbild Dreieck (Tri) unweit von M 31 in der Andromeda. Diese beiden sind zusammen mit unserer Milchstraße die drei größten Galaxien der lokalen Gruppe. Aufgrund ihrer Nähe und ihres geringen Neigungswinkels von etwa 38 Grad gegen die Sichtlinie zeigt sie viele assoziierte Objekte, vorwiegend H II-Regionen wie beispielsweise NGC 604 oder NGC 595. Die Vielzahl der für den Amateurastronomen sichtbaren Objekte ist auch der Grund, warum wir uns dazu entschlossen haben, für Anfänger und Fortgeschrittene ein
VdS-Journal Nr. 31
gemeinsames Objekt anzubieten: M 33 hat für jeden etwas bzw. viel zu bieten. Die beigefügte Karte zeigt die Lage von M 33 ungefähr auf der Verbindungslinie zwischen den Sternen Tri und And (Abb. 1). Ersterer bietet sich besonders als Start für den Starhopp an. Hat man die Triangulumgalaxie im Okular gefunden, wird man sicherlich gereizt sein, eines oder mehrere der mit ihr assoziierten Objekte zu beobachten. Dazu bietet sich besonders die Karte von Rainer Töpler an, die auf der Homepage der Fachgruppe [1] zum Download bereit steht. Wie bereits angekündigt ist angestrebt, die Beobachtungsergebnisse hier im VdS-Journal für Astronomie zu veröffentlichen. Wir bitten also alle, die gerne
Literaturhinweise: [1] www.fachgruppe-deepsky.de
Deep Sky 89
Arp für Anfänger
von Daniel Spitzer
Wer kennt sie nicht, die spektakulären Bilder von wechselwirkenden oder anderweitig gestörten Galaxien? Für mich haben gerade die ersteren mit ihren Gezeitenschweifen und explosionsartiger Entstehungsrate junger Sterne etwas besonders Ästhetisches, nicht zuletzt wegen der enormen Dynamik, die diese Bilder vermitteln. In den 1960er Jahren stellte der Astronom Harlton Arp einen Katalog mit eben solchen Galaxien auf. Er beinhaltet 338 Einträge, die nochmals unterteilt sind
in Rubriken wie ,,Galaxien mit konzentrischen Ringen" oder ,,Galaxien mit Einströmung und Anziehung". Auf diese Weise ist der Arp-Katalog in 39 Teile untergliedert. Einen Eindruck davon und einige Bilder bietet [1]. So schön die fotografischen Ergebnisse, auch die der Amateurastronomen, sind, als visueller Beobachter fragt man sich (oder: frage ich mich), wieviel sehe ich davon? Wird dieser Eindruck der Dynamik auch bei der visuellen Beobachtung vermittelt? Ich möchte hier nicht den
vollständigen Arp-Katalog abarbeiten, sondern (zunächst) nur zwei Objekte vorstellen, die auch für den Anfänger interessant sind, denn sie sind auch im Messier-Katalog! Insgesamt sind sogar 11 Einträge des Messier-Katalogs auch im Arp-Katalog enthalten. Hier geht es zunächst um Arp 337 und Arp 85, besser bekannt als M 82 und M 51 (die Whirlpool-Galaxie). M 82 findet man in obiger Einteilung des Arp-Kataloges unter der Klasse ,,Verschiedene", M 51 in ,,Spiralgalaxien mit einem großen Begleiter
1 Zeichnung der Galaxie M 82, li.: Originalzeichnung, re.: Negativ-Darstellung
2 Zeichnung der Galaxie M 51 mit ihrem Begleiter NGC 5195, li.: Originalzeichnung, re.: Negativ-Darstellung
VdS-Journal Nr. 31
90
Geschichte
hoher Flächenhelligkeit auf einem Arm". Am letzten Mai-Wochenende erbarmte sich der Himmel und war über mehrere Nächte sehr klar, auch kleine Zirren, welche am frühen Abend noch aufziehende Bewölkung befürchten ließen, verzogen sich mit zunehmender Dunkelheit sehr rasch. Beobachtet habe ich mit meinem selbstgebauten 12-Zoll-Newton (f/5,5) bei 208-facher Vergrößerung. In M 51 zeigten sich nach kurzer Eingewöhnungsphase ein Teil eines Spiralarmes und eine große Sternentstehungsregion. Letztere hielt ich erst für einen Vordergrundstern. Bei Betrachtung des Begleiters - NGC 5195 - fällt hier auf, dass er zu einer Seite hin sanft in den dunklen Himmelshintergrund übergeht, auf der gegenüberliegenden Seite dagegen nahezu abgeschnitten aussieht. Genau hier setzt der Spiralarm der großen M 51 an
(Abb. 1). M 82 zeigt ebenfalls Struktur: An einer der Längsseiten befindet sich eine Kerbe. Bei Vergleich mit Fotografien wird sofort klar, dass es sich dabei um Staub handeln muss, welcher auf besagten Fotografien aus dem Galaxienzentrum heraus zu explodieren zu scheint. Tatsächlich besitzen diese Staubfahnen an eben der Stelle, an der ich die Kerbe sah, eine Verdichtung (Abb. 2). Zu beiden Seiten der Kerbe sehe ich eindeutige Aufhellungen. Diese sind aber nicht das Zentrum der Galaxie, dafür stehen beide auch nicht zentral genug. Es handelt sich dabei vielmehr um Supercluster: Viele große Sternhaufen (OH), die durch Annäherungen von M 82 an M 81 vor vielen Millionen Jahren enstanden sind. Diese Anhäufung von OHs erscheint dann wie ein großer OH (DANKE, Jens!!!).
Wie man sieht, haben auch exotisch anmutende Kataloge, wie der, den Harlton Arp 1966 veröffenlichte, leichtere Objekte zu bieten. Man darf sich nicht vom Namen abschrecken lassen. Beim Katalog von Planetarischen Nebeln von Perek und Kohoutek ist es dasselbe: Sieht man einmal die komplizierten Katalogbezeichnungen, wie PK 60-3.1, mag man kaum vermuten, dass sich auch dahinter ,,nur" ein Messierobjekt verbirgt - es ist der Hantelnebel M 27. Also: Keine Angst vor großen Namen!
Literaturhinweise: [1] H. Arp, 1966: ,,Atlas of Peculiar
Galaxies", http://de.wikipedia.org/ wiki/Atlas_of_Peculiar_Galaxies
Neues aus der Fachgruppe ,,Geschichte der Astronomie"
von Wolfgang Steinicke
Wir gehen mit großen Schritten auf unsere 6. Fachgruppen-Tagung zu. Sie wird in Bonn stattfinden. Dort gibt es neben der alten Sternwarte Argelanders auch eine wichtige Ausstellung über diesen großen Astronomen des 19. Jahrhunderts zu sehen. Informationen zu Ablauf und Programm finden Sie auf unserer Webseite http://geschichte.fg-vds.de.
Im Jahr der Astronomie 2009 ist auch der dänische Astronom Tycho Brahe eine wichtige Person. Olaf Fritz beschreibt dessen Leben und Werk.
Ein wenig behandeltes, aber interessantes Thema ist die Geschichte der Volkssternwarten. Benjamin Mirwald zeigt die Situation um 1900.
Viel Spaß beim Lesen - und versorgen Sie mich weiter mit interessanten Beiträgen!
VdS-Journal Nr. 31
Tycho Brahe (1546-1601) -
Der große dänische Astronom
von Olaf Fritz
Heute beobachtet kaum noch jemand die Sterne am nächtlichen Himmel mit bloßem Auge. Ganz selbstverständlich greift man als Amateurastronom zum Feldstecher oder baut sein Teleskop auf, um die Schönheit der Sterne zu betrachten. Nur wenige haben heute noch eine klare Vorstellung davon, wie die Himmelsbeobachtung ohne optische Hilfsmittel möglich war und doch so präzise Beobachtungsergebnisse hervorbrachte. Der berühmteste und einflussreichste europäische Astronom des 16. Jahrhunderts, d. h. also vor der Einführung des Fernrohrs bzw. Teleskops in die astronomische Forschung, war der dänische Edelmann, Naturforscher und Astronom Tycho Brahe. Mit bloßen Augen und einfachen Messinstrumenten beobachtete Tycho Brahe über Jahrzehnte hinweg den Sternenhimmel. Die bei dieser Gelegenheit angefertigten und gesammelten Beobachtungsnotizen waren die ausführlichsten und genausten astronomischen Beobachtungen des 16. Jahrhunderts und legten den Grundstein für den Siegeszug des kopernikanischen Weltbildes, das der deutsche Mathematiker und Astronom
Johannes Kepler sowohl theoretisch als auch mathematisch untermauerte und vom italienischen Philosophen, Naturforscher und Mathematiker Galileo Galilei mit Hilfe des Fernrohres, vor knapp 400 Jahren, empirisch bestätigt wurde. Vor diesem Hintergrund werden wir uns nun mit der historischen Persönlichkeit Tycho Brahe beschäftigen und dabei der Frage nachgehen, wer dieser dänische Astronom war. Im Rahmen dieser biografischen Skizze werden wir uns also mit dem Leben und Werk Tycho Brahes beschäftigen. Es ist an dieser Stelle natürlich nicht möglich, das gesamte Lebenswerk Brahes angemessen darzustellen. Im Mittelpunkt der Betrachtung soll deshalb die Frage stehen, welchen wesentlichen Beitrag Brahe für die Astronomie des 16. Jahrhunderts geleistet hat (vgl. ausführlicher [1-12]) Am 14. Dezember 1546 wurde Tycho Brahe (Abb. 1) in Knudstrup, auf der dänischen Insel Schonen, als erstes Kind von Otto Brahe und dessen Ehefrau Beate Bille, beide aus adeligen dänischen Familien stammend, geboren. Tychos Mutter gebar ursprünglich ein Zwillingspaar.
Geschichte
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Gleichwohl verstarb ein Säugling bereits kurze Zeit nach der Geburt. Seine Kindheit verbrachte Tycho nicht bei seinen leiblichen Eltern, sondern auf Schloss Torstrup, dem Wohnsitz seines wohlhabenden, aber kinderlosen Onkels Jörgen Brahe und dessen Frau Inger Oxe, die sich seiner annahmen.
Seine schulische Ausbildung erhielt Tycho durch Hauslehrer. Im Jahre 1559 nahm Tycho, als erst 13-jähriger Knabe, sein Studium der Philosophie und Rhetorik an der Universität von Kopenhagen auf. Im darauf folgenden Jahr (1560) war über Kopenhagen eine teilweise Sonnenfinsternis zu beobachten. Fasziniert von diesem Naturschauspiel und dem Umstand dessen Vorhersagbarkeit, wandte sich Tycho dem Studium der Sternenkunde zu. Sehr zum Missmut seines Onkels Jörgen Brahe, dieser erwartete von seinem Schützling eine nützlichere Tätigkeit anzustreben, die vor allem seiner adeligen Herkunft angemessener erschien. In diesem Zusammenhang wird klar, warum Tycho im Jahre 1562 von seinem Onkel Jörgen nach Leipzig geschickt wurde, um dort die Rechtswissenschaft zu studieren. Schließlich können fundierte Kenntnisse des Rechts, gerade bei zwischenmenschlichen Streitigkeiten, überaus praktisch sein.
Drei Jahre später (1565), kurz nach Beginn des dänisch-schwedischen Krieges, wurde Tycho nach Dänemark zurückgerufen. Bereits kurze Zeit darauf verstarb sein Onkel Jörgen Brahe und vermachte seinen Schützling Tycho ein beachtliches Vermögen. Diese Erbschaft gab ihm die finanzielle Freiheit und vor allem die Möglichkeit, seine wissenschaftliche Neugier in der Fremde zu stillen.
In den nachfolgenden Jahren verweilte Tycho zum naturwissenschaftlichen Studium, im weitesten Sinne, zum Beispiel in Wittenberg, Rostock, Augsburg sowie Basel. Dabei war er stets darum bemüht, mit Gleichgesinnten ins Gespräch zu kommen und einen intensiven Gedankenaustausch zu pflegen. Es ist davon auszugehen, dass Tycho in dieser Zeit jede sich bietende Gelegenheit nutzte, um den Sternenhimmel zu beobachten und dabei Notizen anzufertigen. Bei diesen nächtlichen Beobachtungssitzungen stützte er sich wohl auf einfache astro-
1 Tycho Brahe (1546-1604)
nomische Hilfsmittel, wie zum Beispiel: Globus, Kompass, Zirkel (vermutlich als einfaches Winkelmessgerät) sowie zeitgenössische astronomische Tafeln. Dabei stellte Tycho fest, dass die von ihm verwendeten astronomischen Tafeln ungenau waren und der Richtigstellung bedurften. In diesem Zusammenhang führt der Wissenschaftshistoriker Fritz Krafft zum Beispiel aus (in [1], S. 75), dass Tycho beim Versuch, eine Konjunktion von Saturn und Jupiter im Spätsommer 1563 zu beobachten, feststellte, dass sowohl die Alfonsischen Tafeln als auch die Prutenischen Tafeln unzuverlässige Angaben machten, was die Vorhersage dieses astronomischen Ereignisses betraf. Diese Beobachtung ließ ihn die Notwendigkeit erkennen, dass eine gründlichere, regelmäßigere und systematische Beobachtung des Sternenhimmels notwendig sei, um zu genaueren astronomischen Vorher- bzw. Aussagen zu gelangen. Bei seinen regelmäßigen nächtlichen Beobachtungen des Sternenhimmels
in den nachfolgenden Jahren fiel ihm am 11. November 1572, als einer der ersten europäischen Astronomen seiner Zeit, ein anscheinend neuer Stern im Sternbild der Cassiopeia auf. Heute kann davon ausgegangen werden, dass es sich bei diesem neuen Stern um die Beobachtung einer Supernova gehandelt hat. Tycho schilderte seine monatelangen Beobachtungen, Überlegungen und Schlussfolgerungen dieses ungewöhnlichen Naturschauspiels in seinem Bericht: ,,De nova stella" (1573). Auf Grund seiner regelmäßigen sowie wiederholten Messungen dieses neuen Sterns gelangte Tycho zur Überzeugung, dass es sich bei dieser Himmelserscheinung um ein astronomisches Phänomen handeln müsse, das sich im Bereich der Sterne befinde. Dieser so genannte Fixsternbereich galt in jener Zeit als unveränderlicher Bereich der Himmelskuppel. Ferner legte Tycho dar, dass es sich bei diesem Himmelsphänomen nicht um einen Kometen oder einen Meteor handeln könne, vor
VdS-Journal Nr. 31
92
Geschichte
2 Tycho Brahes Observatorium ,,Stjerneborg" (Gemälde von Willem Blaeu,
ca. 1595)
allem, weil dieser neue Stern scheinbar bewegungslos war und auch keine weiteren bekannten Merkmale eines Kometen bzw. Meteors aufwies. Mit seinem Werk: ,,De nova stella" (1573) wurde Tycho Brahe auf einem Schlag als Astronom in ganz Europa bekannt. Dieser Umstand führte dazu, dass im Jahre 1576 der damalige König von Dänemark und Norwegen (Friedrich II.) seinem adeligen Landsmann Tycho die kleine Sundinsel Ven (früher: Hven bzw. Hveen), etwa 10 Kilometer vor der dänischen Küste gelegen, als Lehn übertrug. Ferner wurden ihm umfangreiche finanzielle Mittel aus der Staatskasse zur Verfügung gestellt, angeblich bis zu fünf Prozent des damaligen Bruttosozialproduktes Dänemarks, damit Tycho seine umfangreichen naturwissenschaftlichen Studien, nicht nur der Astronomie, sondern vielmehr auch der Astrologie, der Alchemie, der Pflanzenkunde, der Kartografie, der Medizin usw., in angemessener Art und Weise betreiben konnte. Diese glückliche Fügung verdankte Tycho vor allem der Fürsprache des deutschen Aristokraten Wilhelm IV, Landgraf von Hessen-Kassel. Diesen
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hatte Tycho im Verlauf seiner vielfältigen Studienaufenthalte kennen gelernt. Wilhelm IV. überzeugte König Friedrich II. davon, dass Tychos Forschungen zum Wohle und vor allem zum Nutzen Dänemarks seien und deshalb unbedingt gefördert werden sollten. Weiterhin könne so abgewendet werden, dass ein so ausgezeichneter Naturforscher, wie es Tycho Brahe nun einmal sei, Dänemark verlasse.
In den kommenden zwei Jahrzehnten entwickelte sich die Insel Ven zu einem Mittelpunkt der europäischen Gelehrtenwelt. Der Grund dafür war, dass sich Tycho eine Sternwarte errichten ließ, die einzigartig war in ihrer Ausstattung in jener Zeit. Die so genannte Uraniborg (etwa: Himmelsburg) beherbergte, wie der Wissenschaftsjournalist Simon Singh berichtet: ,,[...] Eine Bibliothek, eine Papiermühle, eine Druckerpresse, ein alchemistisches Labor, einen Schmelzofen und ein Verließ für widerspenstige Pächter. Die Türme der Sternwarte beherbergten riesige Instrument wie Sextanten, Quadranten und Armillarsphären (alle fürs bloße Auge bestimmt, da die Astronomen
noch nicht gelernt hatten, sich Linsen zunutze zu machen). Jedes Instrument war vierfach vorhanden, für gleichzeitige, unabhängige Messungen, um Fehler bei der Bestimmung der Winkelpositionen der Sterne und Planeten zu minimieren" ([2], S. 57).
Kurz gesagt, die Uraniborg war vermutlich die erste professionelle astronomische Forschungseinrichtung Europas im 16. Jahrhundert. Die dort durchgeführten Beobachtungen des Sternenhimmels waren bis auf etwa 1/30 Grad Grad exakt. Daraus ergab sich, dass diese Messungen fünfmal genauer waren als die besten früheren Messungen jener Zeit, wie Simon Singh an gleicher Stelle berichtet. Im Jahre 1588 veröffentlichte Tycho Brahe sein Hauptwerk: ,,De mundi aetherei recentioribus phaenomenis", das seinem Förderer König Friedrich II. gewidmet war. In diesem Buch legte Tycho sein nach ihm benanntes tychonisches Weltbild dar. Aus heutiger Sicht wohl ein lauer Versuch des Kompromisses aus ptolemäischem Weltbild einerseits sowie kopernikanischem Weltbild andererseits. In den Überlegungen Tychos befand sich die unbewegte Erde im Mittelpunkt des Alls und die bekannten Planeten sowie deren Monde bewegten sich um die Sonne. Die Sonne wiederum drehte sich um die Erde. Diese theoretischen Überlegungen Tychos waren aus heutiger Sicht natürlich ein Rückschritt gegenüber dem kopernikanischem Modell. Deshalb erübrigt sich eine ausführlichere Betrachtung dieses Modells.
Mit dem Tode von König Friedrich II. (1588) entzog dessen Thronfolger, König Christian IV., Tycho schrittweise die finanzielle Unterstützung. Dies führte schließlich dazu, dass Tycho seine Sternwarte Uraniborg sowie die wenige Jahre später errichtete Stjerneborg (etwa: Sternenburg; Abb. 2) aufgeben musste. Im Jahre 1597 entschloss sich Tycho dazu, Dänemark für immer zu verlassen. Er zog mit seiner Familie und engen Mitarbeitern zunächst nach Rostock. Bei dieser Übersiedlung nahm Tycho eine Reihe kleinerer transportabler Gerätschaften aus Ven mit. Jedoch verblieb Tycho und seine Gefolgschaft nur kurz in Rostock. Bereits nach kurzer Zeit folgte Tycho der Einladung des Grafen Heinrich Rantzau nach Wandsbek (heutiger Stadtteil
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von Hamburg), um dort in Ruhe seiner astronomischen Forschungsarbeit nachzugehen. Während seines Aufenthalts in Wandsbek veröffentlichte Tycho, auf einer mitgebrachten Druckerpresse, sein Werk: ,,Astronomiae instauratae mechanica" (1598). In diesem Buch beschrieb Tycho eingehend die von ihm verwendeten Beobachtungshilfsmittel.
Im Jahre 1599 ließ sich Tycho mit seiner Gefolgschaft schließlich in der Nähe von Prag nieder. Der Grund für diese erneute Übersiedlung lag darin, dass ihn der ungarisch-böhmische Kaiser Rudolf II. zum kaiserlichen Hofmathematiker bzw. Hofastronomen ernannte und mit einer Pension von etwa 3.000 Dukaten ausstattete sowie Schloss Benatek - in der Umgebung von Prag gelegen - als neue Wohn- und Arbeitsstätte zuwies. Hier sollte Tychos neue Sternwarte entstehen. Tycho erlebte jedoch die Fertigstellung dieser Sternwarte nicht mehr. Am 24. Oktober 1601 verstarb Tycho Brahe im Alter von 55 Jahren in Prag. Am 4. November 1601 wurde Tycho in der Nähe der Teyn-Kirche in der Altstadt von Prag beigesetzt.
In diesem Zusammenhang ist anzumerken, dass der Tod Tycho Brahes bis heute etwas Seltsames anhaftet. Folgt man zum Beispiel den Ausführungen des britischen Wissenschaftsjournalisten Simon Singh in seinem Werk: ,,Big Bang - Der Ursprung des Kosmos und die Erfindung der modernen Naturwissenschaft", dann können wir dort nachlesen, dass: ,,[...] Tycho zu Gast bei einem Essen des Baron von Rosenberg [war], wo er wie üblich bis zum Anschlag trank und sich dennoch weigerte, die Etikette zu verletzen und die Tafel vor dem Baron zu verlassen. Kepler hielt fest: ,Als er mehr trank, fühlte er eine zunehmende Spannung in der Blase, stellte die Artigkeit aber seiner Gesundheit voran. Als er zu Hause ankam, vermochte er kaum zu harnen.' Noch in der Nacht bekam er Fieber, und fortan wechselten sich Ohnmachtsanfälle und Delirien ab. Zehn Tage später war er tot" ([2], S. 61; Vgl. so auch [4], S. 71). Vor diesem Hintergrund erscheint die Feststellung einsichtig, dass Tycho mit großer Wahrscheinlichkeit an einer akuten Harnblasen- bzw. Harnwegsinfektion verstorben sei. An der hin und wieder auftauchenden Spekulation, dass Tycho
Brahe möglicherweise von seinem Assistenten Johannes Kepler vergiftet worden sein könnte, ist jedoch nichts dran (vgl. ausführlich [12]).
Fazit Mit bloßem Auge und einfachen Messinstrumenten beobachtete der große dänische Astronom Tycho Brahe über Jahrzehnte hinweg den nächtlichen Sternenhimmel. Die hierbei sorgfältig und systematisch gewonnenen Beobachtungsergebnisse waren sowohl die ausführlichsten als auch die exaktesten astronomischen Beobachtungen des 16. Jahrhunderts. Diese Genauigkeit erreichte Tycho Brahe vor allem durch die von ihm verbesserten astronomischen Beobachtungsinstrumente. Und durch den systematischen Vergleich von Beobachtungsergebnissen sowie der Ermittlung von Mittelwerten, um zufällig auftretende Messfehler zu reduzieren. Tycho Brahe legte mit seinem ausführlichen Beobachtungswerk den Grundstein für den späteren Siegeszug des kopernikanischen Weltbildes, das durch seinen Assistenten Johannes Kepler theoretischmathematisch fundiert wurde und durch Galileo Galilei mittels des Fernrohres empirisch bestätigt werden sollte.
Literaturhinweise [1] F. Krafft, 2003: Eintrag ,,Tycho
Brahe", in: Ders. (Hrsg.): ,,Lexikon großer Naturwissenschaftler. Vorstoß ins Unbekannte", Wiesbaden, 73 [2] S. Singh, 2007: ,,Big Bang. Der Ursprung des Kosmos und die Erfindung der modernen Naturwissenschaft", München, 57 [3] W. Shea, 2003: ,,Die Debatte über die neue Kosmologie", in: Ders.: ,,Nikolaus Kopernikus. Der Begründer des modernen Weltbilds", Spektrum der Wissenschaft - Biografie, Heidelberg, 81 (bes. ab S. 86) [4] C. Sagan, 1989: ,,Unser Kosmos. Eine Reise durch das Weltall", mit 500 meist farbigen Abbildungen, aus dem Amerikanischen von Siglinde Summerer und Gerda Kurz, München, 57 (bes. ab S. 71) [5] H.J. Störig, 2007: ,,Kleine Weltgeschichte der Wissenschaft", Frankfurt am Main, 201
[6] Th. Bührke, 2001: ,,Sternstunden der Astronomie. Von Kopernikus bis Oppenheimer", München, 45
[7]Microsoft Encarta '99 Enzyklopädie, 1998): Eintrag ,,Tycho Brahe", Redmond/Washington, USA (CDROM)
[8]Wikipedia, die freie Enzyklopädie, 2007: Eintrag ,,Tycho Brahe", http://de.wikipedia.org/wiki/Tycho_Brahe
[9]E. Poulsen, o. J.: ,,Curriculum vitae of Tycho Brahe", http://www.rundetaarn.dk/engelsk/observatorium/ print/life.htm
[10] M. Holl, o. J.: ,,Tycho Brahe (15461604)", http://www. manfredholl. de/brahe.htm
[11] H. Funk et al., o. J.: ,,Der vermessene Himmel: Ausstellung Tycho Brahe", http://www.ethbib.ethz.ch/ exhibit/brahe/index.html
[12] M. Fischer, 2005: ,,Stellungnahme der Kepler-Gesellschaft zum Buch von Josuha Gilder und Anne-Lee Gilder: Heavenly Intrigue: Johannes Kepler, Tycho Brahe, and the Murder Behind One of History's Greatest Scientific Discoveries", in deutscher Übersetzung: ,,Der Fall Kepler - Mord im Namen der Wissenschaft", http://www.keplergesellschaft.de (Rubrik: Eigene Berichte)
[13] Weiterführende Information über die Website des Tycho Brahe Museums in Landskrona/Dänemark; http:// www.tychobrahe.com/deu_tychobrahe/ index.html
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Volkssternwarten um 1900 oder: Wie werden wir Himmelsbürger?
von Benjamin Mirwald
,,Wir sind alle Himmelsbürger", so beschrieb der französische Astronom Camille Flammarion (1842-1925) die Verbindung des Menschen mit dem Weltall, die er mit zahlreichen populärwissenschaftlichen Werken förderte. Außer mit Büchern wurde vor allem in neuen Volkssternwarten Anfang des 20. Jahrhunderts öffentlich über Wissenschaft kommuniziert. Diese schafften es, Interesse für eine abstrakte, komplizierte Wissenschaft, die Astronomie, auch bei komplexen Themen zu fördern und zu kanalisieren - und schaffen es auch heute noch.
Flammarion wirkte in der Zeit, in der sich populäre Naturwissenschaft flächendeckend verbreitete. Seine bedeutende ,,L'astronomie populaire" (frz.: Populäre Astronomie) verkaufte sich über 100.000-mal und war ein Prototyp für Bücher, die in einfachen Worten das Weltall erklären sollten. Die Nachfrage nach solchen Büchern stieg Ende des 19. Jahrhunderts in jeder Bevölkerungsschicht stark an. Wohlhabendere pflegten auch früher schon Kontakte zu Naturwissenschaftlern. Diese gaben Gesellschaftsabende, fungierten als Privatlehrer, ihre Expertise in wissenschaftlichen und technischen Fragen war oft auch in der Politik gefragt. Nun sorgten effektivere Druckverfahren für höhere Auflagen. Durch Schulpflicht und Alphabetisierung konnten mehr Menschen am populärwissenschaftlichen kulturellen Leben teilnehmen. Verschiedenste weltanschauliche Gruppen waren populärwissenschaftlich tätig, um ihre politischen Interessen zu bekräftigen. All das förderte das Interesse am Sterngucken: So waren öffentliche Veranstaltungen der Berliner Sternwarte schon in den 1870er Jahren bereits Wochen zuvor ausverkauft. ,,Straßenastronomen" boten für wenige Pfennige einen Blick durch ihre auf Karren montierten Teleskope an und dozierten über Eigenschaften von Planeten und Sternhaufen. Die aufkommende Astrophysik lieferte immer neue
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Erkenntnisse über die Natur der Himmelskörper nach. Und auch die Sternwarten wurden, entsprechend den Fernrohren, laufend größer und imponierten den Bürgern auch als Bauwerke. Die starke Nachfrage nach populären astronomischen Angeboten war also die Hauptursache für die Entstehung von Volkssternwarten. Nötig war ebenfalls ein unermüdliches humanistisches Engagement einzelner akademischer oder Amateurastronomen. Von Nachwuchsproblemen für die universitäre Astronomie sprachen diese wenig, hauptsächlich davon, dass man den Bildungsstand insgesamt heben müsse. Die Berliner ,,Urania" betrieb die erste deutsche Sternwarte, die zum Zweck der Populärastronomie gebaut worden war. 1888 war die mit heutigen Wissenschaftsmuseen vergleichbare Bildungsstätte aus der Initiative des akademischen Astronomen Wilhelm Foerster (18321921) und des Journalisten Max W. Meyer (1853-1910) hervorgegangen. Sie wollten dort die Bevölkerung zu selbstständigem Experimentieren anleiten und Erkenntnisse aktueller Naturwissenschaft vermitteln. Die Probleme der Urania in der Anfangszeit waren für spätere Volkssternwarten lehrreich: als Aktiengemeinschaft gegründet, bekam sie finanzielle Probleme, weil sich mit Populärwissenschaft schlecht Profit machen ließ - die Unkosten waren schlicht riesig. Denn Vorträge waren richtige Inszenierungen mit Requisiten auf einer eigens dafür gestalteten Bühne. Besucher konnten in den Ausstellungsräumen dazu selbstständig physikalische Experimente auf Knopfdruck hin starten - ein Konzept, das fast alle großen naturwissenschaftlichen Museen später wieder aufgegriffen haben. So trug die Urania auch zu Physiker-Karrieren bei: Manfred von Ardenne erinnerte sich später, dass seine dortigen Besuche sein Interesse für Naturwissenschaften gefestigt hätten, und auch Max von Laue berichtete, die Urania habe ihn tief beeindruckt. Für den Stenographen Volker Witt und den Fabrikarbeiter Bru-
no Bürgel eröffnete die Urania sogar die Möglichkeit, den gelernten Beruf gegen den des Astronomen bzw. Sachbuchautors einzutauschen. Astronomie war das besondere Zugpferd der Urania. Mit der Archenhold-Sternwarte in Berlin-Treptow öffnete 1896 gleich eine weitere öffentliche Sternwarte ihre Pforten. Im Rest Deutschlands gab es vor dem Ersten Weltkrieg noch keine Volkssternwarten, außer in München, wo das Deutsche Museum von Beginn an Sternwarten für die Besucher eingeplant hatte, und in Jena, wo das Zeiss-Werk Arbeitern eine Werkssternwarte überlassen hatte. Von 1918 bis 1935 wurden dann etwa ein Dutzend Volkssternwarten gegründet, meist getragen von kleineren Initiativen von Amateurastronomen, oft auch Lehrern. Vor Ort öffneten sie entweder vorhandene Schul- oder Vereinssternwarten (z. B. in Regensburg oder Frankfurt am Main) oder nutzten Kontakte zu Wirtschaft und Politik, um die nötigen Mittel zu bekommen (z. B. in Solingen, Bremen oder Stuttgart). Akademische Astronomen unterstützten diese Bestrebungen oft beratend, manchmal waren sie auch direkt in den Astro-Vereinen engagiert. Diese Vereine waren außerordentlich aktiv: die Urania Jena öffnete ihre Sternwarte etwa fast täglich für Beobachtungen und organisierte zahlreiche Vorträge. Obwohl dort renommierte Wissenschaftler sprachen, waren Volkssternwarten fast nie in universitäre Curricula eingebunden. Sie wurden häufig von Schulklassen besucht. Die Archenhold-Sternwarte, die den Schülern aufgrund von Verträgen mit dem Berliner Magistrat sehr günstig Eintritt gewährte, brachte der Ansturm oft an die Grenze der finanziellen Belastbarkeit. Doch obwohl die neuen Volkssternwarten stark frequentiert wurden, gab es in der Anfangsphase wenig zentrale staatliche oder universitäre Unterstützung, entscheidend waren eher persönliche Kontakte. Die Bremer OlbersSternwarte etwa konnte 1924, trotz der
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Wirtschaftskrise, besonders deswegen errichtet werden, weil Max Völkel, der damalige Vorsitzende der Olbers-Gesellschaft, seine weit reichenden Beziehungen in die Geschäftswelt nutzte. Wichtig war darüber hinaus die fachliche Hilfe des Astronomen Max Wolf aus Heidelberg. Er gab entscheidende Tipps, wie die Kuppel preisgünstig hergestellt werden könnte. Die Vortragslisten enthalten oft Namen bedeutender Astronomen, gerade bei den größeren Volkssternwarten: auch Einstein sprach einmal in der ArchenholdSternwarte. Auf der einen Seite ist das beachtlich, da von Fachkollegen Wissenschaftspopularisierung häufig als Verwässerung der reinen, exakten Wissenschaften gesehen wurde. Auf der anderen Seite gewannen die populärwissenschaftlich Tätigen besonders vor Ort hohes Ansehen und Vertrauen, wie überlieferte Äußerungen der Besucherinnen und Besucher von Volkssternwarten belegen. Dem Publikum boten die Sternwarten die Gelegenheit, sich mit bedeutenden Fragen der Naturwissenschaft und Technik auseinanderzusetzen. Sie konnten dort am rasanten Fortschritt der Astrophysik und der Naturwissenschaften, zumindest ein wenig, teilhaben. Und das Verlangen nach Teilhabe am Fortschritt war spätestens seit der bürgerlichen Revolution 1848 in der Gesellschaft stark gestiegen. So erklärt sich, dass bis 1935 in Deutschland mindestens 15 Volkssternwarten geöffnet werden konnten. Doch was bedeuten diese Hintergründe für Aktive in den gegenwärtigen Volkssternwarten und astronomischen Vereinen? Dass heute die aktive Nachfrage nach gesellschaftlicher Teilhabe weniger spürbar ist, äußert sich in Nachwuchsproblemen mancher Astro-Vereine. Wer auf dem Laufenden bleiben will, kann Wissenschaftssendungen im Fernsehen und Internetforen dem Besuch einer Sternwarte vorziehen. Im Prinzip hatten aber auch schon die ersten Volkssternwarten ähnliche Probleme. Ihre Tätigkeit war m. E. durch Folgendes ausgezeichnet: Sie blieben am Puls der Wissenschaft und scheuten sich nicht, auch komplizierte Fragen anzusprechen. Viele Volkssternwarten betrieben etwa kleine Spektrographen oder auch Durchgangsinstrumente und zeigten Interessierten, was man damit messen konnte.
Zumindest die größeren Volkssternwarten nutzten sehr schnell technische Innovationen für ihre Veranstaltungen, etwa Dias und später auch Filmvorführungen. Dabei legten sie Wert auf Unterhaltung des Publikums und verleugneten diese Absicht nicht. Eine Schattenseite der Unterhaltung war dabei, dass sowohl im Ersten Weltkrieg als auch im Nationalsozialismus in den größeren Einrichtungen massive Kriegspropaganda betrieben wurde und zum Beispiel in den eigentlich für Wissenschaft eingerichteten Kinosälen Kriegsfilme liefen. Die Populärwissenschaft hatte insgesamt riesige Verluste durch die zwei Weltkriege zu beklagen: Viele junge Mitglieder waren gefallen, Gebäude zerstört, kostbare Geräte gestohlen oder verloren gegangen. Auch daraus können wir etwas lernen: Bei populärastronomischen Vorträgen wird oft betont, die Himmelskunde mache deutlich, dass die Menschheit nur eine Erde besäße und wir die Natur daher nicht zerstören dürften. Das muss ergänzt werden mit der Feststellung, dass für die Menschheit insgesamt und auch die Astronomie Frieden unerlässlich ist. Bei unterhaltsamen und spannenden Aktivitäten müssen Volkssternwarten deutlich machen, dass die Erforschung des Weltalls eine gemeinsame Sache der ganzen Menschheit ist. Möglichkeiten - gerade auch für Jugendliche - bieten robotische Teleskope, auf die Schulklassen zugreifen können, oder auch die Auswertung der Bildarchive von Raumsonden im Internet. Solche Projekte beruhen auf internationaler Zusammenarbeit, würden das Ansehen der Volkssternwarten weiter steigern und dazu beitragen, dass sich nach und nach immer mehr Menschen wirklich als Himmelsbürger fühlen: damit wäre Flammarions Äußerung passend an die Gegenwart angepasst.
Nachtrag: Dieser Artikel ist ein Ausschnitt aus den Vorbereitungsarbeiten für meine Dissertation zur Gründungsgeschichte der Volkssternwarten, die ich am Lehrstuhl für Wissenschaftsgeschichte an der Universität Regensburg durchführe. Ich würde mich sehr über Rückmeldungen (an benjamin.mirwald@gmx.de) auf diesen Artikel freuen.
Literaturhinweise: [1] A. Daum, 2002: ,,Wissenschaftspo-
pularisierung im 19. Jahrhundert", München, Oldenbourg [2] D.B. Herrmann, 1996: ,,100 Jahre Archenhold-Sternwarte", Berlin, Paetec [3] P.H. Richter (Hrsg.), 1995: ,,Sterne, Mond, Kometen - Bremen und die Astronomie", Bremen, Hauschild [4] P. Müller, 1992: ,,Sternwarten in Bildern", Berlin, Springer [5] R.E. Schielicke, 2008: ,,Von Sonnenuhren, Sternwarten und Exoplaneten", Jena, Quedlinburg, Bussert & Stadeler
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Sternbedeckungen
Sonnenstrahlen im Kiselevka-Tal - Eine erfolgreiche Expedition der IOTA/ES
von Sven Andersson, Konrad Guhl und Martina Haupt
- Teil 2 - Im Teil 1 des Beitrags [1] waren die Grundlagen geschildert worden: Baileys Beads, Beobachtungstechnik und Prinzipien der Auswertung.
Bei der Auswertung der Videoaufnahmen (vgl. Abb. 2 im Teil 1 [1]) erhält man die Abbildungen 3 und 4 und zum Teil überraschende Situationen: Auf den Videos ist ein klar auftauchendes Bead
beim Watts-Winkel von 11,2 Grad zu erkennen, welches im gültigen Mondrandprofil (Watts Chart) nicht darstellbar ist (Abb. 3). Lässt man sich zur Verbesserung des Mondrandprofils jedoch die gespeicherten Einzelbeobachtungen anzeigen (Abb. 4), so erkennt man, dass es ein Tal am Mondrand gibt, welches das Bead verursacht. Dieses Tal nennen die Autoren seit dieser Entdeckung das ,,Kiselevka-Tal". Die ermittelten Einzelwerte werden pro
Station gemittelt (vgl. Abschnitt ,,Resultate"). Sollten bestimmte Perlen von verschiedenen Stationen beobachtet worden sein, so werden diese gewichtet. Die Addition der Mittelwerte am Nord- und Südrand ergeben die Korrektur des Sonnendurchmessers.
Die IOTA/ES-Expedition nach Novosibirsk Eine sorgfältige Vorbereitung sichert den Erfolg einer Beobachtungsexpedition. Für jeden Beobachter musste die Ausrüstung zusammengestellt werden, und es mussten viele Absprachen zwischen den Beobachtern getroffen werden. Da an dieser Expedition sowohl Beobachter aus Deutschland als auch aus Spanien beteiligt waren, halfen die guten deutschen Sprachkenntnisse von Carlos Schnabel sehr.
3 Plot des Mondrandprofils mit WATT-Daten und Einzelbeobachtungen
Sonntag, 27. Juli 2008 Endlich flog dann am Sonntag, dem 27. Juli unsere Gruppe von sieben Personen von Berlin-Schönefeld über Moskau nach Novosibirsk. Als aktive Beobachter am Rand der Bedeckungszone sind Sven Andersson, Konrad Guhl, Martina Haupt und Wolfgang Rothe dabei. Die anderen Reiseteilnehmer beobachten das Naturschauspiel auf der Zentrallinie. Teile unserer Beobachtungstechnik im Handgepäck fielen bei den Sicherheitskontrollen natürlich auf. Beim Umsteigen in Moskau gab es deswegen etwas Stress, ansonsten verlief die Hinreise problemlos. Unser Hotel in Novosibirsk war einfach, aber trotzdem nicht preiswert, nach der Beschreibung russischurig. In den Zimmern war es stickig, und bei geöffnetem Fenster dazu auch laut. Wir hatten hochsommerliche Temperaturen von bis zu +30 Grad C, keine grimmige Sibirische Kälte.
4 Plot des Mondrandprofils nach WATT-Daten
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Montag, 28. Juli 2008 Da wir von der Reise alle mehr oder weniger erschöpft waren, verbrachten wir den Montag in Novosibirsk mit einer Mischung aus Spaziergängen durch die
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Stadt und ausgedehnten Ruhephasen. Während der Spaziergänge fielen uns das für Berliner Verhältnisse extrem saubere Stadtbild und die schicke Kleidung der Menschen auf. Auch wenn viele der Einheimischen mit Sicherheit in einfachen Verhältnissen leben, die bittere Armut und Verwahrlosung, die wir auf Grund von Medienberichten erwartet hatten, sahen wir nicht. Alles in allem waren wir angenehm überrascht.
Dienstag, 29. Juli 2008 Während der Vorbereitung unserer Reise hatten wir einen E-Mail-Kontakt zu Prof. Shoidin von der Universität in Novosibirsk aufgebaut. Sergey Shoidin versorgte uns mit Wetterinformationen und vermittelte auch die Transportmöglichkeit in die Randzone. Selbstverständlich mussten wir uns persönlich kennen lernen, und dazu lud Sergey zu einer Rund-
6 Station 1 im Aufbau
5 Temperaturverlauf während der Beobachtung am Rand der Totalitätszone
fahrt durch Akademgorodok und dem Besuch des geologischen Museums ein. Im Museum stellte uns eine kurzerhand organisierte Führung die geologischen Besonderheiten und den Reichtum der Bodenschätze Sibiriens dar. Selbstverständlich sind die besonderen ,,Lieblinge" astronomischer Besucher die zahlreichen Meteorite im Museum. Auch der berühmte Tunguska-Meteoritenfall sorgte für lange Diskussionen. Am Nachmittag wurde im holografischen Labor gefachsimpelt und
nachgedacht, wie ein Hologramm bei der Sonnenbeobachtung helfen könnte. Ein schöner Einblick in die nicht immer rosige Situation der Grundlagenforschung in Russland.
Mittwoch, 30. Juli 2008 Wolfgang Rothe, der am Südrand beobachten wollte, fuhr am Mittwoch noch in ein anderes Quartier, um am Freitag einen kürzeren Anfahrtsweg zum Beobachtungsort zu haben.
Donnerstag, 31. Juli 2008 - Noch ein Tag Am Donnerstag, das ist der Tag vor der Sonnenfinsternis, wurden sowohl am Nordrand als auch am Südrand Exkursionen gemacht, um geeignete Standorte für die Beobachtung zu finden. Mit Hilfe von Landkarten und dem Internet hatten wir bereits festgelegt, wo wir ungefähr beobachten wollten. Da im Gelände immer Überraschungen lauern können und wir nichts dem Zufall überlassen wollten, machten wir uns am späten Vormittag auf den Weg. Während der Fahrt nutzten wir sowohl das vorliegende Kartenmaterial als auch GPS-Navigation. Hierzu hatten wir den Nord- bzw. die Südrand der Bedeckungslinie als Route in die GPS-Empfänger gespeichert. Während der Fahrt ließen wir uns anzeigen, wie weit wir von dieser gespeicherten Route entfernt waren. Nachdem der Schnittpunkt der Straße mit der jeweiligen Begrenzungslinie erreicht war, wurde das Gelände begutachtet und die genauen Beobachtungsplätze festgelegt. Diese wurden, sicher ist sicher, als Wegpunkte im GPS-Empfänger gespeichert. Geeignete Beobachtungsplätze wurden für die Beobachter am Nordrand am Rand des Dorfes Kiselevka und am Südrand in der Nähe des Ortes Proletarski gefunden. Für die Beobachter am
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Sternbedeckungen
Es war sogar noch genug Zeit, um den Blick kurz vom Monitor lösen und die verfinsterte Sonne live beobachten zu können. Für die Beobachter bei Kiselevka zeigte sich ein Bead, das praktisch nicht verschwand. Ein Beobachter konnte mit dem bloßen Auge praktisch die ganze Zeit der Diamantring-Effekt sehen. Dieses offensichtlich recht tiefe Tal auf der Mondoberfläche, das das Licht für diesen Diamantring durchgelassen hatte, benannten wir spontan als ,,Kiselevka-Tal". Die Videokameras, mit einem Objektiv mit
Die Resultate Die Ergebnisse der 6 Stationen wurden wie im Teil 1 beschrieben ermittelt. Sie sind durch die Tabellen 1 und 2 beschrieben. Dabei ist als Auswerteprogramm die Software OCCULT 4.0 von Dave Herald benutzt worden.
Die Korrektur des Sonnendurchmessers ergibt sich aus der vorzeichenrichtigen Addition der Mittelwerte von Nord- und Südrand und beträgt für den 1. August 2008 als vorläufiges Ergebnis 0,08''.
6 Station 2 im Aufbau
Nordrand verlief die Suche praktisch komplikationslos. Einige Bewohner des Dorfes kamen zunächst misstrauisch auf uns zu. Nachdem wir ihnen unser Vorhaben erklärt hatten, schlug die Stimmung aber in Begeisterung um. Die Menschen freuten sich, dass wir ausgerechnet in ihr Dorf kommen, um dort zu beobachten. Am Südrand gab es eine kleine Überraschung, denn die von Wolfgang Rothe mit Hilfe einer Landkarte ausgesuchte Straße existierte in der Realität nicht (mehr). Trotzdem konnte ein geeigneter Beobachtungsplatz gefunden werden.
Freitag, 1. August 2008 - Der Tag Am 1. August war es dann endlich so weit. Morgens war der Himmel in Novosibirsk noch bedeckt, die Nordrandbeobachter beschlossen aber, die Beobachtungsplätze bei Kiselevka trotzdem aufzusuchen. Wie sich nachher herausstellen sollte, war diese Entscheidung die richtige, denn ein kurzzeitig auffrischender Wind blies die Wolken weg, zum Zeitpunkt der Finsternis herrschte perfektes Beobachtungswetter. Beim Aufbau der Technik gab es nur einige kleinere Probleme, die sich aber vor Ort beheben ließen. Ein Problem mit der Deklinationsklemmung an der Montierung von Martina Haupt konnten wir sogar mit einem Schweizer Taschenmesser reparieren - und das im tiefsten Russland. Konrad Guhl hatte während des Aufbaus ein ganz anderes Problem, denn drei junge Kühe wollten ausgerechnet dort grasen, wo er sein Teleskop aufgebaut hatte. Während der Totalität lief dann alles perfekt, und alle Stationen hatten am Ende ein Video mit auswertbaren Beads.
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6 Station 3 im Aufbau
1.000 mm Brennweite ausgestattet, zeichneten aber wesentlich mehr Beads auf. Nebenbei hatte Wolfgang Rothe noch die Helligkeit registriert und Martina Haupt hatte während der Zeit, die sie am Beobachtungsplatz war, die Temperatur aufgezeichnet (Abb. 5). Diese Messungen brauchten nur gestartet zu werden und liefen dann selbständig. Die Gastfamilie von Wolfgang Rothe, die ihn zum Beobachtungsplatz begleitete, versuchte die ,,Fliegenden Schatten" zu filmen, was aber leider erfolglos blieb.
Samstag, 2. August 2008 - Der Tag danach Nach der Beobachtung hieß es dann auch gleich Koffer packen, denn am Morgen des zweiten August begann die Rückreise. Über Moskau flogen alle sieben Teilnehmer gemeinsam zurück nach Berlin. Ergebnis der Reise sind vier auswertbare Video-Bänder mit Baily`s Beads und viele, sehr positive Eindrücke.
Ausblick Die Ergebnisse der Expedition sind nur ein Messpunkt in einer Folge von Beobachtungen über die Zeit. Diese Arbeit sollte fortgesetzt werden. Weitere Beobachter sind sehr willkommen! In den kommenden Jahren wird es neue Modellrechnungen und Auswerteprogramme geben, IOTA und IOTA/ES ha-
Ergebnisse der einzelnen Stationen
Station
2008RUN1 2008RUN2 2008RUN3 2008RUS1 2008RUS2 2008RUS3
Delta Rs in Bogensekunden
-0,47 -0,31 0,07 -0,05 0,58 0,42
Jugendarbeit
99
ben dazu gemeinsam die Originalbeobachtungswerte von Expeditionen der Jahre 2005 bis 2008 veröffentlicht. Diese Datensammlung soll in den kommenden Jahren sowohl mit der Auswertung älterer Beobachtungen als auch mit neuen Expeditionsergebnissen vergrößert werden. Niemals jedoch kann eine nicht ausgeführte Finsternisbeobachtung ,,nachgeholt" werden, es gilt das Zitat des großen Harlow Shapley ,,...theories come and go, but good observations stand forever...".
Literaturhinweise: [1] S. Andersson et al., 2009: ,,Son-
nenstrahlen im Kiselevka-Tal - Eine erfolgreiche Expedition der IOTA/ ES, Teil 1", VdS-Journal für Astronomie 30, 70
Stationen der IOTA/ES am 1. August 2008
Nummer Beobachter
2008RUN1 2008RUN2 2008RUN3 2008RUS1 2008RUS2 2008RUS3
S. Andersson M. Haupt K. Guhl W. Rothe A. Selva A. Massalle, M. Fernandez-Ocana, C. Schnabel
Länge
O 84 Grad 17' 18,9'' O 84 Grad 17' 25,4'' O 84 Grad 17' 35,2'' O 81 Grad 02' 55,3'' O 81 Grad 02' 20,5'' O 81 Grad 01' 45,0''
Breite
N 55 Grad 37' 55,7'' N 55 Grad 38' 03,2'' N 55 Grad 38' 12,3'' N 54 Grad 22' 08,1'' N 54 Grad 22' 18,0'' N 54 Grad 22' 13,0''
Anzahl der Beads
27 27 29 21 26 20
Das Spacecamp 2009
von Viktoria Schubert und Sarah Heider
Endlich war Ostern, das lang ersehnte, internationale Spacecamp im FEZ Berlin sollte beginnen. Wir Spacecamper hatten die Möglichkeit, 10 Tage in der Jugendherberge des Freizeit und Erholungszentrums (FEZ) in Berlin Wuhlheide zu wohnen und dabei Astronomie und Raumfahrt hautnah zu erleben. Alles begann am Samstag, dem 4. April, wo wir zum ersten Mal die 15 russischen Teilnehmer kennen lernten und auch die aus ganz Deutschland angereisten Jugendlichen. Schon am Abend begann das Programm mittels Kennenlernen und den Versuchen, in dem leicht bewölkten Himmel schon mal ein paar Sterne beobachten zu können. Am nächsten Morgen wurden wir in zwei Gruppen geteilt, wobei eine sich im Orientieren mit GPS-Geräten üben durfte, während die andere selbst Raketen baute. Wir persönlich haben das GPS-Orientierungsspiel gemacht, welches uns schon mal das FEZ-Gelände näher brachte, und markante Stellen zeigte, wie beispielsweise die Skaterbahn, damit wir uns die restliche Zeit nicht verlaufen würden. Beim Mittagessen hörten wir dann auch die Erlebnisberichte der Raketenbauer, welche mit einfachen Mitteln jeweils eine Druckwasserrakete gen Himmel schickten. Anschließend machten wir auch eine
ausführliche Vorstellungsrunde, bei der wir Interessen, Hobbys usw. präsentiert haben. Allen gemeinsam war das Interesse an der Astronomie und an internationalem Kulturaustausch. Doch dieser beinhaltete auch Sprachdifferenzen, da kaum jemand von uns russisch sprach, und die russischen Gäste tendenziell eher Englisch als Deutsch konnten. Aber gerade das war ja das Spannende an solch einem internationalen Camp. Der Abend sollte dann direkt mit großem Programm weitergehen: Es war Yuri`s Night! Das hieß, dass wir alle ins Orbitall, dem Raumfahrtzentrum im FEZ, gingen und uns dort zwei Vorträge von einem Astronomie-Journalisten und einem Planetenforscher des DLR in BerlinAdlershof anhörten. Der erste Vortrag handelte von Yuri Gagarins Lebenslauf und seiner Familie und Freunden. Dabei erfuhren wir auch viele für uns nicht so bekannte Dinge, wie zum Beispiel, dass Gagarin noch einen weiteren Gegenkandidaten hatte, der wohl die offensichtlichere Wahl für den Platz in der Raumkapsel gewesen wäre. Der zweite Vortrag ging um unseren Nachbarplaneten Mars, der mithilfe der HRSC, einer Kamera, die in Berlin-Adlershof entwickelt wurde, abfotografiert und als 3D-Bild dargestellt werden kann. Der Beginn der Woche startete mit dem
1 Abenteuer Raumflug
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Jugendarbeit
2 Berlin bei Sonne: Gruppenfoto vor dem Brandenburger Tor
benötigten Astronautentraining für das geplante Raumfahrtspiel, was wir am Sonntag machen würden. Doch da wir wieder mal viel zu viele Leute für den Raum waren, trennten wir die Gruppe erneut, die Hälfte ging ins Schülerlabor des Orbitalls und hat dort ein paar Experimente durchgeführt. In der Zeit waren die restlichen Teilnehmer in der Trainingshalle und machten den Gesundheitscheck, welcher z. B. einen Gleichgewichtstest und einen Schwindeltest beinhaltete. Am Nachmittag haben wir dann einen Workshop zum Thema SETI gemacht; das war ein ziemlich heiß diskutiertes Thema. Fast die Hälfte der Zeit war schon vorbei: Es war Dienstag. Schließlich wurden die sonntäglichen Gruppen getauscht und auch Raketenbau wechselte mit GPS-Spiel. Nachmittags gingen wir dann schwimmen im Schwimmbad des FEZ. Die Mitte der Woche läutete dann auch unseren ersten Tagesausflug ein. Das bedeutete, dass wir uns von der Wuhlheide aufmachen würden in Richtung Potsdam, um dort an das astrophysikalische Institut (AIP) zu gehen. Dort konnten wir ein großes Teleskop besichtigen, welches schon ein historisches Alter hatte. Auch den berühmten Einsteinturm konnten wir fotografieren, wenn auch leider nur von außen. Lecker Mittagessen gab es dann in der Mensa des Campus. Der Weg
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führte uns aber schon bald weiter ins Planetarium am Insulaner. Dort gingen wir direkt in die Kuppel, um uns dort den aktuellen Sternhimmel zeigen zu lassen. Die bequemen Stühle und der doch sehr viel überwältigende Anblick der Sterne, im Gegensatz zum realen Berliner Himmel, machte das Ganze zu einem sehr schönen Erlebnis. Der Abend war dann in Kleingruppen für uns verfügbar, wir sind bespielsweise zum Bahnhof Zoo gefahren und haben dort den Kurfürstendamm erkundet. Auch der nächste Tag bedeutete wieder, dass wir einen Tagesausflug machen würden, diesmal an den DLR-Standort in Adlershof. Dort gab es das DLR-SchoolLab, wo wir Themen bearbeiteten, mit denen man in der Schule eher weniger zu tun hat. Dazu gehören unter anderem Verkehrssimulationen, das Arbeiten mit einer Infrarotkamera, das Herstellen von 3D-Bildern, aber auch ein paar Versuche mit Schwerelosigkeit. Sogar ein Zertifikat bekamen wir ausgestellt für unsere Teilnahme. Anschließend gab es etwas Freizeit im Treptower Park, damit wir wieder frisch gestärkt in die Archenhold-Sternwarte gehen konnten. Auch dort konnten wir wieder ein Teleskop anschauen, nämlich das längste Linsenfernrohr der Welt. Witzigerweise standen nebenan neuere Teleskope, welche die gleiche Leistung bei einem Bruchteil der Größe erreichen können.
Freitag Vormittag war dann für uns ein ganz un-astronomisches Thema an der Reihe: eine Stadtrundfahrt durch Berlin. Mit dem Bus ging es vorbei am Holocaust-Mahnmahl, Reichstag, Brandenburger Tor und was es sonst nach alles an Sehenswürdigkeiten in Berlin gibt. Erklärt wurde alles auf Englisch, so konnten wir dann auch alle mal ohne Übersetzung gleichzeitig zuhören. Der Nachmittag und Abend stand uns dann zur freien Verfügung, zum genaueren Betrachten der Sehenswürdigkeiten oder einfach zum Shoppen. Viele haben sich dann auch noch abends auf dem Alexanderplatz wiedergetroffen. Und dann war auch schon der vorletzte Tag, nämlich Samstag. Dieser war gänzlich programmlos, jeder konnte für sich sein Programm zusammenstellen. Das führte bei einigen zu einer frühen Fahrt in die Stadt, um den Reichstag ohne lange Wartezeit von innen besichtigen zu können. Aufgabe war an diesem Tag dennoch das Anfertigen einer Dokumentation, was aber ganz gut klappte. Und dann war leider auch schon der letz-
3 Futuristische Schleuse im FEZ-
Orbitall
Kleine Planeten 101
te Tag. Zum Abschluss machten wir das versprochene Raumfahrtsimulationsspiel. In Partnerarbeit wurden die verschiedenen Berufe im Kontrollzentrum und im Spaceshuttle erledigt, danach wurden die Rollen getauscht, damit jeder einmal beide Stationen erleben konnte. Als die zweite Gruppe ihren Flug erlebte, wurden wir angegriffen, ein klingonisches Kampfschiff hatte das Raumschiff zerstört. Glücklicherweise tauchten ein paar Minuten später alle wieder gesund und munter im Kontrollzentrum auf.
Dann brach auch schon der letzte Abend an, ein letztes Essen im Restaurant, es wurden ein paar versteckte bunte Eier im Orbitall gesucht, viele Dankesworte für die wirklich besondere Woche an Frau Hoffmann und auch an die Sternenfreunde, die uns immer wieder abends zum Sterne beobachten verhelfen konnten, ausgesprochen und die ersten Abreisenden leider schon verabschiedet. Der nächste Tag war dann nur noch gefüllt mit einem letzten Frühstück und der Abreise.
Alles in allem waren es zehn wunderbare Tage, die gerne wiederholt werden sollten! Das multikulturelle Ambiente war wirklich ein sehr interessantes Erlebnis, sowohl von deutscher als auch von russischer Seite.
Anmerkung: Bildautorin für alle Bilder ist Susanne M. Hoffmann.
Die Entdeckung des erdnahen Asteroiden 2009 DM45
auf der Taunus-Sternwarte des Physikalischen Vereins
von Rainer Kling, Erwin Schwab und Ute Zimmer
Seit Juni 2006 astrometrieren wir Kleinplaneten und Kometen auf der TaunusSternwarte des Physikalischen Vereins Frankfurt [1] und können inzwischen auf über 120 Entdeckungen von Asteroiden verweisen. Darunter zwei Jupiter-Trojaner und einen Marskreuzer. Im Vergleich zur Entdeckung von Hauptgürtel-Asteroiden ist die Wahrscheinlichkeit, einen unbekannten, die Erdbahn kreuzenden Asteroiden zu finden, wesentlich geringer. Die Entdeckung so genannter Near Earth Objects (NEOs) sind in der Regel den professionellen Himmelsdurchmusterungen vorenthalten, da diese wesentlich mehr Himmelsfläche absuchen können als Amateurastronomen. In der Nacht von Faschingsdienstag auf Aschermittwoch schläft ein Normalbürger seinen Rausch aus oder trauert seiner roten Pappnase nach. Manche Amateurastronomen verbringen die besagte Nacht aber auch am Teleskop. Beim Sichten unserer Aufnahmen vom Morgen des 25. Februar 2009 (Aschermittwoch) fiel uns eine Strichspur auf den letzten Bildern einer längeren Serie auf. Wie jeder Sternfreund weiß, sind Strichspuren auf lange belichteten Himmelsfotos nichts ungewöhnliches, da sich die künstlichen Erdsatelliten, von denen es reichlich gibt, während der Belichtungszeit relativ zu den Sternen schnell bewegen. Das Objekt
hatte eine scheinbare Geschwindigkeit von 0,8 Bogensekunden pro Sekunde. Es könnte also ein Satellit, der sich in der Nähe der geostationären Bahn befindet, sein. Allerdings könnte es sich auch um einen Asteroiden handeln, der relativ nahe die Erdbahn kreuzt. Die exakte Auswertung der Strichspuren war eine anspruchsvolle Herausforderung, da die von uns ver-
1 Das
CassegrainTeleskop mit einem Spiegeldurchmesser von 0,6 m und einer Primärbrennweite von 2 m auf der Taunus-Sternwarte des Physikalischen Vereins. Bildautor: Erwin Schwab.
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102
Kleine Planeten
2 Der neu entdeckte NEO mit einer Helligkeit von ca. 13,5 mag bildet sich
aufgrund seiner schnellen Bewegung als Strichspur ab. Die drei Strichspuren der gezeigten Abbildung vom 25.2.2009 mit einer Länge von ca. 100 Bogensekunden sind das Ergebnis aus der Addition der drei Einzelfotos mit einer Belichtungszeit von je 2 min. Der Bildausschnitt ist ca. 125 Bogenminuten aus dem Gesamtgesichtsfeld von 6045 Bogenminuten. Die Kamera SBIG STL 11000M war am Cassegrain 600 mm / 2.000 mm befestigt. Norden oben und Osten links. Bildautoren: Rainer Kling, Erwin Schwab und Ute Zimmer.
E-Mail von Tim Spahr, Direktor des MPCs, eingegangen am 28. Februar 2009 um 23:34 Uhr: ,,nice job. This looked Geocentric at the first glance. I found it matched an NEOCP object from E12 and gave your team credit for the discovery. Well done!" Unsere Entdeckung wurde im Minor Planet Electronic Circular 2009-D81 [4] veröffentlicht. Inzwischen ist die Bahn von 2009 DM45 relativ genau bekannt. Er hat eine Umlaufzeit um die Sonne von 1,27 Jahren. Der Asteroid mit einem Durchmesser von ungefähr 150 Metern näherte sich der Erde bis auf eine Entfernung von 5,7-facher Monddistanz. Dabei hatte er eine Geschwindigkeit von 61.200 km pro Stunde. Etwas beängstigend ist die Tatsache, dass sich zum Zeitpunkt der Entdeckung dieser Asteroid bereits wieder von uns entfernte, seinen erdnächsten Punkt also schon hinter sich hatte. Der Grund, warum er
wendete Astrometrie-Software Astrometrica [2] für die Vermessung punktförmiger Objekte konzipiert ist. Obwohl nicht zweifelsfrei geklärt werden konnte, ob sich an dieser Stelle ein Satellit befand, haben wir die Ergebnisse unserer Auswertung an das Minor Planet Center (MPC) gemeldet. Überdies war unklar, ob das MPC unsere Messungen grundsätzlich akzeptieren würde, da wir das Objekt nur über einen sehr kurzen Zeitraum von etwa 4 Minuten fotografisch dokumentieren konnten. Vom MPC wurde dieser Fund zunächst als Satellit eingestuft. Drei Tage später sichtete die professionelle australische Sternwarte Siding Spring Survey (Observatory Code E12) ein unbekanntes erdnahes Objekt. Unter der Bezeichnung 9D6384E wurde dieses sofort auf der NEO Confirmation Page (NEOCP) [3] als zu bestätigendes Objekt aufgelistet. Nachdem weitere Messungen hinzukamen und das Minor Planet Center eine genauere Bahn berechnen konnte wurde deutlich, dass es sich um das gleiche Objekt handelte, welches wir drei Tage zuvor gemeldet hatten. Am 28.2. bekamen wir dann die Nachricht von Tim Spahr, Direktor des Minor Planet Centers, dass wir die Entdecker dieses bisher unbekannten NEOs mit der Designation 2009 DM45 sind:
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3 An der eingezeichneten Position befand sich der NEO 2009 DM45 am
10.2.2009, also 15 Tage bevor er von uns entdeckt wurde. Es wird deutlich, dass er sich aus Richtung Sonne kommend auf die Erde zu bewegte. Orbitdarstellung generiert mit EasySky [http://www.easysky.de/].
Kleine Planeten 103
nicht früher gesichtet wurde, wird bei der Betrachtung seines Orbits deutlich. 2009 DM45 kam aus Richtung Sonne auf die Erde zu. Wäre er auf direktem Kollisionskurs mit der Erde gewesen, hätten wir Erdbewohner den Felsbrocken erst bei seinem Einschlag bemerkt. Die frei werdende Energie bei einem Einschlag eines Himmelskörpers dieser Größe reicht aus, um ein Gebiet von der Fläche Deutschlands völlig zu verwüsten. Die nächste Annäherung zwischen 2009 DM45 und der Erde wird am 18. August
2012 stattfinden [5]. Dann allerdings wird sich der Asteroid in einer komfortablen Entfernung von rund 108-facher Monddistanz befinden. Mit 19,9 mag wird er eine Helligkeit haben, die für Amateure mit etwas größeren Teleskopen noch erreichbar sein wird.
Literaturhinweise: [1] E. Schwab, R. Kling, 2007: ,,Die
erste Asteroiden-Entdeckung an der Taunus-Sternwarte", VdS-Journal für Astronomie 23, 101
[2] Astrometrica: http://www.astrometrica.at/
[3] NEOCP: http://www.cfa.harvard. edu/iau/NEO/ToConfirm.html
[4] MPEC 2009-D81: http://www.cfa. harvard.edu/mpec/K09/K09D81. html
[5] Jet Propulsion Laboratory: http:// ssd.jpl.nasa.gov
Kleinplanet im Anflug - die Erdnähe von 1998 FW4
von Sven Melchert
Die meisten Kleinplaneten ziehen ihre Bahnen im Kleinplaneten-Gürtel zwischen Mars und Jupiter. Ihr Abstand beträgt zwei bis drei Astronomische Einheiten (AE) von der Sonne. Bei einer Op-
position, wenn Sonne, Erde und Kleinplanet in einer Linie stehen, schrumpft der Abstand Erde - Kleinplanet entsprechend auf eine bis zwei AE. Diese Kleinplaneten können der Erde niemals so nahe kom-
Ephemeride von 1998 FW4 vom 10. September bis 29. Oktober 2009
Datum
2009 09 10 2009 09 11 2009 09 12 2009 09 13 2009 09 14 2009 09 15 2009 09 16 2009 09 17 2009 09 18 2009 09 19 2009 09 20 2009 09 21 2009 09 22 2009 09 23 2009 09 24 2009 09 25 2009 09 26 2009 09 27 2009 09 28 2009 09 29 2009 09 30 2009 10 01 2009 10 02 2009 10 03
Rektaszension h ms 23 31 13,3 23 29 55,4 23 28 27,8 23 26 48,9 23 24 56,7 23 22 49 23 20 22,6 23 17 33,6 23 14 16,7 23 10 24,8 23 05 48 23 00 12,3 22 53 17,1 22 44 31,1 22 33 4,7 22 17 35,6 21 55 40,1 21 22 58,3 20 31 52,3 19 12 38,5 17 29 19,7 15 54 40,3 14 49 33,4 14 08 16,4
Deklination Grad ' '' -06 54 14 -06 55 51 -06 57 33 -06 59 21 -07 01 15 -07 03 15 -07 05 21 -07 07 33 -07 09 49 -07 12 10 -07 14 34 -07 16 57 -07 19 14 -07 21 13 -07 22 28 -07 22 02 -07 17 35 -07 03 09 -06 23 13 -04 44 25 -01 46 29 +01 16 37 +03 16 29 +04 24 19
Helligkeit mag 17 16,9 16,7 16,5 16,4 16,3 16,2 16 15,9 15,8 15,6 15,4 15,3 15,1 14,8 14,6 14,4 14,1 14 14,1 15,1 17 19,5 21,9
Geschwindigkeit ''/min 0,88 0,98 1,09 1,23 1,38 1,57 1,79 2,06 2,39 2,81 3,36 4,08 5,06 6,45 8,49 11,63 16,74 25,42 40,02 59,27 65,89 49,85 31,58 19,94
men, dass die Gefahr eines Zusammentreffens mit der Erde (und damit eines Einschlags auf der Erde) möglich ist.
Erdnahe Kleinplaneten Trotzdem liest man hin und wieder in den Medien von Kleinplaneten, die gefährlich nahe an der Erde vorbei schrammen. Das war bisher in allen Fällen unbegründete Panikmache, doch nicht umsonst widmen sich professionelle Himmelsüberwachungsteleskope (so genannte ,,Surveys") und auch viele Amateure dem Entdecken und Nachverfolgen der ,,NEOs" (Near Earth Objects = erdnahe Objekte). Mittlerweile sind eine ganze Reihe dieser ,,Erdbahnkreuzer" bekannt. Als Erdbahnkreuzer bezeichnet man einen Kleinplaneten, der auf seiner Bahn um die Sonne die Bahn der Erde überquert (also der Sonne zeitweise näher kommt als die Erde) und somit theoretisch mit der Erde zusammenstoßen könnte. Prominente Beispiele sind die Kleinplaneten (1862) Apollo und 1937 UB Hermes. Sehr viel öfter, als es zum Beispiel die Zeitung mit den vier großen Buchstaben als Schlagzeile aufgreift, werden Kleinplaneten am Himmel gesehen, die der Erde näher kommen als die Entfernung Erde - Mond. Die mittlere Entfernung von der Erde zum Mond beträgt rund 400.000 km, in Astronomischen Einheiten ausgedrückt sind das 0,0027 AE. Wann immer ein neu entdeckter Kleinplanet mit einer theoretisch möglichen
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Kleine Planeten
1 Die Bahn des Kleinplaneten 1998 FW4 in der Nacht vom 29. auf den 30.
September 2009. Angegeben sind die Uhrzeiten in UT; zur Sommerzeit jeweils zwei Stunden addieren. Der rote Rahmen gibt das Gesichtsfeld eines Teleskops mit 500 mm Brennweite und typischem Chip einer digitalen Spiegelreflexkamera an (Crop-Faktor 1,6).
Distanz kleiner als diese 0,0027 AE unter [1] auftaucht (dort als ,,MOID" bezeichnet"), wird der Kleinplanetenbeobachter hellhörig: ,,Hoppla, schon wieder einer näher als der Mond".
Nachteil dieser Objekte: Sie sind meist sehr klein, werden mit einigermaßen erreichbarer Helligkeit (z. B. 17 mag) entdeckt und sind nach wenigen Tagen bereits schwächer als 20 mag. Selbst für gut ausgerüstete Amateure keine einfachen Objekte.
Wer erdnahe Objekte ,,mit Ansage" beobachten möchte, dem sei ein Blick auf die Liste unter [2] empfohlen. Dort werden die ,,Forthcoming close approaches to the Earth" (zukünftige nahe Begegnungen mit der Erde) chronologisch aufgeführt. Für das Jahr 2009 steht eine günstige Begegnung der Erde mit einem bereits
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bekannten Kleinplaneten an: das Objekt ,,1998 FW4" wird der Erde am Abend des 29. September bis auf 0,02218 AE (3.270.000 km) nahe kommen.
Der Vorbeiflug von 1998 FW4 In den Tagen vor dem 29. September 2009 wird 1998 FW4 eine Helligkeit von heller als 15 mag aufweisen. Kurz nach dem 29.9. wird die Helligkeit wieder schlagartig auf Werte jenseits der 20 mag sinken. Wer dieses Objekt beobachten möchte, der möge daher den Zeitraum 10.9. bis 30.9. wählen. Die Positionen von 1998 FW4 sind in der Tabelle 1 angegeben. Neben der Helligkeit ist die Geschwindigkeit des Kleinplaneten wichtig. In den Tagen um den 29.9. wird sie maximal und erreicht Werte größer als 60 Bogensekunden pro Minute. Damit legt der Kleinplanet innerhalb einer Minute eine Strecke am Himmel zurück, die ungefähr
dem Durchmesser des Ringnebels M 57 entspricht! Wer das Gebiet um 1998 FW4 fotografiert, wird auf jeden Fall eine hübsche Strichspur ablichten. Für astrometrisch arbeitende Beobachter ist die große Geschwindigkeit dagegen ein Problem: Um den Kleinplaneten noch als punktförmiges Objekt abbilden zu können, darf dann nicht länger als zwei Sekunden belichtet werden (bei einem typischen Bildmaßstab von 2 Bogensekunden / Pixel). Den Kleinplaneten an sich wird man dank seiner relativ großen Helligkeit von 14 mag problemlos in zwei Sekunden aufnehmen können, aber es werden möglicherweise nicht genügend Sterne zur astrometrischen Plattenlösung der Aufnahme zur Verfügung stehen. Daher sollte man zur Astrometrie besser die Tage ab dem 10.9. wählen, wenn 1998 FW4 noch nicht so schnell ist und man länger belichten kann.
Literaturhinweise: [1] http://www.cfa.harvard.edu/mpec/
RecentMPECs.html [2] http://www.cfa.harvard.edu/iau/
lists/CloseApp.html
Kleine Planeten 105
Kosmische Begegnungen
von Klaus Hohmann und 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.
Das Bild für diese Ausgabe wurde uns von Bernhard Hubl [1] zur Verfügung gestellt. Der bekannte österreichische Astrofotograf belichtete im Frühjahr 2008 in insgesamt 3 Nächten die beiden Nebel Sh2-241 und VdB65 im Fuhrmann mit seinem 4-Zoll-Apochromaten f/5,4 und einer ST2000 CCD-Kamera. In der ersten Nacht, dem 11. Februar 2008, begegnete der Kleinplanet (169) Zelia dem Reflexionsnebel Nummer 65 aus Sidney van den Berghs Katalog. VdB65 ist ein blauer Reflexionsnebel, bei dem das Licht von hellen Sternen an den Nebelpartikeln gestreut und reflektiert wird. Im Gegensatz dazu werden bei Emissionsnebeln, wie hier in Sh2-241, die Gasatome ionisiert und senden selbst Licht aus. Meist ist es das für Wasserstoff charakteristische Rot bei einer Wellenlänge von 656,2 nm. Der Kleinplanet (169) Zelia war zum Zeitpunkt der Aufnahme 13,9 mag hell. Es ist ein ca. 36 km großer Hauptgürtelasteroid, der 1876 von Henry Prosper in Paris entdeckt wurde. Für einen Sonnenumlauf benötigt er 3,62 Jahre. Die Rotationsperiode beträgt 13,27 Stunden. Das Bild finden Sie im Internet in voller Auflösung unter [2]. Kosmische Begegnungen finden täglich statt. Die Tabelle 1 enthält eine kleine Auswahl interessanter Begegnungen zwischen Kleinplaneten und Deep-SkyObjekten, die von uns erstellt wurde. Damit soll Ihnen Ihr Weg zum persönlichen Bild einer kosmischen Begegnung erleichtert werden. Eine einfache und bequeme Möglichkeit, sich täglich über aktuelle kosmische Begegnungen zu informieren, finden sie auf der Homepage von Co-Autor Klaus
Am 11. Februar 2008 begegnete der Kleinplanet (169) Zelia den beiden
1 Nebeln Sh2-241 und VdB65 im Sternbild Fuhrmann. Aufnahme mit einer
ST2000 CCD-Kamera von SBIG an einem 4-Zoll Apochromaten f/5,4. Bildautor Bernhard Hubl.
VdS-Journal Nr. 31
106 Kometen
Hinweise auf beobachtbare enge Konjunktionen zwischen Himmelsobjekten.
Datum
Uhrzeit Kleinplanet
Helligkeit KP Objekt
Art
18.10.2009 24:00 (1217) Maximiliana 16,0 mag
NGC 521/533 Gx
23.10.2009 23:00 (4209) Briggs
15,5 mag
NGC 812
Gx
10.11.2009 22:00 (412) Elisabetha 13,4 mag
NGC 731/755 Gx
16.11.2009 02:00 (1262) Sniadeckia 15,1 mag
NGC 2141
OC
15.12.2009 02:00 (40014) 1998 HL124 15,8 mag
NGC 2392
PN
20.12.2009 24:00 (2411) Zellner
15,7 mag
Sh2-247
GN
Helligkeit Obj. 12,4 / 12,5 mag 12,4 mag 13,0 / 13,1 mag 9,3 mag 9,9 mag
Abstand / Bogenmin. 5 / 7 1 8 / 12 2 7 1
Abkürzungen: PN = Planetarischer Nebel, Gx = Galaxie, OC = Offener Sternhaufen, GN = Galaktischer Nebel, KP = Kleinplanet.
Hohmann [3] unter http://astrofotografie.hohmann-edv.de/aufnahmen/kosmische.begegnungen.php. Dort kann sich der interessierte Astrofotograf kosmische Begegnungen anzeigen lassen. Interaktiv hat man die Möglichkeit, verschiedene Parameter wie die Helligkeit des DeepSky-Objektes oder die des Kleinplaneten selbst auszuwählen, um eine passende Konjunktion für sich zu finden. Wir möchten Sie im Namen der Fachgruppe Kleine Planeten der VdS auffordern, Ihre kosmische Begegnung einzu-
senden, um zukünftige Ausgaben des VdS-Journals für Astronomie mit Ihren Bildern zu bereichern. Schicken Sie die maximal 200 KB großen Bilder per EMail 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 eines ausgewählten Bildes wird anschließend aufgefordert, eine unkomprimierte Version des Bildes für den Druck zur Verfügung zu stellen.
Literaturhinweise: [1] Homepage: http://www.astrophoton.
com/ [2] Homepage: http://www.astrophoton.
com/S241.htm [3] Homepage: http://astrofotografie.
hohmann-edv.de/grundlagen/
Der Komet C/2007 N3 (Lulin)
von Uwe Pilz
Der Komet C/2007 N3 (Lulin) war der herausragende Schweifstern der ersten Jahreshälfte 2009. Er wurde am 11. Juli 2007 durch den 18-jährigen chinesischen Studenten Quanzhi Ye (Guangzhou, China) auf Aufnahmen des Lulin-Observatoriums in Taiwan entdeckt. Zu diesem Zeitpunkt war das 18,5 mag helle Objekt noch über 6 AE von der Sonne entfernt, also außerhalb der Jupiterbahn. Der Kometencharakter war auf den Originalbildern nicht zu sehen, erst eine Aufnahme eines größeren Instrumentes zeigte am 17. Juli die 2-3 Bogensekunden messende Koma.
1 Komet Lulin am 01. Juli 2008
um 01:01 UT, 8-Zoll-SchmidtNewton, f = 812 mm, 10 x 30 s mit Meade DSI PRO II CCD, aufgenommen von Dieter Schubert.
VdS-Journal Nr. 31
Kometen 107
Die erste Amateurbeobachtung, welche ich finden konnte, stammt vom 12. Mai 2008. Der bekannte Kometenbeobachter Juan J. Gonzales sah an einem 8-ZollSCT ein 13,8 mag ,,helles" Objekt mit knapp einer Bogenminute Durchmesser. Walter Kutschera beobachtete den Kometen als erster unserer Fachgruppe, nämlich am 29. Juni 2008. Mit seinem 54-cm-Newton konnte er an dem 12-mag-Objekt sogar einen winzigen Schweif nachweisen. Wenig später, am 1. Juli, gelang Dieter Schubert die erste Aufnahme (Abb. 1). Sie zeigt ein ziemlich kleines Objekt, welches sich zu diesem Zeitpunkt im Steinbock befand. Wenige Tage später, am 13. Juli, war der Komet heller geworden, so dass Christian Harder Details in der Koma aufnehmen konnte: Die nichtstellare Kondensation ist deutlich zu erkennen (Abb. 2). Mit der Aufnahme von Michael Jäger vom 2. September konnte der Schweif von unserer Fachgruppe erstmals fotografisch nachgewiesen werden. Die Abbildung 3 zeigt einen kleinen, aber deutlichen Schweif von 4 Bogenminuten Länge. Der Komet stand damals im Schlangenträger, die dortigen Dunkelwolken bieten eine schöne Kulisse für den Schweifstern. Damals lag seine visuelle Helligkeit bei 11 mag, es war also kein ausgesprochen schwieriges Objekt mehr. Allerdings rückte der Schweifstern immer mehr in die Nähe der Sonne und befand sich zudem tief südlich am Himmel. Von Mitte September 2008 bis Anfang 2009 blieb das Objekt unbeobachtbar. Wir alle
2 Komet
Lulin am 13. Juli 2008 um 23:06 UT, 10 Zoll Newton, f = 1,5 m, 93 s bei ISO 1600 mit Canon 350D, von Christian Harder.
reichte: 7,2 mag am 19. Januar. Michael Jägers Aufnahme vom selben Abend zeigte einen Schweifansatz (Abb. 5). Der Schweif war in den kommenden Wochen schwer auszumachen, da der Komet auf der Ekliptik entlang lief und sein Schweif von der Erde weg gerichtet war. Walter Kutschera gelang am 26. Januar in einem 8-cm-Refraktor die Sichtung beider Schweife, 12,5' und 4,5' lang. Die sehr detaillierte Fotografie von Norbert Mrozek am 31. Januar (Abb. 6) belegt dies fotografisch. Anfang Februar liefen die ersten Helligkeitsschätzungen ein, die eine Sichtung mit dem bloßen Auge in Reichweite rücken ließen. Mehrere Beobachter bestimmten die Helligkeit zu etwa 6,5 mag. Am 17. Februar schließlich sah Werner Hasubick den Kometen ohne Hilfsmittel.
3 Komet Lulin am 02. September 2008 um 19:37 UT, 8 Zoll ASA-Astrograph,
f/2,8, 22 x 40 s und SXV-H9 CCD, aufgenommen von Michael Jäger.
erwarteten gespannt die Rückkehr: Wie hell mochte Lulin geworden sein? Das erste Bild nach der Konjunktion nahm Günter Strauch exakt zum Perihel am 10. Januar auf (Abb. 4). Tief in der Waage gelegen, war die Fotografie und Sichtung des Kometen eine Herausforderung. David Bender war danach der erste, welcher eine Helligkeitsschätzung ein-
Mir selbst gelang dies leider nicht. Aber Lulin war für einige Wochen ein schönes Objekt für das Fernglas. Jetzt in Erdnähe war der Komet nur noch knapp eine halbe Astronomische Einheiten entfernt. Selbst mit kleinen Optiken konnte Lulin angemessen abgebildet werden. Beispielhaft sei die Aufnahme von David Bender vom 18. Februar gezeigt, welche mit ei-
VdS-Journal Nr. 31
108 Kometen
4 Komet Lulin am 10. Januar 2009, 06:10-06:22 UT,
Refraktor 100 mm / 1.000 mm und EOS 40D bei
ISO 1250, 20 x 25 s belichtet, von Günther Strauch.
5 Komet Lulin am 19. Januar 2009 um 04:34 UT, 8 Zoll
ASA-Astrograph, f/2,8, LRGB, L: 21 x 80 s, RGB: 3 x 80 s, mit SXV-H9 CCD, von Michael Jäger.
6 Komet Lulin am 31. Januar 2009 um 05:14 UT, 20 Zoll Hypergraph, f/3, 10 x
100 s belichtet mit Canon 450D bei ISO 800, von Norbert Mrozek.
7 Rechte Seite: Komet Lulin am
18. Februar 2009 um 00:15 UT, 1:2,8 / 200 mm Canon-Objektiv und 10 x 120 s Belichtung mit Canon EOS 30D, von David Bender.
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Amateurteleskope/Selbstbau
109
8 Komet Lulin am 24. Februar 2009, 23:03-23:52 UT, Megrez 88 Refraktor, 1:4,5
/ 400 mm, 14 x 180 s mit Canon 450D bei ISO 1600, von Norbert Mrozek.
nem 200-mm-Teleobjektiv gelang (Abb. 7). Am 24. Februar nahm Norbert Mrozek sowohl Gas- als auch Staubschweif mit einer bis dahin nicht gesehenen Deutlichkeit auf (Abb. 8). Kurz vor der Opposition fotografierte Thorsten Böckel den Schweifstern am 25. Februar (Abb. 9). Kometen, die sich entlang der Ekliptik bewegen, weisen einen Oppositionseffekt auf. Etwas ähnliches kann man beim
Mond beobachten: Zur Vollmondnacht ist der Mond auffallend heller als eine Nacht davor oder danach, obwohl sich die beleuchtete Fläche nur wenig ändert. Die Ursache liegt darin, dass genau der Sonne gegenüber nichts Schatten wirft. Die Abwesenheit der vielen kleinen, für sich nicht sichtbaren Schatten bewirkt eine Helligkeitszunahme. Diese konnte für Lulin von unserer Fachgruppe belegt
9 Komet Lulin am 25. Februar 2009, 00:30-03:00 UT, 480 mm Nikon (dig),
120 s mit Canon EOS 20D bei ISO 1600, aufgenommen von Thorsten Böckel.
VdS-Journal Nr. 31
110 Kometen
10 Komet Lulin am 26. Februar
2009, Zeichnung von Torsten Hansen an einem 15 cm Refraktor bei 25 x.
11 Komet Lulin am 28. Februar 2009 um 23:09 UT, 1:5,6 / 55 mm Objektiv und
90 s Belichtung mit Canon EOS 400D, von Dieter Schubert.
12 Komet Lulin am 28. Februar 2009 um 22:50 UT, 5,6 Zoll Astrograph, f/2,9, 3 x 210 s mit CCD-Kamera Sigma 6303, von
Michael Jäger.
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Kometen 111
werden. Die Helligkeit betrug zur Oppositionszeit 25. Februar gemäß Gerhard Scheerle 4,8 mag und lag damit mindestens eine halbe Größenklasse über den umgebenden Helligkeiten. Einen Tag später zeichnete Thorsten Hansen den Kometen mit einem prominenten Schweif von 0,8 Länge (Abb. 10). Der Komet stand zu dieser Zeit im Löwen, was in der Abbildung 11 schön zu sehen ist. Diese wurde von Dieter Schubert am 28. Februar angefertigt. Außerordentlich detailreich ist die Aufnahme von Michael Jäger desselben Abends (Abb. 12). Die Gasströmungen der Kometenatmosphäre werden hier visuell erlebbar! Stefan Webers Zeichnung von Ende Februar zeigt den Gegenschweif (Abb. 13), ebenso wie meine Zeichnung vom 1. März (Abb. 15). Die Morphologie änderte sich von Tag zu Tag, das war ein wichtiger Grund, häufig nach einem Kometen zu schauen! Auch Ende März war der Schweif noch prominent, wie die Aufnahme von Mark Emmerich und Sven Melchert zeigt (Abb. 16). Mir gelang die letzte visuelle Sichtung des Schweifes am 28. März mit meinem 32-cm-Newton. Ich sah immerhin noch einen Schweif von 20' Länge. Die letzte Aufnahme vor Redaktionsschluss stammt von Wolfgang Vollmann. Der Schweif ist auch hier nach wie vor zu sehen, aber sehr viel kontrastärmer (Abb. 17). Die visuelle Helligkeit sank bis Mitte April auf etwa 10 mag. Das Interesse der Beobachter richtet sich zu dieser Zeit viel stärker auf den neu entdeckten C/2009 F6 (Yi-Swan), was sich sowohl in Fotos als auch in Beobachtungen widerspiegelt.
13 Komet Lulin am 28. Februar 2009 um 20:00 UT, Zeichnung von Stefan We-
ber an einem 8 cm Refraktor bei 34.
14 Komet Lulin am 28. Februar
2009, Zeichnung an einem 16 Zoll Newton mit 71-facher Vergrößerung, von Johannes Schilling.
15 Komet Lulin am 1. März 2009 um
18:15 UT, Zeichnung von Uwe Pilz an einem 32 cm Newton bei 58.
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112 Sonne
16 Komet Lulin am 31. März 2009,
19:32-19:49 UT, 28 x 30 s mit Lichtenknecker Flat-Field-Camera (FFC), f=500 mm, f/3,5 und ST8-XME CCDKamera, von Mark Emmerich und Sven Melchert.
17 Komet Lulin am 21. April 2009,
19:53-20:33 UT, 60 x 30 s mit
einem 130 mm Refraktor, f = 484 mm,
und CCD Kamera SBIG ST237A, von
Wolfgang Vollmann.
Das Treffen der Sonnenbeobachter
in der Teichmühle Großhartmannsdorf 21. bis 23. Mai 2009
von Martin Hörenz
Zum nun 33. Mal trafen sich in diesem Jahr die Sonnenbeobachter zur Fachgruppentagung. Diese findet seit 1977 jedes Jahr am Himmelfahrtswochenende an wechselnden Orten in Deutschland statt. Nach dem Treffen in Bochum im vergangenen Jahr (siehe [1]) wurde die Tagung in diesem Jahr von Günter Stein in der Teichmühle Großhartmannsdorf (zwischen Dresden und Chemnitz) ausgerichtet. Die diesjährige Tagung startete am Nachmittag des Himmelfahrtstages zunächst in kleiner Runde mit der Redaktionssitzung für das Mitteilungsblatt ,,SONNE" [2]. Dabei wurden die Weichen für das nächste Jahr der Fachgruppenzeitschrift
VdS-Journal Nr. 31
1 Tagungsfoto bei Solarworld, Freiberg
Sonne 113
gestellt sowie diverse Interna besprochen. Der offizielle Beginn des Treffens erfolgte mit einem Vortrag vom Organisator der Tagung über Geschichtliches zum Bau der Teichmühle im 16. Jahrhundert sowie zur Astronomie zu dieser Zeit. Anschließend stellte Klaus Reinsch in einem ersten fachspezifischen Vortrag verschiedene Methoden zur Positionsmessung von Sonnenflecken mit Analog- und Digitaltechnik vor. Der darauf folgende Freitag begann mit einer kleinen Exkursion in die nahe gelegene Kleinstadt Freiberg zu Solarworld, einem Hersteller für Silizium-Solarzellen. Hier konnten nach einem abwechslungsreichen Vortrag zu den einzelnen Arbeitsschritten der Herstellung von Solarzellen auch verschiedene Produktionshallen besichtigt werden. Nach dem Mittagessen erfolgte dann die Rückfahrt zur Teichmühle. Da die Wetteraussichten einen eher verregneten Nachmittag erwarten ließen, jedoch einen sonnigen Sonnabend, wurden einige Beiträge vorverlegt, um so etwas Zeit für die praktische Beobachtung zu gewinnen. Am Nachmittag gab es daher ein recht umfangreiches Vortragsprogramm. Zuerst präsentierte Günter Stein verschiedene Ergebnisse seiner Sonnenbeobachtungen in der Calzium-K-Linie. Es folgte Michael Delfs mit Videos zu Protuberanzen-Aufnahmen in den 50er Jahren durch Lyot sowie mit eigenen Aufnahmen. Anschließend präsentierte Andreas Bulling die aktuelle Relativzahlenauswertung sowie verschiedene Statistiken. Nach einer kurzen Pause, die auch zur Beobachtung der Sonne in einer kleinen Wolkenlücke genutzt wurde, folgte ein Beitrag zu Glättungsmethoden von Relativzahlen von Martin Hörenz mit anschließender Diskussion. Im Folgenden stellten Anke Hamann und Manfred Heinrich ihr Video ,,Unser Sonnejahr 2008" mit vielen Aufnahmen im Weißlicht und H-Alpha sowie zu Haloerscheinungen vor. Den Abschluss bildete ein spannender Vortrag von Ulrich von Kusserow zum Thema ,,Die magnetische Sonne". Er zeigte den etwa 20 Zuhörern anschaulich, wie Aktivitätsgebiete entstehen können und welche Rolle Magnetfelder für die verschiedenen Erscheinungen wie Flecken, Protuberanzen oder Flares spielen. Nach dem Abendbrot klang der Tag dann beim ,,gemütlichen Beisammensein" mit
2 Gemeinsame Beobachtung vor und in der Sternwarte der Teichmühle
frisch Gegrilltem und Gezapftem aus. Der folgende Tag begann mit einem Beitrag von Michael Delfs zur Sonnenaktivität im Minimum und zur H-Alpha-Relativzahl [3]. Anschließend konnte dann an der Sternwarte der Teichmühle mit einem PST die H-Alpha-Relativzahl auch praktisch bestimmt werden. Zusätzlich wurde auch mit einem größeren Gerät beobachtet, um den Geräteeinfluss zu untersuchen. Dabei zeichneten etwa 10 Teilnehmer die Sonne im H-Alpha-Licht. Es zeigte sich, dass bei nahezu konstanten Beobachtungsbedingungen mit dem gleichen optischen Instrument Ergebnisse zwischen 30 und 130 für die HAlpha-Relativzahl erreicht wurden. Die große Streuung ist dabei vor allem auf eine unterschiedliche Beobachtungserfahrung (unterschiedliche Einteilung von Aktivitätszonen) sowie nicht identische Einstellungen der H-Alpha-Linie am PST selbst zurückzuführen. So konnten einige Beobachter die Protuberanzen am Sonnenrand erkennen, andere Teilnehmer jedoch eher die Oberflächendetails. In einer Beobachtungspause stellte dann Heiko Ulbricht die digitale Bearbeitung von Astroaufnahmen mit Giotto und Fitswork vor. Dabei zeigte er die verschiedenen Stufen von der Aufnahme über das gemittelte ,,Summenbild" und die Feinbearbeitung bis hin zur fertigen Aufnahme. Anschließend wurde dann weiter beobachtet. Dabei standen neben den genannten H-Alpha-Geräten auch Instrumente zur Beobachtung die Sonne im Weißlicht und in der Kalzium-K-Linie zur Verfügung.
Am späten Nachmittag folgte dann der letzte Vortragsblock. Zunächst stellte Wolfgang Lille verschiedene Möglichkeiten zur Beobachtung in der KalziumK-Linie der Sonne vor und zeigte die Vor- und Nachteile. Dem schloss sich eine Diskussion zur Auswertbarkeit der H-Alpha-Relativzahl an. Andreas Bulling und Michael Delfs führten kurz vor, dass auch für die Auswertung der H-AlphaRelativzahl Korrekturfaktoren eingeführt werden können. Auch wurde gezeigt, dass für verschiedene Beobachter eine Drift des Korrekturfaktors zum berechneten Gesamtaktivitätsindex auftreten können, sich jedoch meist nach 1-2 Quartalen stabilisieren. Danach folgte der letzte Vortrag des Treffens über die Entstehung des Universums aus dem Nichts von Günter Stein. Abschließend trafen sich die Teilnehmer dann zum gemeinsamen Abendessen, bevor die Tagung dann langsam ihr Ende nahm. Ein herzliches Dankeschön gilt dem Organisator des Treffens, Günter Stein! Vielen Dank auch an die Mitarbeiter der Teichmühle für die Unterstützung der Tagung.
Literaturhinweise: [1] M. Hörenz, 2008: ,,Das Treffen der
Sonnenbeobachter in Bochum vom 1.-3. Mai 2008", VdS Journal für Astronomie 27, 102 [2] SONNE-Mitteilungsblatt für Amateursonnenbeobachter: www. sonneonline.org [3] P. Völker, 2008: ,,Die H-AlphaRelativzahl", interstellarum 57, 36
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Astronomietag: Rückblick und Ausblick
von Otto Guthier
Der 7. Bundesweite Astronomietag fand am 4. April 2009 im Rahmen der 100-StundenAstronomie des Internationalen Astronomischen Jahres (IYA) statt. Erstmals hatte die VdS das Datum es Astronomietages auf einen Frühlingsmonat gelegt und in weiten Teilen Deutschlands spielte das Wetter mit. Die Beteiligung von Sternfreunden und Volkssternwarten an diesem 7. Astronomietag war insgesamt besser als in den Vorjahren. Rund 185 Teilnehmer hatten sich im Vorfeld angemeldet, die sich mit
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Veranstaltungen, Sternführungen und Informationsabenden am Astronomietag beteiligten. Vorstandsmitglied Jost Jahn hatte alle der VdS zugeleiteten Termine unter www.astronomietag.de online gestellt. Nach unseren Recherchen war die Besucherfrequenz mit ca. 20.000 - 30.000 Personen deutlich höher, als in den Vorjahren. Eine Auftaktveranstaltung gab es im Planetarium in Mannheim mit einem interessanten Vortrag von Dr. Jäger, an dem leider nur rund 100 Personen teilgenommen haben.
Aus Anlass des 100 jährigen Bestehens des Kosmos-Himmeljahres entstand in Zusammenarbeit mit der VdS das viel beachtete und vielfach angeforderte Jahresprogramm des astronomischen Jahres. Dieser Jahreskalender wurde von Vorstandsmitglied Sven Melchert zusammengestellt, redaktionell betreut und komplett gestaltet. Die Finanzierung erfolgte über KOSMOS-Verlag, Sponsoren und die VdS. Nachdem die ersten 120.000 Exemplare gedruckt und verschickt waren (herzli-
VdS-Nachrichten
115
chen Dank an den Spektrum-Verlag in Heidelberg), war aufgrund der Nachfrage ein Nachdruck von 30.000 Stück erforderlich. Herzlichen Dank auch an Sven Melchert für seine tolle Arbeit und Engagement.
Der VdS-Vorstand hat aufgrund der großen Nachfrage unter den Mitgliedern beschlossen, auch im nächsten Jahr einen solchen Jahreskalender herauszugeben und dem Journal Nr. 32 beizufügen. Außerdem soll diese 24-seitige Broschüre allen Volkssternwarten, Planetarien und Mitgliedern in großer Stückzahl zur Verfügung stehen.
Der 8. Astronomietag 2010
Auch wenn vieles zur Routine geworden ist, die Organisation und die Herstellung von Flyern und Plakaten, sowie deren Versand, bedeuten für die VdS einen erheblichen Aufwand. Wir bedanken uns bei dem Spektrum-Verlag für die freundliche Unterstützung beim Versand und für die Beilage des Jahreskalenders in ,,Sterne und Weltraum". Vom VdS-Vorstand wurde nach Rücksprache mit einigen Veranstaltern erneut ein Termin im Frühjahr ausgewählt: Der 8. Bundesweite Astronomietag soll am Samstag, 24. April 2010 stattfinden. Dazu möchten wir alle Mitglieder, Volkssternwarten und astronomische Einrichtungen ermuntern, sich daran zu beteiligen. Mit dem Versand unserer nächsten Ausgabe ,,VdS-Journal für Astronomie" Nr. 32 im Dezember 2009 erhalten Sie das 24-seitige Jahresprogramm für 2010. Diesen kleinen ,,Astro-Kalender" können Sie ab Januar 2010 bei der Geschäftsstelle der VdS anfordern. Machen auch Sie mit und beteiligen Sie sich an dem 8. Astronomietag.
Reiff-Stiftung für Amateurastronomie gegründet
von Jakob Staude
Herr Ernst Reiff, Architekt in Freiburg i.Br., verstorben im Dezember 2007, hat testamentarisch die Gründung der Reiff-Stiftung für Amateurastronomie verfügt. Die Stiftung mit Sitz in Freiburg i.Br. wurde im April 2009 als gemeinnützig anerkannt. Stiftungszweck ist ,,die Förderung der Astronomie, soweit sie von Amateurastronomen und Schülern ausgeübt wird" - er wird insbesondere durch die Vergabe von jährlichen Förderpreisen und durch die Förderung von Schulprojekten astronomischen Inhalts verwirklicht.
Auf der konstituierenden Sitzung im Juli 2009 hat der Vorstand beschlossen, den Reiff-Preis für Amateur- und Schulastronomie einzurichten. Entsprechend dem Wunsch des Stifters, auch den Kontakt zur Bochumer Herbsttagung der Amateurastronomen (BoHeTa) zu pflegen, wird der Förderpreis jährlich, erstmals am 7. November 2009, auf der BoHeTa vergeben.
Weiterhin wurde der Reiff-Vortrag zur Förderung der Zusammenarbeit von Fach- und Amateurastronomen eingerichtet. Der Reiff-Vortrag wird jährlich auf der BoHeTa gehalten; der/die Vortragende übernimmt die Aufgabe, ein aktuelles astronomisches Arbeitsfeld vorzustellen, um damit zum fachlichen Austausch zwischen Fach- und Amateurastronomen beizutragen und zur Zusammenarbeit anzuregen. Eine geeignete schriftliche Fassung des Reiff-Vortrags soll im VdS-Journal und in Sterne und Weltraum erscheinen.
Ausschreibung: Reiff-Preis für Amateur- und Schulastronomie 2009
Mit diesem Förderpreis soll ein amateur- oder schulastronomisches Projekt ausgezeichnet werden, für dessen Durchoder Fortführung das zweckgebundene Preisgeld in Höhe von 3.000,- Euro bestimmt ist. Es können sich sowohl Einzelpersonen als auch Arbeitsgemeinschaften bewerben. Nach Abschluss des geförderten Projekts wird von den Preisträgern ein didaktisch wirksamer, zum Selbst- und Weitermachen anregender Bericht erwartet, der im VdS-Journal wie auch in Sterne und Weltraum veröffentlicht werden soll. In der Jury werden Amateur- und Fachastronomen sowie Schuldidaktiker vertreten sein. Ihre Bewerbung für den Reiff-Preis sollte enthalten: eine kurze Beschreibung der Arbeitsgruppe bzw. ihrer Mitglieder (max. 1 Seite); eine Beschreibung der bisher durchgeführten Projekte, incl. Verweis auf bisherige Veröffentlichungen im VdS-Journal, SuW..., falls vorhanden (max. 2 Seiten); eine Beschreibung des geplanten Projekts, einschließlich der Angabe, wofür das Preisgeld eingesetzt werden soll (max. 3 Seiten). Die Bewerbung ist bis zum 10. Oktober 2009 zu richten an: Dr. Jakob Staude (Kurator), MPI für Astronomie Königstuhl 17, D-69117 Heidelberg E-mail: preis@reiff-stiftung.de
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VdS-Nachrichten
Die Backnanger Sternennächte im April 2009
von Gerd Huissel
1 Die Backnanger Sternfreunde
rund um den mit einem Regenschutz ausgestatteten großen Dobson
Die Aktionen der Sterngucker aus Backnang und Umgebung Führungen im April wie zum Astronomietag 2009 sind in unseren Breiten ein Risiko, besonders dann wenn das Wetter diesem Monat alle Ehre macht. So wollten wir vorsorgen und gaben 2 Termine bekannt, den 4. und 18. April 2009. Unsere Gruppe besteht aus gut 30 Personen, davon fanden sich zum ersten Termin 25 Sterngucker mit ihren Teleskopen zwischen 60 mm und 762 mm Öffnung ein.
Eine Sternennacht ohne Sterne am 4. April 2009 Schade! Die Backnanger Sterngucker hatten zur Sternennacht geladen, doch das Wetter machte ihnen einen Strich durch die Rechnung. Die Sterngucker machten das Beste daraus, erklärten den trotzdem zahlreich erschienenen Interessierten ihre Teleskope - und hofften auf den 18. April: dann sollte die Sternennacht wiederholt werden. Am frühen Nachmittag war das Wetter noch gut und die Hoffnung groß, gemeinsam mit den vielen erwarteten Besuchern ins All blicken zu können, doch mit zunehmender Dauer des Tages
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schwand sie zusehends. Die Sternengucker bauten dennoch ihre beeindruckenden Gerätschaften auf dem Waldspielplatz im Plattenwald auf. Vielleicht, so der Hoffnungsschimmer, reißen die Wolken ja doch vorübergehend auf und lassen zumindest ein paar Blicke auf den Mond zu. Aber es sollte nicht sein. Etwa hundert Besucher, so schätzten die Sterngucker, hatten trotz der trüben Aussichten am Firmament den Weg in den Plattenwald gefunden. Auch sie dürften dem Prinzip Hoffnung gehuldigt haben. Viele kamen schon vor Einbruch der Dunkelheit, aber auch nach halb neun war noch ordentlich Betrieb. Statt in die Sterne blickten die Besucher dann aber leider in die Röhre. Zu sehen gab es am Himmel nämlich nicht viel bis gar nichts. Immerhin: die Sterngucker konnten vielen Besuchern ihre faszinierenden Beobachtungsgeräte näher erläutern und Interesse für die Hobby-Astronomie wecken. So will man bei der Backnanger Initiative die Veranstaltung am 4. April denn auch nicht als kompletten Flop gewertet wissen. Von den Besuchern würden sicher viele am 18. April erneut den Weg in den Plattenwald
suchen. Denn da sollte ein neuer Anlauf zur Beobachtung der Sterne genommen werden. Wäre doch gelacht, wenn es dann nicht klappen würde, schließlich ist 2009 das Internationale Jahr der Astronomie.
Nach Regenschauern kurzzeitig ein prächtiger Sternenhimmel am Abend des 18. April 2008 Nur die größten Optimisten glaubten an eine erfolgreiche Durchführung der Backnanger Sternennacht. Darunter waren auch 15 Backnanger Sterngucker, die sich samstags ab 18 Uhr noch im Regen auf dem Waldspielplatz trafen. Die Zuversicht wuchs, als die ersten blauen Stellen im Regengrau des Abendhimmels auftauchten. Als um 19 Uhr 30 die ersten Besucher eintrafen, wurden bereits eifrig etwa zehn Teleskope auf dem Waldspielplatz aufgebaut. Wieder dabei war das große Dobsonteleskop mit 762 mm Öffnung. Etwa 50 Besucher wagten sich nach diesem Regentag auf die nasse Wiese im Plattenwald. Diese durften zwischen den Teleskopen lustwandeln, sich die Sternbilder erklären lassen, und bekamen bis kurz vor Mitternacht einiges zu sehen. ,,Der Saturn ist ja durchgestrichen", meinte jemand als er den Ringplaneten in Kantenstellung im Teleskop sehen konnte. Ein 14 Jähriger begeisterte sich an der scharfen Abbildung des Saturns im Skywatcher ED 80/600. Mit zunehmender Dunkelheit wurden auch die Saturnmonde Thethys, Dione, Rhea und Titan in den Teleskopen sichtbar. Zwei Schülerinnen aus der 7. Klasse brachten eine selbst gebastelte Sternkarte mit und erkundigten sich nach den Sternbildern Jungfrau und Cassiopeia, deren Sichtung sie als Hausaufgabe vom Astronomieunterricht mitbekommen hatten. Als am klaren Himmel immer mehr Sterne funkelten wurden die Sternbilder Großer Wagen, Bootes, Löwe, Jungfrau,
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Krebs, Zwillinge, Fuhrmann und im tiefen Norden halb in den Bäumen auch die Cassiopeia gezeigt. Anschließend ging es per Fernglas zu den Sternhaufen Melotte 111 und Messier 44.
Wer von den Besuchern die Objekte selbst aufsuchen wollte, konnte dies nach kurzer Einführung auch tun. Viele Schüler und Schülerinnen mit Ihren Eltern machten von diesem Angebot Gebrauch.
In den kleineren Teleskopen auf dem Platz mit 3 bis 4,5 Zoll Öffnung und in einem 10x80 Flakfernglas auf stabilem Stativ konnten diese Sternmuster dann im Detail bewundert werden.
Anschließend ging es per 8" Reisedobson nach Nordwesten zu Messier 35, 36, 37 und 38 in der untergehende Wintermilchstrasse. Leider stand das Sternbild Cassiopeia mit dem Kometen Yi-Swan für unsere Teleskope unerreichbar tief in
den Bäumen des Backnanger Plattenwalds. Ein Sterngucker nebenan stellte in seinem 10" Lightbridge den Kugelsternhaufen M 3 im Sternbild Jagdhunde ein und eröffnete damit die Beobachtung des Frühlingshimmels. Im 30"-f/4-Dobson der Backnanger Sterngucker gab es für die Gäste richtig was aufs Auge. Es wurden Galaxien in den Sternbildern Jagdhunde, Coma und Löwe gezeigt. Auch der bekannte Markarians Chain wurde mit dem großen Dobson abgefahren. Mancher Besucher staunte nicht schlecht über die große sichtbare Anzahl von Galaxien im Virgohaufen. Eigentlich sollte am 18. April in Backnang auch für begrenzte Zeit das Licht ausgeschaltet werden. Doch Zweifler im Stadtrat wussten eine solche Aktion dieses Mal noch zu verhindern. Wir werden alle Stadträte zu unseren künftigen Führungen in Backnang einladen, und ver-
suchen positive Reklame für unser Hobby zu machen.
Nebelschwaden aus dem Fluss Murr kamen zu Hilfe und dämpften ab 22 Uhr die Lichtglocke Backnangs spürbar ab. So konnten trotz der Nähe zur Stadt einige Galaxien mit schönen Details beobachtet werden. Stärker aufkommender Nebel und darüber die funkelnden Sterne ergaben kurz vor Mitternacht eine schöne Stimmung zum Abschluss einer kleinen aber feinen Sternennacht in Backnang.
Für Alle, die es bedauern, diese Möglichkeit versäumt zu haben, wird es im Spätherbst nochmals eine Sternennacht in Backnang geben. Darüber sind sich die Backnanger Sternfreunde schon einig!
Internetlink: www.bksterngucker.de
100 Stunden Astronomie in Jena -
,,Sidewalk Astronomy" und ,,Licht-Aus-Aktion"
von Caroline Reinert
Nichts vermittelt die Faszination an der Astronomie so sehr wie der Blick durch ein Teleskop. Und weil das so ist, sollten im Rahmen der 100 Stunden Astronomie vom 2. bis zum 5. April 2009 möglichst viele Menschen die Gelegenheit bekommen, selbst einmal durch ein Teleskop zu schauen und sich so von den Wundern des Weltalls begeistern zu lassen.
Dafür haben wir in Jena von Donnerstag bis Samstag die Teleskope der UraniaSternwarte mitten in der Stadt positioniert und auf diese ,,Wunder" gerichtet.
An den ersten beiden Tagen war der Himmel super, das Wetter spielte mit. Nachdem wir gegen 20 Uhr unsere Teleskope aufgebaut hatten, kamen schon die ersten neugierigen Passanten. Anfangs oft skeptisch, was wir denn hier machen würden, waren alle nach dem Blick ins Okular hellauf begeistert. Viele schauten zum allerersten Mal durch ein Teleskop und die meisten hatten nicht erwartet,
1 Drei Nächte lang ,,Schlange stehen" vor dem Blick durchs Okular zeugten
vom Erfolg der Veranstaltung. (Foto: U. Lippmann)
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VdS-Nachrichten
dass man die Krater des Mondes und die Ringe des Saturn (ja sogar den Saturnmond Titan!) sehen könnte. Was auch manchmal der Grund war, warum wir uns öfter die Frage gefallen lassen mussten, ob wir nicht einfach Dias benutzen würden.
Besuch bekamen wir von allen, ob sechs oder 60 Jahre, ob Student oder Busfahrer; sogar das Ordnungsamt interessierte sich für unsere ,,Röhren". Bis tief in die Nacht hinein gab es Fragen und Diskussionen zur Funktionsweise von einem Teleskop, über die Sichtbarkeit von Neil Armstrongs Fußspuren auf dem Mond bis hin zu Gravitationswellen und der Stringtheorie. Die Leute wollten alles ganz genau wissen. Und so standen wir sogar noch um 3 Uhr nachts in der Innenstadt, hielten uns mit Tee warm und mit vielen Gesprächen wach. Das sorgte zwar für ein ziemliches Schlafdefizit, aber wert war es das auf jeden Fall.
Pünktlich zum Astronomietag am Samstag zogen dann Wolken auf. In Jena blieb, einmalig in Deutschland, aufgrund der ,,Licht-Aus-Aktion" die Straßenbeleuchtung aus, aber leider auch die Sterne verborgen. Wir hatten Glück mit einer permanenten Wolkenlücke beim Mond, sodass wir wenigstens seine Krater zeigen konnten.
Aber auch wenn man nicht mehr Sterne als an den Vortagen am Himmel entdecken konnte, war das verdunkelte Jena im Mondlicht ein wunderschöner Anblick, vor allem von den Bergen rings um die Stadt. Und als gegen 21:30 Uhr
2 Der Vergleich: links - Licht aus am 4. April, rechts - Licht an am 5. April
(Foto: C. Högner, TLS)
die Abschaltungen komplett waren, sah man am dunklen Himmel sogar hier und da kleine Feuerwerke. Interessanterweise fanden auch einige Messungen zur Himmelshelligkeit statt. Diese wurde sowohl vor, als auch nach Mitternacht, nach dem Einschalten der Lichter, gemessen. Dabei kam heraus, dass der Himmel vor Mitternacht ca. 50% dunkler war als danach. Eigentlich hätte aber die zweite Nachthälfte dunkler sein müssen (siehe Lichtkurve von Tautenburg). Die Lichtglocke von Jena war während der Abschaltungen merklich kleiner geworden. Trotzdem sorgten eine nicht unerhebliche Restbeleuchtung
(über die wir uns leider öfter ärgern mussten) und der Mond für eine Helligkeit des Himmels, die immer noch 15% des Vollmonds entsprach. Aber vielleicht war diese Aktion ein erster Ansatz, über ein bisschen weniger Licht nachzudenken, damit man auch in Städten zukünftig noch etwas vom Sternenhimmel sehen kann. Die 100 Stunden Astronomie waren jedenfalls ein Riesenerfolg. Insgesamt haben 615 Menschen den Blick ins Okular riskiert und waren begeistert. Dazu kamen noch einmal 200 Besucher in den Sternwarten. Und auch für uns war es eine interessante Erfahrung.
3 Eine Grafik
für die mehr ,,Kurvenorientierten": zweimal Tautenburg (rot/ schwarz), Jena Wagnergasse (grün), Jena Markt (magenta) und Napoleonstein (Erhöhung bei Jena, blau); Beleuchtungsstärke in Lux (1 Lux = Fernseher oder Kerze in ca. 1 m) (Foto: Dr. G. Wuchterl, TLS)
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Damit das alles überhaupt in dieser Form möglich war, bedurfte es vieler Helfer und Helfershelfer. Mit auf dem ,,Sidewalk" standen Uwe Lippmann, Daniel Sebastian, Gunter Helmer, Volker Schnorr, Fabian Herrmann, Walter Herbst, sowie Anna Brogsitter und Ronny Errmann. Ein großes Dankeschön an euch für das Durchhaltevermögen! Außerdem waren in der Sternwarte im Forst Peter Rucks und Roman Göbel
vor Ort, und am 15cm-Coude in der Stadt standen Bernd Lohse, Matthias Hegner, Alfred Karnapp, Ralf Langer und Jürgen Reiche bereit.
Damit die Licht-Aus-Aktion überhaupt stattfinden konnte, bedurfte es der Hartnäckigkeit des Organisationsteams des IYA2009 in Jena rund um Dr. Hans Meinl (Planetarium Jena). Für die nächtlichen Messungen der Himmelshelligkeit
war Dr. Günther Wuchterl von der TLS in Tautenburg verantwortlich. Danke an ihn und alle die nachts mit ihm unterwegs waren.
Zu guter Letzt: Besten Dank der Urania e.V. Jena für die Hauptorganisation dieser 100 Stunden, für die Teleskope und für den Enthusiasmus, die ,,Sidewalk Astronomy" dieses Jahr noch mehrfach zu wiederholen.
Das 3. VdS-Brainstorming 2009
von Werner E. Celnik
14 Jahre ist es her, das erste VdS-Brainstorming 1995, aus dem das Konzept für die Arbeit der VdS für die nächsten 10 Jahre entstand [1, 2]. Ein ganz wesentliches und die VdS prägendes Ergebnis war unser VdS-Journal für Astronomie, das sie nun in seiner 31. Ausgabe in Ihrer Hand halten.
Vor sieben Jahren rief unser Vorstand zum 2. VdS-Brainstorming im Jahr 2002 auf, um die bis dahin erreichten Resultate festzuhalten, aber auch, um neue Ziele abzustecken [3]. Am 14. Juni 2009 nun folgte das dritte Brainstorming. Es fand von 9 bis 16:30 Uhr in Heppenheim statt, wo uns die Bergsträßer Winzer eG freundlicherweise die Räumlichkeiten zur Verfügung stellte (Abb. 1). Der Vorstand der VdS hatte Personen angesprochen, die durch ihre Arbeit in der Vergangenheit und Gegenwart ihr Interesse an der VdS-Arbeit deutlich gemacht haben (s. Kasten 1). An dieser Stelle vielen herzlichen Dank an alle, die mitgemacht haben!
Ziel des Treffens war die Ideenfindung zu ,,Gedanken und Empfehlungen zur Entwicklung eines Konzeptes für die Arbeit der VdS bis zum Jahr 2015".
Die Arbeit erfolgte in drei bis vier kleinen Diskussionsgruppen, die aus jeweils drei bis vier Personen bestanden und in Parallelsitzungen einzelne, vorgegebene Themenstellungen bearbeiteten. Nach einer vorher festgelegten Zeitspanne für die Ideenfindung kamen alle Kleingruppen im Plenum zusammen und stellten ihre Ergebnisse innerhalb weniger Mi-
1 Kein Kaffeekränzchen - hier ,,stürmt" der Geist ... VdS-Brainstorming 2009
nuten allen anderen Teilnehmern vor. So wurden unklar formulierte Ideen deutlicher gemacht und auch neue Ideen aus dem Plenum beigetragen.
Folgende Themen und Fragen wurden bearbeitet:
Thema 1: Ziele
die Ziele der VdS-Arbeit bis zum Jahr 2015 aus der Sicht des Vorstands die Ziele der VdS-Arbeit bis zum Jahr 2015 aus der Sicht der Fachgruppen die Ziele der VdS-Arbeit bis zum Jahr 2015 aus der Sicht der Mitglieder Wer zählt zu den Zielgruppen der VdS? Was sind die Erwartungen der Zielgruppen an die VdS?
Thema 2: Bedeutung von Transparenz und Leistungen der VdS
Wie ist mehr Transparenz und Präsenz der VdS(-Arbeit) bei den definierten Zielgruppen zu erreichen? Wie lassen sich die vorgeschlagenen Ideen dieses Treffens praktisch umsetzen? Mittel und Wege der Mitgliederwerbung in Zeiten der Vereinsmüdigkeit und des Internets
Thema 3: Großprojekte für die VdS? Möglichkeiten, Finanzierung Zwänge, Organisation ...
VdS-Sternwarte - heute noch aktuell? Das VdS-Journal für Astronomie Zusammenarbeit mit Sponsoren
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VdS-Nachrichten
Wie geht es weiter? Das Ergebnis des Treffens wird zunächst allen Teilnehmern zur Korrektur und Ergänzung sowie dem Vorstand zur Kenntnis gebracht, was inzwischen erfolgt ist. Nach einer kurzen Präsentation auf der Mitgliederversammlung 2009 in Jena wird es in der nächsten Ausgabe unseres Journals für Astronomie einen ausführlichen Bericht dazu geben.
Literaturhinweise: [1] W. E. Celnik, 1998: ,,VdS 2005 -
das VdS Strategie-Konzept", VdS-Journal für Astronomie www.vds-journal.de/1-1.html 1, 10 [2] W. E. Celnik, 1999: ,,VdS 2005 das VdS Strategie-Konzept", VdS-Journal für Astronomie www.vds-journal.de/2-1.html 2, 8 [3] S. Otto, W. E. Celnik, 2003: ,,VdS-Zukunftsvisionen", VdSJournal für Astronomie www.vdsjournal.de/11-1.html 11, 142
Teilnehmer am VdS-Brainstorming 2009:
Hans Joachim Bode Eberhard H.R. Bredner Werner E. Celnik Hans Günter Diederich Stephan Fichtner Otto Guthier Helmut Jahns Sven Melchert Peter Riepe Daniel Spitzer Alexander Weis Hans-Jürgen Wulfrath
Fachgruppe Sternbedeckungen Fachgruppe Sternbedeckungen Redaktion (Moderation) Mitglied Redaktion Vorstand, Redaktion Fachgruppe Computerastronomie Vorstand, Redaktion Fachgruppe Astrofotografie Fachgruppe Visuelle Deep-Sky-Beobachtung Vorstand, Webmaster Vorstand
Fachgruppen der VdS tagen in Heppenheim
Mitte Juni trafen sich Vertreter der Fachgruppen der VdS in Heppenheim, um die Zusammenarbeit des vergangenen Jahres Revue passieren zu lassen und Pläne für die nächsten Projekte und Vorhaben zu schmieden. Der VdSVorsitzende Otto Guthier konnte Vertreter fast aller Fachgruppen begrüßen.
Im Mittelpunkt dieses jährlichen Treffens zum Austausch zwischen dem VdS-Vorstand und den Fachgruppen stand das VdS-Journal für Astronomie. Vier statt bislang drei Ausgaben stehen im Jahr der Astronomie 2009 an und die Mitglieder der Fachgruppen sind die wesentlichen Inhaltelieferanten für dieses erfolgreiche Medium. Besprochen wurde vorrangig, wie die Zusammenarbeit zwischen den Fachgruppenredakteuren und dem Redaktionsteam weiter verbessert werden kann. Das neu formierte, zentrale Redaktions-Team war komplett vertreten, und so konnten wesentliche Punkte im direkten Gespräch abgestimmt und beschlossen werden.
Vorgestellt wurde auch das neue Layout, das ab der letzten Ausgabe dem Journal für Astronomie ein verändertes Erscheinungsbild verleiht. Die moderne Gestaltung fand breite Zustimmung, einzelne Aspekte werden über
die kommenden Ausgaben weiter entwickelt werden, um den speziellen Anforderungen beim Zusammenspiel von Information und Bilddarstellung einer astronomischen Zeitschrift in optimaler Weise zu dienen.
Auch im Internet ist die VdS aktiv und Vertreter der Fachgruppen können dank eines Content Management Systems direkt Inhalte der VdS-Website mitgestalten. Der weitere Ausbau der VdS-Mediathek, die auf große Resonanz bei den Besuchern der Internetseite gestoßen ist, war ebenfalls Gegenstand der besprochenen Vorhaben. Bei der Besprechung der Situation und Aktivitäten in den Fachgruppen kamen interessante Aspekte zur Sprache und es wurde deutlich, wie wichtig ein solcher direkter Austausch zwischen den Fachgruppen ist.
Nach einer umfangreichen Tagesordnung klang das Treffen mit einem gemeinsamen Abendessen aller Teilnehmer aus. Ein wichtiger Austausch in guter Atmosphäre und viele neue Vorhaben, an deren konkrete Umsetzung es nun geht
VdS-Journal Nr. 31
VdS-Nachrichten
121
Die Schweizerische Astronomische Gesellschaft SAG
von Hans Roth, Vizepräsident der SAG
In der Schweiz sind die Amateurastronomen in regionalen Vereinen organisiert. Die Schweizerische Astronomische Gesellschaft (SAG/SAS) ist die Dachorganisation dieser Vereine, die ,,Sektionen" genannt werden. Es gibt daneben aber auch noch einzelne Gruppierungen, die sich nicht der SAG angeschlossen haben. Wie die Schweiz selbst, ist die SAG/SAS mehrsprachig. Die eigentliche Vereinstätigkeit findet in den Sektionen statt: Vorträge, Beobachtungsabende, Diskussionsrunden und, falls vorhanden, Betrieb einer Sternwarte bilden die Schwerpunkte. In einzelnen Sektionen gibt es spezielle Zirkel wie Jugendgruppen mit einem eigenen Tätigkeitsprogramm; Fotogruppen, die aus den vorhandenen Instrumenten in gemeinsamer Arbeit das Maximum herausholen oder dann auch Arbeitskreise, die z.B. astronomiegeschichtliche Themen behandeln. Spiegelschleifkurse, die früher fast in jeder Sektion angeboten wurden, finden aber nicht mehr statt. Dementsprechend ist auch die Materialzentrale der SAG nicht mehr gefragt.
Geschichtliches Aus den Reihen der seit 1923 bestehenden Astronomischen Gesellschaft Bern wurde 1938 ein Aufruf an die ebenfalls schon bestehenden Vereinigungen in Basel, Genf, Lausanne und Zürich zur Gründung einer gesamtschweizerischen Gesellschaft gerichtet. Schon im November desselben Jahres fand eine konstituierende Versammlung statt. Ab 1948, die SAG zählte jetzt etwa 500 Mitglieder, begann eine neue Ära: Hans Rohr übernahm das Amt des Generalsekretärs. Von Beruf Konditor in Schaffhausen, pilgerte Hans Rohr durch die ganze Schweiz und hielt begeisternde Lichtbilder- und Filmvorträge, die der SAG viele neue Mitglieder brachten. Er verfasste auch den Klassiker ,,Das Fernrohr für Jedermann", das eine detaillierte Anleitung zum Spiegelschleifen und Fernrohrbau enthielt. Auch der ,,Bilderdienst", der Aufnahmen von den grossen Observatorien in den USA anbieten konnte, wurde von Hans
Rohr geführt. Durch den unermüdlichen Einsatz Rohrs stieg der Mitgliederbestand stetig an. 1981 zählte die SAG 3000 Mitglieder, 1988 beim 50-jährigen Jubiläum 3500. Heute sind es 2600 Mitglieder in 35 Sektionen (Das Verzeichnis der Sektionen kann auf http://sas.astronomie.ch/ Sektionen.html eingesehen werden).
Von der Generalversammlung zur Jahrestagung Eine zentrale Veranstaltung der SAG ist die jährliche Zusammenkunft der Mitglieder, die ab diesem Jahr unter dem Titel ,,Jahrestagung Astronomie der SAG" stattfindet. Jeweils eine Sektion übernimmt die Organisation des Anlasses, dieses Jahr war es die Sektion Aarau. Nebst Veranstaltungen nur für Mitglieder ist am Samstagnachmittag die Öffentlichkeit eingeladen, Vorträge und Ausstellungen zu besuchen.
ORION - die Zeitschrift der SAG Seit 1943 gibt die SAG die astronomische Zeitschrift ORION heraus. Von Beginn an war dies mehr als ein reines Mitteilungsblatt für Vereinsmitglieder. Eingestreut waren immer auch Fachartikel, Beobachtungsberichte und Tipps zum Fernrohrbau. Selbstverständlich waren einzelne Artikel in französischer Sprache, und ebenso selbstverständlich fühlte sich immer etwa eine der Sprachregionen vernachlässigt. Zum Problem wurde dies aber erst, als der Bezug der Zeitschrift von der Mitgliedschaft getrennt wurde. Da führten die Abbestellungen, die teilweise mit der Sprachenfrage begründet wurden, zu einem stetigen Verlust an Abonnenten. Bei der Neugestaltung im Jahr 2007 wurde dann als Grundsatz festgehalten, dass die Sprachen im Verhältnis der Abonnentenzahlen vertreten sein sollten. Das ergibt etwa einen Artikel pro Nummer in Französisch oder Italienisch. Der ORION ist heute also eine vorwiegend deutsch geschriebene Amateurzeitschrift, die allgemeinverständlich über das Geschehen am Himmel berichtet und mit Beobachtungs- und technischen Hinweisen Anregungen zu eigener Tä-
1 Hans Rohr, 1960 an einem Tele-
skop der Volks- und Schulsternwarte Schaffhausen.
tigkeit bietet. Die vereinsinternen Mitteilungen werden heute über die Website kommuniziert (http://sas.astronomie.ch/ mitglieder.html).
Die SAG im Jahr der Astronomie Naturgemäss tragen die Sektionen die Hauptaktivitäten: sie organisieren ja auch in ,,normalen" Jahren Beobachtungsabende, öffentliche Vorträge und Sternwartenführungen. Das Astronomiejahr bietet nun Gelegenheit, diese Aktivitäten etwas besser bekannt zu machen. So werden sie fortlaufend auf der Seite www.astronomy2009.ch angekündigt, eine Zusammenstellung bietet auch www.astroinfo.org. Zu den ,,100 Stunden Astronomie" hat die SAG gleich wie für den letztjährigen ,,Tag der Astronomie" versucht, gesamtschweizerisch die Öffentlichkeit zu erreichen. Es ist aber sehr schwierig, die Aufmerksamkeit der Medien für dezentrale Veranstaltungen zu gewinnen, auch wenn sie dem gleichen
VdS-Journal Nr. 31
122
VdS-Nostalgie
Thema gewidmet sind und überall mehr oder weniger ähnlich ablaufen. Besondere, über das Astronomiejahr hinausgehende Anliegen sind der SAG die (Wieder-) Aufnahme astronomischer Themen in den Schulunterricht aller Stufen und der (fast aussichtslos erscheinende) Kampf gegen die dauernd zunehmende Lichtverschmutzung. Wir hoffen, dank der erhöhten Medienpräsenz in diesem Jahr dabei doch etwas weiter zu kommen.
Ausblick Nachdem die Vereinsstrukturen den heutigen Gegebenheiten angepasst sind und die Zeitschrift ORION wieder vermehrt Anerkennung findet, wird sich die SAG nicht zurücklehnen. Die ,,Verbreitung von Kenntnissen über Astronomie und verwandte Wissensgebiete", wie sie im Zweckartikel unserer Statuten steht, ist im Zeitalter der Horoskopgläubigkeit und des Vordringens absurder Weltentstehungstheorien wichtiger denn je. Die SAG unterstützt alle Bestrebungen, naturwissenschaftliche Themen vermehrt
schon in den Grundschuljahren zu behandeln und wird sich für eine astronomische Grundausbildung der Lehrkräfte aller Schulstufen einsetzen. Der föderale Aufbau des schweizerischen Schulwesens wird uns allerdings zwingen, die Arbeit daran auch vorwiegend den Sektionen überlassen zu müssen.
2 Titelseiten der Zeitschrift
,,Orion" im Wandel der Zeit.
Ausgewählt und zusammengestellt von Peter Völker
Folge 6: Nachgeforscht - Jena 1959 - die VdS-Tagung, die keine war
Diese Folge beleuchtet die Jenaer Tagung von 1959, die im VdS - Journal Nr. 29, Seite 5, als ,,VdS - Tagung" (Bildunterschrift) dargestellt wird. In den VdS - Nachrichten der damaligen Zeit stellt sich der Ablauf folgendermaßen dar.
VdS-Journal Nr. 31
VdS-Nostalgie 123
VdS-Journal Nr. 31
124
VdS-Nostalgie
Dieser allgemeinen Ankündigung folgte ein Rundschreiben an die VdS - Mitglieder mit der Einladung zur 4. ordentlichen Mitgliederversammlung in Jena (undatiert).
Sehr bald darauf folgte ein weiteres Rundschreiben an die VdS - Mitglieder, das die Mitgliederversammlung in Jena absagte (undatiert).
VdS-Journal Nr. 31
VdS-Nostalgie 125
Im Heft 7 / 8 vom 1. Juli 1959 wird auf Seite 83 das Programm der Jenaer Tagung bekannt gegeben und sie wird noch als ,,VdS - Tagung" bezeichnet.
VdS-Journal Nr. 31
126
VdS-Nostalgie
Im Bericht über die Jenaer Tagung in den VdS - Nachrichten Nr. 9 vom 1. September 1959, Seite 71, wird die VdS mit keinem Wort mehr erwähnt.
Die 4. ordentliche Mitgliederversammlung der VdS fand am 26. September 1959 in Kiel statt, im Anschluss an die Tagung der Astronomischen Gesellschaft vom 23. bis 26.9.1959.
Die Lösung, nachgefragt bei VdS-Ehrenmitglied G. D. Roth, damals Geschäftsführer der VdS. Der Vorsitzende Walter Stein hielt unerschütterlich an der deutschen Einheit fest, denn die VdS war 1953 als gesamtdeutsche Vereinigung gegründet worden und Steins Ehefrau kam aus Mitteldeutschland. Das Bild im VdS-Journal Nr. 29, Seite 5, ist so zu erklären: Walter Stein spricht ein Grußwort der VdS. Dennoch war die Untersagung der Mitgliederversammlung politisch nur folgerichtig: In der DDR waren Vereine bis 1987 verboten, der staatliche Kulturbund lenkte zentral die kulturellen Interessen der DDR - Bevölkerung. Somit waren auch Vorstandswahlen ,,anrüchig", und dann noch von einem Verein ,,aus dem Westen".... VdS-Journal Nr. 31
Castor Pollux
ZWILLINGE
Beteigeuze ORION
FUHRMANN Aldebaran
Capella
KASSIOPEIA
KEPHEUS
PERSEUS
Plejaden STIER
Algol
DREIECK WIDDER
ANDROM EDA
FISCHE
E EIDECHS
Deneb PEGASUS
Wega
LEIER
SCHWAN
Albireo
FÜCHSCHEN PFEIL
DELFIN FÜLLEN
Atair ADLER
CH WALFIS
Rigel
SÜDOS T
Sternkarte exakt gültig für 15. Oktober 1 Uhr MESZ
ERIDANUS
Mondphasen im Oktober
BILDHAUER
WASSERMANN Jupiter
FomalhautSÜDL. FISCH
STEINBOCK SÜDWEST
SÜD
Vollmond 4.10.
Letztes Viertel 11.10.
Neumond 18.10.
Planeten im Oktober
Ereignisse im Oktober
Merkur ist in den ersten Oktobertagen am Morgenhimmel zu sehen, am besten vom 3. bis 10.10 gegen 6:30 Uhr MESZ.
Venus kann noch morgens gesehen werden, aber zunehmend schlechter.
04. 22:00
05. 06. 05:15
Mars geht immer früher auf und ist nach Mitternacht zwischen Zwillingen und Krebs gut zu beobachten.
07. 21:10 08. 05:15
Jupiter ist der Planet für den Abendhimmel. Er steht im Steinbock.
Saturn wird Ende Oktober wieder morgens sichtbar. Er steht in der Jungfrau.
Uranus hat seine Opposition gerade hinter sich und ist noch fast die ganze Nacht an der Grenze Fische/Wassermann zu sehen.
12. 00:44 13. 13h
05:30
14. 03:00
14. 05:00 15. 12:14
Neptun ist wie Jupiter ein Objekt für die ersten Nachthälfte; Sternbild Steinbock.
16. 05:30
Alle Zeitangaben in MEZ, exakt für 10 Grad östl. Länge / 50 Grad nördl. Breite
Kleinplanet 18-Melpomene (7,9 mag) 12,7' S Stern SAO129371 (5,8 mag), und 13' O Galaxie NGC 600 (12,9 mag), Sternbild Walfisch, SO-Himmel Mond-Libration maximal 8,0 Grad im Mond-SW Merkur (-0,4 mag) in größter westl. Elongation, 17,9 Grad , Sternbild Jungfrau, O-Horizont Plejadenbedeckung durch den Mond, bis ca. 23:30, O-Himmel Merkur (-0,6 mag) 19,8' SW Saturn (1,0 mag), Sternbild Jungfrau, O-Horizont Mond 1,4 Grad S Mars (0,6 mag), ONO-Himmel Mond erdnah, Winkeldurchmesser 32' 34'' Venus (-3,9 mag) 35,7' SW Saturn (1,0 mag), Sternbild Jungfrau, O-Horizont Kleinplanet 18-Melpomene (7,9 mag) 1,3 Grad SO Cet (3,6 mag), SW-Himmel Mond 3,6 Grad SW Leo (Regulus, 1,4 mag), O-Himmel Kleinplanet 4-Vesta (8,2 mag) bedeckt Stern GSC 1403881 (10,9 mag), Sternbild Krebs, beobachtbar im westlichen Nordamerika Mond 7 Grad SW Venus (-3,9 mag) und Saturn (1,0 mag), O-Horizont
Erstes Viertel 26.10.
16. 05:40 Planetenkette aufsteigend
Merkur (-1,0 mag), Venus
(-3,9 mag), Saturn (1,0 mag),
Mond 7,4 Grad SW Venus, O-
Himmel, Dämmerung
19.
Mond-Libration maximal
8,4 Grad im Mond-NO
21.
Meteorstrom-Maximum
Orioniden, 23 Meteore/Std.,
beobachten 21:00-5:00
21. 15:12 (ca.) Mond bedeckt Sco
(Antares, 1,1 mag), Austritt
ca. 16:23, im Norden D et-
was früher, im Süden später,
Taghimmel (!)
22. 05:00 Kleinplanet 4-Vesta (8,2 mag)
20' SW 8 Leo (5,7 mag), O-
Himmel
25. 02:00 Uhren von 3 Uhr Sommerzeit
(MESZ) auf 2 Uhr Mitteleuropä-
ische Zeit (MEZ) zurück stellen
25. 24h Mond erdfern, Winkeldurch-
messer 29' 28''
26. 20:41 RZ Cas im Minimum (von 6,2
auf 7,7 mag), Abstiegsdauer: 2,4
Stunden
26. 22:00 Mond 5,5 Grad W Jupiter (-2,4 mag),
SW-Himmel
27. 19:00 Mond 5,8 Grad NO Jupiter (-2,4 mag),
S-Himmel
27. 22:22 Persei (Algol) im Minimum
(von 2,1 auf 3,4 mag), Abstiegs-
dauer 4,8 Stunden
30. 05:21 Saturnmond Titan (8,6 mag):
Verfinsterung durch Saturn
Ende, bis 5:38, Dämmerung!
31. 05:00 Mars (0,4 mag) am Westrand
des Sternhaufens M 44 (3,1 mag),
Sternbild Krebs, SO-Himmel
VdS-Journal Nr. 31
LUCHS
Mars KREBS
Pollux Castor ZWILLINGE
KLEINER HUND
Procyon
Beteigeuze
GIRAFFE Capella
KASSIOPEIA
FUHRMANN
STIER Aldebaran ORION
Algol PERSEUS
ANDROMEDA DREIECK
Plejaden
WIDDER
FISCHE
EINHORN
GROSSER HUND Sirius
SÜDOS T
Sternkarte exakt gültig für 15. November 0 Uhr MEZ
Rigel HASE
W ALF ISCH
ERIDANUS
CHEMISCHER OFEN
SÜD
Mondphasen im November
HSE EIDEC
SCHWAN PEGASUS
ERMANN WASS SÜDWEST
Vollmond 2.11.
Letztes Viertel 9.11.
Neumond 16.11.
Planeten im November
Merkur ist im November nachts nicht zu sehen. Am 5.11. steht er in oberer Konjunktion mit der Sonne.
Venus wandert in der Ekliptik nach Süden und ist morgens kaum noch zu sehen.
Mars steht am 1.11. im Sternhaufen M 44; er wird heller, größer und geht früher auf.
Jupiter ist der Planet kurz nach Feierabend. Gegen 23 Uhr geht er unter.
Saturns taucht morgens zunehmend besser auf; Sternbild Jungfrau.
Uranus im Wassermann überquert gegen 20 Uhr den Meridian.
Neptun im Steinbock zieht sich zusammen mit Jupiter langsam aber sicher vom Abendhimmel zurück.
Ereignisse im November
01.
Mond-Libration maximal
8,2 Grad im Mond-SW
01. 05:30 Mars (0,4 mag) 17' N des
Zentrums des Sternhaufens
M 44 (3,1 mag), Sternbild
Krebs, SO-Himmel
02. 24:00 Mars (0,4 mag) am Ostrand
des Sternhaufens M 44 (3,1
mag), Sternbild Krebs,
O-Himmel
04. 05:30 Mond 0,5 Grad SW Plejaden,
W-Himmel
07. 09h Mond erdnah, Winkeldurch-
messer 32' 40''
07. 23:00 Mond 7,0 Grad S Gem (Pollux,
1,2 mag), NO-Himmel
09. 03:34 Mond 3,4 Grad S Mars (0,3 mag),
SO-Himmel
09. 22:00 Kleinplanet 3-Juno (8,5
mag) 43' N 27 Psc (4,9 mag),
SO-Himmel
10. 05:30 Mond 5,8 Grad SW Leo
(Regulus, 1,4 mag),
SO-Himmel
12. 05:30 Mond 10,4 Grad W Saturn
(1,0 mag, Ringbreite 2,1''),
VdS-Journal Nr. 31
Erstes Viertel 24.11.
SO-Himmel
14. 05:40 Mond 4,5 Grad W Vir (Spica,
1,1 mag), SO-Himmel
15.
Mond-Libration maximal
8,3 Grad im Mond-NO
15. 04:22 Saturnmond Titan (8,6 mag):
Verfinsterung durch Saturn
Ende, bis 4:40
17.
Meteorstrom-Maximum
Leoniden, beobachten 23:00
- 5:30
20.
Ceti (Mira) im Maximum
(zwischen 4,9 und 2,0 mag)
20. 23:30 Kleinplanet 18-Melpomene
(8,8 mag) 1,3 Grad O Cet (3,4
mag), SW-Himmel
22. 21h Mond erdfern, Winkeldurch-
messer 29' 32''
23. 20:43 Mond 2,7 Grad N Jupiter (-2,2
mag), SW-Himmel
24. 05:50 Kleinplanet 4-Vesta (7,8 mag)
19' NO 37 Leo (5,4 mag),
S-Himmel
29.
Mond-Libration maximal
9,0 Grad im Mond-SW
GROSSER BÄR
GIRAFFE
KASSIOPEIA
K L L Ö EINE WE R
LUCHS
Capella
LÖWE
Mars
KREBS
Castor Pollux
FUHRMANN ZWILLINGE
Regulus
WASSERSCHLANGE
Alphard
KLEINER HUND
Procyon
Beteigeuze
EINHORN Sirius
Aldebaran ORION
Rigel
SÜDOS T
Sternkarte exakt gültig für 15. Dezember 0 Uhr MEZ
GROSSER HUND
HASE
SÜD
Mondphasen im Dezember
Algol PERSEUS
ANDROMEDA DREIECK
Plejaden STIER
WIDDER
FISCHE
PEGASUS
ERIDANUS
WALFISCH SÜDWEST
Vollmond 2.12.
Letztes Viertel 9.12.
Neumond 16.12.
Erstes Viertel 24.12.
Vollmond (Finsternis) 31.12.
Planeten im Dezember
Merkur kann vom 18. bis 23.12. gegen 18:15 Uhr am westlichen Abendhimmel mit etwas Glück gefunden werden.
Venus ist jetzt klein und kugelrund, aber morgens kaum noch zu sehen.
Mars wird deutlich größer und heller: die Mars-Saison hat begonnen! (Opposition am 29. 1. 2010)
Jupiter ist nur noch gut für den Sundowner: er geht abends früh unter.
Saturn in der Jungfrau wird in der zweiten Nachthälfte zunehmend besser sichtbar.
Uranus ist nur noch Objekt für die ersten Nachthälfte; Sternbild Wassermann.
Neptun ist wie Jupiter nur noch am frühen Abendhimmel im Westen zu finden.
Ereignisse im Dezember
01. 03:19 Saturnmond Titan (8,6 mag):
Verfinsterung durch Saturn
Ende, bis 3:40
01. 18:00 Mond 1,3 Grad O Plejaden,
O-Himmel
04. 15h Mond erdnah, Winkeldurch-
messer 32' 42''
05. 04:51 Mond 7,3 Grad S Gem (Pollux,
1,2 mag), SW-Himmel
06. 23:06 Mond 5,3 Grad S Mars (-0,1 mag),
O-Himmel
07. 24:00 Mond 5,1 Grad SO Leo (Regu-
lus, 1,4 mag), O-Himmel
09. 22:36 Persei (Algol) im Mini-
mum (von 2,1 auf 3,4 mag),
Abstiegsdauer 4,8 Stunden
10. 03:01 Mond 7,4 Grad S Saturn (0,9 mag,
Ringbreite ca. 2,7''),
O-Himmel
12.
Mond-Libration maximal
8,9 Grad im Mond-NO
12. 19:14 Persei (Algol) im Mini-
mum (3,4 mag), Abstiegsbe-
ginn vor Dämmerung
12. 01:47 Kleinplanet 4-Vesta (7,5 mag)
30' S 46 Leo (5,4 mag),
O-Himmel
12. 04:30 Mond 7,0 Grad SO Vir (Spica,
1,1 mag), SO-Himmel
14.
Meteorstrom-Maximum
Geminiden, 120 Meteore/
Std., beobachten 18:30 - 6:00
17. 02:11 Saturnmond Titan (8,6 mag):
Verfinsterung durch Saturn
Ende, bis 2:36
21. 18:00 Mond 3,7 Grad NO Jupiter (-2,1
mag), SW-Himmel
21. 16h Mond erdfern, Winkeldurch-
messer 29' 43''
21. 18:20 Jupiter (-2,1 mag) 31,6' S
Neptun (7,9 mag), Sternbild
Steinbock, W-Himmel
21. 18:20 Mond 3,8 Grad N Jupiter
21. 18:47 Wintersonnenwende, längste
Nacht des Jahres, 15h 56m.
22.
Meteorstrom-Maximum
Ursiden, 10 Meteore/Std.,
ganze Nacht
27.
Mond-Libration maximal
9,8 Grad im Mond-SW
29. 02:30 Plejadenbedeckung durch
den Mond, bis ca. 5:00,
WNW-Himmel
30. 04:30 Kleinplanet 4-Vesta (7,2 mag)
25' NW Galaxie NGC 3338
(11,6 mag), Sternbild Löwe,
S-Himmel
31. 20:13 Vollmond: 18:15 - 22:31
partielle Mondfinsternis,
Größe 0,082, komplett
beobachtbar
VdS-Journal Nr. 31
130 Service
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 www. obspm.fr/) entnommen.
Die nächsten Objekte in dieser Rubrik.
Bitte senden Sie Ihre Beobachtungen ein!
VDS-J 32 33 34 35 36 37
Ausgabe 1/2010 2/2010 3/2010 4/2010 1/2011 2/2011
Benötigte Objekte M83 Hya, M87 Vir, M102 Dra M20 Sgr, M21 Sgr, M22 Sgr M29 Cyg, M56 Lyr, M75 Sgr M98 Com, M104 Vir, M107 Oph M48 Hya, M49 Vir, M52 Cas M58 Vir , M59 Vir, M89 Vir
Einsendeschluss Anfang Juli 2009 Anfang Oktober 2009 Anfang Januar 2010 Anfang April 2010 Anfang Juli 2010 Anfang Oktober 2010
Im VdS-Journal wollen wir Sie mit dieser Rubrik anregen, Ihre eigenen Objektbeschreibungen einzureichen! In der Ihnen vorliegenden 27. Folge unserer ,,M"-Serie sind Berichte von Gerd Kohler, Winfried Kräling, Dirk Panczyk und Gerhard Scheerle und vom Verfasser enthalten, sowie Aufnahmen von Martin Wagner, Bernd Flach-Wilken/Volker Wendel und vom Verfasser abgebildet. Vielen Dank den Zusendern! Die nächsten Objekte in dieser Rubrik finden Sie in der Liste in der Tabelle oben. Bitte schicken Sie Ihre visuellen Beobachtungseindrücke zu diesen Objekten direkt an den Verfasser dieser Rubrik, Stichwort ,,Messierobjekte". Vergessen Sie bitte nicht, die Beobachtungsumstän-
de anzugeben: zumindest die Grenzgröße mit bloßem Auge, die Öffnung Ihrer benutzten Instrumente und die eingesetzten Vergrößerungen. Eine Dateiform wie Microsoft Word (doc, txt, wpd) wäre gut. Der Verfasser behält sich Textanpassungen vor.
Nur noch von den folgenden Objekten fehlt fotografisches Bildmaterial: M 18, M 21, M 22, M 26, M 28, M 48, M 49, M 52, M 54, M 55, M 59, M 70, M 75, M 83, M 85, M 87, M 89, M 102, M 104.
Torsten Güths In den Nußgärten 31 D-61231 Bad Nauheim solaris1000@gmx.de
M 19, Schlangenträger (Ophiuchus)
Objekttyp:
Kugelsternhaufen
Entfernung:
28.000 Lichtjahre
Reale Ausdehnung: 110 Lichtjahre
Scheinbare Helligkeit: 6,7 mag
Winkelausdehnung: 13,5`
Koordinaten:
RA: 17h02m
Dekl. -26 Grad 16`
1 Aufgenommen mit einer Star-
light Xpress mx7c durch ein Bresser Pluto (450 mm, f/4) 30 km nördlich vom hellen Frankfurt/Main. Belichtungszeit betrug 6x1 Minute. Das Seeing war in dieser geringen Höhe nicht gut. (T. Güths)
VdS-Journal Nr. 31
Service 131
Historisches: M 19 wurde von Charles Messier am 5. Juni 1764 als gut sichtbarer Nebel ohne Sterne entdeckt. In dieser Woche war Messier sehr erfolgreich: Er verzeichnete fünf neue Objekte, die sich später alle als Kugelsternhaufen erwiesen.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6 mag)
Auge: Nicht erkannt. Vielleicht unter extrem guten Bedingungen sichtbar. (G. Scheerle)
Sucher 8x50: Bereits im Sucher als schwaches Lichtbällchen sichtbar. (D. Panczyk)
Fernglas 8x56: In Italien beobachtete ich ihn als einen 6,4 mag hellen und 6` großen Nebelflecken. Er war deutlich erkennbar. (G. Scheerle)
11 cm Öffnung: Eine 5` große, runde und konzentrierte Nebelfläche, leicht griesig. Andeutungsweise ist ein Einzelstern von 11,8 mag erkennbar. Mit 6,4 mag erscheint M 19 hell. (G. Scheerle)
11 cm Öffnung: Bei 18x im Astroscan Teleskop erschien er als kleiner diffuser Nebelfleck. Auch eine 63x Vergrößerung löste ihn nicht auf, jedoch zeigt ihn immerhin mit einem konzentrierten Zentrum. (W. Kräling)
20 cm Öffnung: Er hat eine runde Form. Bei 228x fällt der Kern kaum auf und ist nicht aufgelöst. Um den Kern ist es etwas körnig. (G. Kohler)
25 cm Öffnung: Bei 179x zeigt er eine rundliche Form mit einer Konzentration zur Mitte hin. Er besitzt ein helleres Zentrum mit lichtschwächerem Außenbezirk und ist nur schwer aufzulösen. Er wirkt ansonsten körnig strukturiert. Zwei auf-
fällige Sterne befinden sich in unmittelbarer Nähe. (D. Panczyk)
40 cm Öffnung: M 19 erscheint als 4` große, runde, diffuse und mäßig konzentrierte Nebelfläche. Sie war etwas griesig und andeutungsweise waren zehn Einzelsterne (11,6 mag + 12,0 mag, alle übrigen 13,2 bis 13,4 mag) erkennbar. Die Gesamthelligkeit beträgt 6,2 mag. (G. Scheerle)
Fotografie: Mit der analogen Fotografie benötigen wir Brennweiten ab 900 mm, um M 19 als Kugelhaufen aufzulösen. Die Belichtungszeiten können kurz sein: Zehn Minuten bei f/5 und 400 ISO reichen aus. Für DSLR-Kameras erhält man ähnliche Resultate bei kürzeren Brennweiten ab 500 mm bei drei Minuten Belichtungszeit und 800 ISO. Die südliche Position erschwert die Fotografie aus Mitteleuropa heraus.
M 68, Wasserschlange (Hydra)
Objekttyp:
Kugelsternhaufen
Entfernung:
31.000 Lichtjahre
Reale Ausdehnung: 108 Lichtjahre
Scheinbare Helligkeit: 7,7 mag
Winkelausdehnung: 12'
Koordinaten:
RA: 12h39m
Dekl. -26 Grad 45`
Historisches: Die Astronomen Pierre Mechain und Charles Messier waren die ersten, die dieses Objekt im Jahre 1780 aufspürten. Am 9. April des Jahres wurde er der Messierliste als Nebel ohne Sterne hinzugefügt.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6 mag) Auge: Unbeobachtbar. (G. Scheerle)
Fernglas 8x56: Ein trotz 8,0 mag nur sehr schwach wirkendes, 6` großes, rundes Nebelfleckchen. Dennoch zweifelsfrei erkennbar. (G. Scheerle)
11 cm Öffnung: M 68 erscheint als 6` große, runde, nur mäßig konzentrierte Nebelfläche ohne jegliche Einzelsterne. Seine Helligkeit schätze ich auf 8,0 mag. (G. Scheerle)
2 Aufgenommen mit einer Starlight Xpress mx7c durch einen 10-Zoll-Newton
bei 1300 mm Brennweite. Die Belichtungszeit der Einzelaufnahme betrug 30 Sekunden und es wurden einige Dutzend Einzelbilder überlagert. Das Seeing war in dieser geringen Höhe nicht gut. Dieses Bild ist eines von einem kompletten Messierposter von Martin Wagner auf www.martin-wagner.org. (M. Wagner)
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15 cm Öffnung: Bei 19x und 42x ein äußerst schwacher, matter, kreisrunder Fleck. Bei 54x ändert sich der Anblick kaum. Ich kann keine einzelnen Sterne sehen. (G. Kohler)
40 cm Öffnung: M 68 ist als Kugelsternhaufen zu erkennen. Aus einer 6` großen Nebelfläche leuchten schwach zehn
Einzelsterne von 12,6 bis 13,0 mag hervor. Die Gesamthelligkeit beträgt 8,2 mag; dennoch erscheint M 68 schwach weil das Objekt tief im Süden steht. (G. Scheerle)
Fotografie: Mit der analogen Fotografie benötigen wir Brennweiten ab 1000 mm, um M 68 als Kugelhaufen aufzulösen.
Die Belichtungszeiten können kurz sein: Fünfzehn Minuten bei f/5 und 400 ISO reichen aus. Mit CCD und DSLR Kameras können wir ähnliche Resultate bei kürzeren Brennweiten ab 600 mm bei drei Minuten Belichtungszeit und 800 ISO erhalten. Die südliche Position erschwert die Fotografie aus Mitteleuropa heraus.
M 69, Schütze (Sagittarius)
Objekttyp:
Kugelsternhaufen
Entfernung:
33.000 Lichtjahre
Reale Ausdehnung: 68 Lichtjahre
Scheinbare Helligkeit: 7,6 mag
Winkelausdehnung: 7,1`
Koordinaten:
RA: 18h31m
Dekl. -32 Grad 21`
Historisches: Der Astronom de Lacaille hat am Kap der Guten Hoffnung diesen Kugelsternhaufen im Jahre 1752 entdeckt. Er wirkte auf ihn wie die kleine Kernregion eines Kometen. Messier nahm M 69 erst am 31. August 1780 in seine Liste auf. Er beschrieb ihn als sehr schwer erkennbar.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6 mag)
Auge: Unbeobachtbar. (G. Scheerle)
Fernglas 8x56: In Italien konnte ich M 69 als kleinen und sehr kompakten Nebelflecken von 8,0 mag erkennen. Der Durchmesser betrug nur etwa zwei Bogenminuten. (G. Scheerle)
11 cm Öffnung: M 69 ist als kleiner und schwacher Nebelfleck ohne Einzelsterne erkennbar. (G. Scheerle)
11 cm Öffnung: Bei 18x im Astroscan Teleskop erschien er als kleiner verwaschener Nebelfleck. (W. Kräling)
20 cm Öffnung: M 69 ist als 3` bis 4` großer, aber nur sehr schwacher Nebelfleck ohne Einzelsterne erkennbar. (G. Scheerle)
20 cm Öffnung: Bei 228x sieht man einen schwachen, runden Fleck von gleichmä-
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3 In Namibia, Farm Tivoli, mit dem 16"-Hypergraphen und einer STL6303
im LRGB-Verfahren wurde dieses Bild aufgenommen. (Bernd Flach-Wilken,
Volker Wendel)
ßiger Helligkeit. Er ist nicht aufgelöst. Bei niedrigen Vergrößerungen erscheint er heller und deutlicher. (G. Kohler)
25 cm Öffnung: Bei 179x erscheint er recht lichtschwach mit einer nur leichten Konzentration zur Mitte hin. Die Randbezirke sind bei indirektem Sehen teilweise auflösbar. Der übrige Bereich erscheint körnig strukturiert. Ein auffälliger, hellerer Stern befindet sich in seiner unmittelbaren Nähe. (D. Panzcyk)
Fotografie: Mit der analogen Fotografie benötigen wir Brennweiten ab 1000 mm, um M 69 als Kugelhaufen aufzulösen. Die Belichtungszeiten können kurz sein: Fünfzehn Minuten bei f/5 und 400 ISO reichen aus. Mit CCD- und DSLRKameras können wir ähnliche Resultate bei kürzeren Brennweiten ab 600 mm bei drei Minuten Belichtungszeit und 800 ISO erhalten. Die südliche Position erschwert die Fotografie aus Mitteleuropa heraus.
25 cm Öffnung: Das Objekt erscheint recht klein und hell. Trotz der hervorragenden Bedingungen in La Palma konnte ich es nur im Ansatz auflösen (T. Güths)
Beobachterforum
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1 Teleskope aus Backnang, im
Vordergrund der clubeigene 30-Zöller, in der Mitte der 14,5-Zöller von Dennis Hasenstein.
Besuch beim Herzberger Teleskoptreffen
- der Sternparty des Ostens, im September 2008
von Mike Tomitsch
Schon bei der Planung unserer Regionaltagung Südwest 2007 in Backnang nahmen wir Kontakt zu Ralf Hofner, dem Kopf des Veranstalterteams vom HTT, auf. Er stellte uns selbstlos seine Aufnahmen vom Kometen P/17 Holmes für unsere, die Tagung begleitende, Ausstellung zur Verfügung. Damals kam bei uns die Idee auf, das HTT im Süden Brandenburgs zu besuchen. Im Frühsommer 2008 waren wir uns schließlich einig, zur ,,Sternparty des Ostens" zu fahren.
Sieben Schwaben, zwei davon nachträglich Angenommene, machten sich auf zu einer regenreichen Fahrt ins Ungewisse. Sehr angenehm empfanden wir nach über 20 Jahren Besuch des ITT in Kärnten, dass auf dieser Reise keine Straßenmaut verlangt wurde. Nahezu gleichzeitig mit einem heran nahenden Hochdruckgebiet erreichten wir am späten Mittwochnachmittag das Gelände des HTT im Land der Schwarzen Elster. Das Gerücht, Ralf Hofner habe immer während des HTT einen besonderen Einfluss auf das Wettergeschehen, schien sich zu bewahrheiten.
Offiziell sollte das Treffen zwar erst am Donnerstag, den 25. September beginnen, dennoch wurde uns ein herzlicher Empfang bei noch überschaubarer Besucherzahl zuteil.
Bis auf wenige Ausnahmen, welche leider überall anzutreffen sind, herrschte ein hohes Maß an Lichtdisziplin. Die Zufahrt zum Gelände sollte in den Nachstunden gesperrt werden, gelegentlich erhellte ein spät Angekommener mit seinem Fahrzeug die Umgebung.
Dank des Engagements und der guten Beziehungen des Astroteams Elbe-Elster wurde im Austragungsort Jeßnigk und in den Nachbarorten die Straßenbeleuchtung abgeschaltet.
Noch im 9 km entfernten Herzberg wurde während des HTT mit Sparflamme illuminiert.
Besonderer Dank gebührt auch den Bewohnern von Jeßnigk, die Ihre Fenster zum Gelände des Treffens in den Nachtstunden verdunkelten.
Für die schon ausgeschlafenen Sternfreunde gab es auch tagsüber ein Vortragsprogramm. Bildbearbeitung am PC und die letzte Sonnenfinsternis waren unter anderem die Themen. Parallel dazu konnte man neben der H-Alpha-Bar auch einen kleinen Stand von Wolfgang Lille besuchen, und das echte H-alpha Licht zu bewundern. Michael Koch war auch anwesend und konnte so manchen Tipp und Ratschlag bei Montierungssteuerungen geben. Ein großes Hallo gab es auch am Zelt des Teams Astronomicum, das so manchem Sterfreund aus dem Internet bekannt sein dürfte.
Am Samstagabend folgten zahlreiche Einwohner der Einladung des Astroteams Elbe-Elster. Mit großem Interesse machten Sie sich selbst ein Bild vom Treiben auf den Wiesen vor dem Dorf. Dieser Führungsabend hat auch uns viel Spaß bereitet. Der Höhepunkt dieses Abends war der HTT Sky Guide live: Ein Beobachtungsprogramm, von Daniel Restemaier (Objektauswahl) und Uwe Pilz (Moderation) angeboten und auch mit unserer Unter-
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Beobachterforum
Infrastruktur sowie Engagement des Veranstalters sollten ebenfalls in die Bewertung mit einfließen. Tagsüber war unsere kleine schwäbische Enklave auf den Wiesen des HTT ein gerne besuchter Platz. Neben angeregter Fachsimpelei konnten aus unseren Beständen die eine oder andere anregende, flüssige schwäbische Leckerei genossen werden.
Kaum bemerkbar, aber im Hintergrund stets aufmerksam und hilfsbereit, agierte das Astroteam Elbe-Elster, namentlich Dietrich Strauch, Marco Krauße, Ralf Hofner und Volker Neubert. Roger Franke betrieb zusammen mit seiner Familie H-Alpha-Bar und Küche. Sie versorgten die angereisten Sternfreunde zu äußerst fairen Preisen gut und vielseitig mit Speisen und Getränken.
2 Das größte Teleskop am Platz war der 42-Zoll Dobson von Erhard Hänßgen
Dem Vernehmen nach wurden etwa knapp 300 bis 350 Besucher, am Samstag des Teleskoptreffens gezählt. Dennoch blieb es eine angenehm familiäre Veranstaltung. Mit dieser Besucherzahl gelangten die sanitären Örtlichkeiten des Gemeindezentrums allerdings an ihre Kapazitätsgrenzen. Duschmöglichkeiten gab es vor Ort leider keine. Wer miteinander reist, sollte sich also gut riechen können. Der Veranstalter bemüht sich diese Mängel zu beseitigen.
stützung durchgeführt wurde. Nebeneinander konnten in dem 42-ZollDobson von Erhard Hänßgen und in unserem 30-Zöller viele Glanzlichter am Himmel angeschaut werden. Nicht nur Details in den Spiralarmen von M 33, auch weniger beobachtete Objekte, wie Jones 1, ein großer planetarischer Nebel, wurden Gästen am Okular gezeigt. Mit vielen Teleskopen kleinerer Öffnung wurden Vergleichsbeobachtungen durchgeführt. Trotz regelmäßiger nächtlicher Messungen der SQM-Werte konnte kein endgültiger Vergleich der Himmelsqualität zu Beobachtungsorten anderer Teleskoptreffen erstellt werden. Dazu war die herbstliche Luftfeuchtigkeit in den Nächten während des HTT einfach zu groß. Das alleine ist unseres Erachtens aber nicht ausschließlich entscheidend für die Wertung eines Teleskoptreffens. Andere Faktoren wie gute Erreichbarkeit, Preise und
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Herzberger und Backnanger feiern ihre Verbrüderung mit aus dem Schwa-
3 benland importierten Genussmitteln.
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