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0 INHALTSVERZEICHNIS (Beitrag)
0 Fachgruppen-Redakteure (Beitrag)
0 Fachgruppen-Referenten (Beitrag)
BEITRAG
5 Zwanzig Minuten Jupiter (Burkart Ralf )
5 Astronomers Without Borders und die VdS kooperieren (Weis Alexander)
6 Der Schwerpunkt Spektroskopie - was bietet er? (Schanne Lothar, Sablowski Daniel)
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0 Ihr Beitrag im VdS-Journal für Astronomie! (Beitrag)
BEITRAG
8 Citizen Science - warum eigentlich Spektroskopie? (Eversberg Thomas)
53
0 Inserentenverzeichnis (Beitrag)
BEITRAG
10 Was uns das Licht verraten kann - ein einfacher Einstieg in die Amateurspektroskopie (Schad Rolf-Dieter)
16 Einstieg in die Spektroskopie - der Star Analyser 100 (Golec Alexander)
20 Vom Schüler zum Amateur-Spektroskopiker (Zborowska Constantin)
24 Planetarische Nebel, Galaxien und Quasare im Visier amateurspektroskopischer Untersuchungen (Freudenmann Dominic)
29 Emissionen in den Linien H und K (Hold Siegfried)
33 Spektroskopie in Offenen Sternhaufen (Hanisch Bernd)
38 Erweiterung auf einen Spaltspektrografen - ein Prototyp (Hauke Gerhard)
41 Spektrografen-Selbstbau mit Leichtbau-Werkstoffen (Slijkhuis Sander)
44 Amateur-Astrospektroskopie mit einem Laborgitterspektrografen (Waldschlaeger Ulrich)
48 Echelle-Spektroskopie für Amateure? (Stober Berthold)
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0 Verfinsterung Ganymeds durch Io am 12.02.2015 (Beitrag)
BEITRAG
53 Ziele und Aktivitäten der Fachgruppe Spektroskopie (FGS) (Sablowski Daniel, Schanne Lothar, Borchmann Rainer)
56 Neue leistungsfähige Handferngläser (Merlitz Holger)
56 Neues von der Fachgruppe Amateurteleskope/Selbstbau (Zellhuber Herbert)
58 Eine kleine Deutsche Montierung mit je einem Vierpunktlager pro Achse (Muttersbach Matthias)
61 Neues aus der Fachgruppe Astrofotografie - die Internetseite der TBG-Gruppe (Zilch Thorsten)
62 Igor D. Karachentsev und der "Viktor Ambartsumian Prize 2014" (Riepe Peter)
64 Drei selten gezeigte Planetarische Nebel (Gährken Bernd, Burkart/Kreuels Ralf, Remmel Peter, Riepe Peter)
67 Die "Kronberger-PN" - eine Zwischenbilanz von 2005 bis 2013 (Wacker Wilfried)
70 Der Zirkumhorizontalbogen - Teil I: Auftreten und Häufigkeit (Schmidt Elmar, Haußmann Alexander, Hinz Claudia, Zenko Peg)
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0 Impressum (Beitrag)
BEITRAG
74 Anzeige von Sternsystemen mit extrasolaren Planeten in GUIDE - das Werkzeug Exoplanet-O-Mat (Sturm Christian)
76 Computerecke - Kimmtiefe (u.a. Theede Frank)
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0 "Jeder kann programmieren" (Beitrag)
BEITRAG
79 HTT 2014 - ein kleiner visueller Rückblick (Zebahl Robert)
80 Planetarische Nebel in kosmischer Nachbarschaft (Leiter Frank, Weis Christian)
86 Ein Beobachtungswochenende in Melle (Börger Tom)
90 Jupiterbeobachtungen an der Manora-Sternwarte (Harder Christian)
90 Neues aus der Fachgruppe "Geschichte der Astronomie" (Steinicke Wolfgang)
95 Astronomische Beobachtungen in Rostock - Teil 4 (Pfitzner Elvira)
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0 Venus, Mars und die schmale Mondsichel am Abend des 20. Februar 2015 (Beitrag)
BEITRAG
99 11. Tagung der Fachgruppe "Geschichte der Astronomie" in Dresden (Steinicke Wolfgang)
102 Erste Eindrücke aus dem Astronomischen Sommerlager 2014 (Reinert Caroline)
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0 Polarlichtexpedition Lofoten (Beitrag)
BEITRAG
103 Hoch hinaus mit dem Wetterballon (Bönicke Kristin)
104 Eine Reise durch die faszinierende Welt der Raumfahrt (Schepers Tobias)
105 Neues aus der Fachgruppe Kleine Planeten (Lehmann Gerhard)
106 Kosmische Begegnungen (Hohmann Klaus, Ries Wolfgang)
108 Zum Gedenken an Friedrich Wilhelm Gerber (1932 - 2014) (Pilz Uwe)
110 Zu Helligkeitsschätzungen des False Nucleus (Kasten Volker)
112 Kometenbeobachtung auf dem Herzberger Teleskoptreffen (Pilz Uwe)
114 Doppelsichtbarkeiten der Venus (Dorst Friedhelm)
118 Streifende Sternbedeckungen durch den Mond im 2. Quartal 2015 (Riedel Eberhard)
121 Astronomie 4.0 - zum Stand der Bedeckungsbeobachtungen zu Beginn des Jahres 2015 (Bredner Eberhard H. R.)
122 Jubiläumstagung der BAV in Nürnberg (Bannuscher Dietmar)
124 Neues aus dem Vorstand (Bergthal Siegfried)
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0 Wir begrüßen neue Mitglieder (Beitrag)
BEITRAG
126 Jubiläen (Garbe Eva)
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0 In Memoriam (Beitrag)
0 Astronomische Arbeitsgemeinschaft Mainz e. V. (Beitrag)
0 Astro-Team e.V. - Kiel (Beitrag)
0 Himmelsvorschau April - Juni 2015 (Beitrag)
BEITRAG
133 Vom Halbwissen zur Begeisterung (Fliege Tom)
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0 Vorschau auf astronomische Veranstaltungen (Beitrag)
BEITRAG
136 Jupiter, Venus und der Mond - die Himmelskonstellation 2014 (Kranich M.)
138 Alexander fliegt zur ISS (Seeger Karlheinz)
140 Nächtliches Beobachtungserlebnis mit Seltenheitswert (Braun Mathias)
140 Zur Kultur des VdS-Journals (Weiland Heinrich)
141 Bloß kein Schulfach Astronomie! (Lammersen Hans)
142 Sehr gute Einführung in die praktische Beobachtung (Güths Torsten)
53
0 Wichtige Informationen für unsere Mitglieder! (Beitrag)
0 Autorenverzeichnis (Beitrag)
Textinhalt des Journals 53
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4
Hinweise
VdS-Fachgruppen-Redakteure
Fachgruppe
Name
Amateurtele./Selbstbau Zellhuber
Astrofotografie
Riepe
Computerastronomie Jahns
Dark Sky
Dr. Hänel
Geschichte
Dr. Steinicke
Jugendarbeit VEGA e.V. Reinert
Kleine Planeten
Lehmann
Kometen
Kerner
Meteore/atm. Ersch. Nitze
Planeten
Huebner
Sonne
Hörenz
Spektroskopie
Schanne
Sablowski
Sternbed./IOTA-ES
Dr. Bredner
VdS-Volkssternwarte Dr. Schulz
Veränderliche (BAV) Bannuscher
Visuelle Deep-Sky-Beob. Bannuscher
Vorname Herbert Peter Helmut Andreas Wolfgang Caroline Gerhard Heinz Reinhard Kurt Martin Lothar Daniel Eberhard Jürgen Dietmar Dietmar
Straße
PLZ Ort
Kreuzeckstr. 1
82380 Peissenberg
Lortzingstr. 5
44789 Bochum
Am Langen Felde 46
30900 Wedemark
Am Sportplatz 7
49124 Georgsmarienhütte
Gottenheimerstr. 18
79224 Umkirch
Ringstr. 31
08412 Werdau
Persterstr. 6 h
09430 Drebach
Gerdehaus 11
29328 Fassberg
Heinrichstr. 11
30890 Barsinghausen
Nachtigallenstr. 62
63263 Neu-Isenburg
Pappelallee 44
18147 Rostock
Feldbergstr. 62, Wohnung 32 68163 Mannheim
Erich-Weinert-Str. 19
14478 Potsdam
Ginsterweg 14
59229 Ahlen-Dolberg
Arnstädter Str. 49
99334 Kirchheim
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56249 Herschbach
Burgstr. 10
56249 Herschbach
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VdS-Fachgruppen-Referenten
Fachgruppe Amateurteleskope/Selbstbau Astrofotografie Atm. Erscheinungen Computerastronomie Dark Sky Geschichte Jugendarbeit/VEGA e. V. Kleine Planeten Kometen Meteore Planeten Sonne
Name
Vorname
Straße
Zellhuber
Herbert
Kreuzeckstr. 1
Riepe
Peter
Lortzingstr. 5
Hinz
Wolfgang
Oswaldtalstr. 9
Jahns
Helmut
Am Langen Felde 46
Dr. Hänel
Andreas
Am Sportplatz 7
Dr. Steinicke Wolfgang
Gottenheimer Str. 18
Opialla
Tobias
Grüntaler Str. 48
Lehmann
Gerhard
Persterstr. 6 h
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Uwe
Pöppigstr. 35
Molau
Sirko
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Meyer
Wolfgang
Martinstr. 1
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Spektroskopie Sternbedeckungen/IOTA-ES VdS-Volkssternwarte Veränderliche (BAV) Visuelle Deep-Sky-Beob.
Borchmann Bode Dr. Schulz Braune Zebahl
Rainer Hans-Joachim Jürgen Werner Robert
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Kontaktadressen Materialzentrale
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Thomas
Clara-Zetkin-Str. 59
Vereinigung der Sternfreunde e. V.
Geschäftsstelle Vorsitzender Homepage
Guthier
Otto
Postfach 11 69 Am Tonwerk 6
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VdS-Journal Nr. 53
Nach Redaktionsschluss
5
Astronomers Without Borders und die VdS kooperieren
von Alexander Weis
Die internationale Organisation ,,Astronomers Without Borders" (AWB, [1]), bekannt unter anderem durch Aktionen zum Global Astronomy Month (GAM) und das Fotografie-Projekt TWAN (The World At Night), kooperiert ab sofort mit der Vereinigung der Sternfreunde (VdS) in Deutschland. Die VdS wird Projekte und Aktionen von AWB unterstützen und weiterführen, über die Kanäle von AWB wird umgekehrt verstärkt über Aktivitäten der deutschen amateurastronomischen Szene und der VdS berichtet werden.
Als Nationaler AWB-Koordinator für Deutschland steht Gernot Meiser weiterhin zur Verfügung. Innerhalb der VdS wird die Zusammenarbeit mit AWB in einer Arbeitsgruppe abgebildet, so dass ein Team sich den anstehenden Projekten widmen wird.
Durch die Zusammenarbeit mit der VdS, der größten Vereinigung für Amateurastronomen im deutschsprachigen Raum mit mehr als 4.000 Mitgliedern, darunter über 125 Institutionen, erhofft sich AWB neue Impulse in der Zusammenarbeit mit Organisationen in anderen Ländern.
Bestehen auf Ebene der Fachgruppen in der VdS häufig schon internationale Kontakte zu anderen Beobachtergruppen, so sollen durch die Kooperation mit AWB weitere Anknüpfungspunkte entstehen, um als Keimzellen für einen erweiterten Austausch neue Projekte und Vorhaben rund um astronomische Themen zu befördern. Getreu dem Motto von AWB ,,One People, One Sky" mit Gleichgesinnten in aller Welt.
Kontakt bei der VdS: awb@vds-astro.de
Astronomers Without Borders Gegründet 2007 im Vorfeld des Internationalen Jahres der Astronomie, verbindet Astronomers Without Borders Astronomie-Enthusiasten in aller Welt. Gemeinsam hat sich ein breites Spektrum von Leuten zur Völkerverständigung und dem Zugang zu wissenschaftlicher Bildung in aller Welt gebildet. AWB erinnert mit dem Motto ,,One People, One Sky" daran, dass wir - ohne Grenzen zu ziehen - vereint sind in der Ehrfurcht vor dem Universum und dem Respekt gegenüber der Menschheit. Hunderttausende Menschen aus über 100 Nationen beteiligen sich bei Astronomers Without Borders an innovativen Programmen, Projekten und Initiativen und überschreiten damit Grenzen.
Internethinweis: [1] www.astronomerswithoutborders.org
Zwanzig Minuten Jupiter
von Ralf Burkart
Am 11. Februar sind mir dank gutem Seeing (der Jetstream war nur einige Meter pro Sekunde schnell) diese Jupiteraufnahmen gelungen. Am C11 wurde dazu die Brennweite mittels Telekonverter auf 5400 mm verlängert. Die Bilder sind Kombinationen von Filmen mit der monochromen Kamera ASI 120 MM und der Farbkamera ASI 120 MC. Bei den Schwarzweißaufnahmen wurden ein Rot- und ein Grünfilter eingesetzt. Als Vorlage für die Point-Spread-Function zur Schärfung wurde zusätzlich ein Stern aufgenommen. Weiterhin wurden die Filme derotiert, um die Rotation von Jupiter zu kompensieren. Das linke Bild ent-
stand um 23:19 Uhr MEZ, das mittlere zehn Minuten später und das rechte um 23:40 MEZ. Deutlich erkennt man in diesen gut 20 Minuten die rasche Rotation des Riesenplaneten.
Die Nacht endete übrigens weitaus weniger erfreulich, als sie begonnen hatte: Noch bevor der Große Rote Fleck sichtbar wurde, hatte ich mit Taubildung zu kämpfen, der Laptop streikte und die Teleskopjustage musste neu eingestellt werden. Am Ende verhinderte das zunehmend schlechtere Seeing weitere Aufnahmen.
1 Drei Aufnahmen von Jupiter im Zeitraum von 20 Minuten. Weitere Erläuterungen siehe Text.
VdS-Journal Nr. 53
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Spektroskopie
Der Schwerpunkt Spektroskopie - was bietet er?
von Lothar Schanne, Daniel Sablowski (Redakteursteam des VdS-Journals für die Fachgruppe Spektroskopie)
Dieser Schwerpunkt ist ein gemeinsames Produkt vieler aktiver Mitglieder der Fachgruppe Spektroskopie in der VdS. Spektrografenbau-Enthusiasten, Beobachter, theoretisch Interessierte ... - alle haben versucht, ihren Beitrag zu leisten. Aus Platzgründen mussten wir zehn eingereichte, nicht minder interessante Artikel in die nächste Ausgabe verschieben. Wir hoffen sehr, dass der Schwerpunkt Ihnen gefällt und allen Lesern einen interessanten Einblick in die Spektroskopie und unsere Arbeit gibt.
Der erste Artikel von Thomas Eversberg ist als Einstiegsdroge gedacht. Rolf Schad führt das Thema weiter, indem er uns verrät, was das Licht über die Objekte der menschlichen Neugier verraten kann. Alexander Golec erzählt uns anschließend, wie er als Schüler mit einfachsten Mitteln in die Spektroskopie eingestiegen ist. Auch Constantin Zborowska ist Schüler. Er hat sich das ehrgeizige Ziel gesetzt, das HertzsprungRussell-Diagramm anhand eigener spektroskopischer Messungen aufzustellen.
Hinweis
Nachdem wir unser Schwerpunktthema für das Journal 53 ,,Spektroskopie" abgeschlossen haben, möchten wir gerne auf unsere zukünftigen Schwerpunktthemen hinweisen:
,,Sternwarten-Bau" in Journal Nr. 56 Redaktionsschluss: 01.08.2015 Redakteur: Herbert Zellhuber, redaktion-selbstbau@vds-astro.de
,,Der Südsternhimmel" in Journal Nr. 57 Redaktionsschluss: 01.11.2015 Redakteur: Peter Riepe, redaktion-astrofotografie@vds-astro.de
,,Mitgliedssternwarten" in Journal Nr. 58 Redaktionsschluss: 01.02.2016 Redakteur: Dietmar Bannuscher, redaktion-veraenderliche@vds-astro.de
Zur Gestaltung unserer Journale benötigen wir Beiträge der Mitglieder. Dies kann sowohl ein wissenschaftlich fundierter Artikel als auch ein einfaches Beobachtungserlebnis sein. Außerdem soll es möglichst regelmäßig eine Galerie von Fotografien und Zeichnungen geben. Wer nicht gerne schreibt, kann also auch auf diese Weise vertreten sein! Wir freuen uns über alle Einsendungen!
Beiträge sollen an die zuständigen Redakteure (siehe auch Liste der VdS-Fachgruppen-Redakteure) oder an die VdS-Geschäftsstelle (Mail/Postadresse) geschickt werden.
Mit dem Einsenden gibt jeder Autor gleichzeitig sein Einverständnis zum Abdruck im ,,VdS-Journal für Astronomie". Es besteht jedoch keine Veröffentlichungspflicht. Die Redaktion behält sich vor, Beiträge gar nicht oder in gekürzter Form abzudrucken. Das Copyright obliegt den jeweiligen Autoren. Die Texte geben nicht unbedingt die Meinung der Redaktion wieder.
Die Redaktion
VdS-Journal Nr. 53
Dominic Freudenmann zeigt, dass nicht nur Sterne, sondern auch Planetarische Nebel, Galaxien und Quasare für Amateure spektroskopisch erreichbar sind. Siegfried Hold diskutiert anschließend seine Messungen von Emissionen in den Fraunhoferlinien H und K. Auch Offene Sternhaufen sind ein lohnendes Ziel, insbesondere für die klassische Objektivprismenspektroskopie, wie Bernd Hanisch vorstellt.
Nach diesen einführenden und an der Beobachtung orientierten Artikeln zeigt uns Gerhard Hauke, wie ein vorgefundenes Spektrografenkonzept an die eigenen Bedürfnisse angepasst werden kann und wieviel Freude es macht, sich selbst einen Spektrografen zu bauen. Sander Slijkhuis aus den Niederlanden setzt Leichtbauwerkstoffe ein, um das Gewicht seiner selbstgebauten Spektrografen zu minimieren. Die Gewichtsersparnis ist ein häufig unterbewertetes, aber wichtiges Thema für die spektroskopische Praxis. Ulrich Waldschlaeger hat einen ausgedienten Laborspektrografen mit allerlei Zubehör versehen, damit er optimal zu seiner Astroausrüstung passt und gewann damit Ergebnisse, die sich sehen lassen können. Berthold Stober setzt den Schwerpunktteil Spektrografenbau mit einem Bericht über seine langwierigen Versuche, einen praxistauglichen EchelleSpektrografen zu konstruieren und zu betreiben, fort.
Die Ziele und Aktivitäten der Fachgruppe Spektroskopie sind im abschließenden Artikel von Daniel Sablowski, Lothar Schanne und Rainer Borchmann aufgeführt.
Folgende Artikel finden Sie aus Platzgründen im nächsten Heft: Die Supernova SN 2014 in M 82 hat im letzten Jahr für Aufsehen gesorgt und wurde natürlich auch spektroskopisch beobachtet. Torsten Hansen zeigt im nächsten VdS-Journal, wie spannend die Verfolgung der variablen Spektren von Supernovae ist. Über die Nova Delphini
Spektroskopie
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2013 berichtet dann auch Erik Wischnewski. Ein weiteres klassisches Feld der Spektroskopie wird uns Rainer Anton vorstellen, der eigene Radialgeschwindigkeitsmessungen an spektroskopischen Doppelsternen professionellen Daten gegenüberstellen wird. Die Technik, aus den spektroskopischen Messungen auch die räumlichen Informationen zu erhalten, ist im professionellen Bereich als aufwändige 3D-Spektroskopie bekannt. Den Versuch, sie auch in die Amateurszene einzuführen, wird Daniel Sablowski in einem weiteren instruktiven Artikel beschreiben.
Die Amateurspektroskopie ist nicht nur in Deutschland etabliert. In unseren Nachbarstaaten Schweiz, Frankreich, England, Dänemark und Österreich, aber auch in den USA, China, Australien sind Sternfreunde spektroskopisch nachtaktiv. Einen Einblick in die dänische Szene geben uns Knud Strandbaek und seine Spektroskopiefreunde Frank Larsen, Jens Jacobsen und Lars Zielke. Die VdS-Fachgruppe Spektroskopie versucht kontinuierlich, Impulse zur Weiterbildung ihrer Mitglieder und sonstiger Interessierter zu geben. Darüber wird Thomas Eversberg in einem Artikel über die jährlichen Spektroskopiekurse an der Starkenburg-Sternwarte in Heppenheim berichten.
Noch einige Worte zur Bedeutung der Spektroskopie für unser astronomisches Weltbild. Bereits Isaac Newton erkannte an den Bildfehlern von Glaslinsen und durch Effekte an Spalten und Prismen, dass ,,Licht selbst eine heterogene Mischung unterschiedlich brechbarer
Strahlen ist". Erst rund 140 Jahre später (1802) bemerkte William Hyde Wollaston Linien im Sonnenspektrum. Joseph von Fraunhofer untersuchte dieses Phänomen 15 Jahre später genauer. Erst als 1860 Robert Wilhelm Bunsen und Gustav Robert Kirchhoff ihre berühmte Arbeit ,,Chemische Analyse durch Spectralbeobachtungen" veröffentlichten, wurde klar, dass diese rätselhaften Linien der Schlüssel sind, um die chemische Zusammensetzung der Himmelskörper erforschen zu können. Parallel entwickelte sich die Fotografie und wurde sehr schnell für spektroskopische Aufnahmen seitens der Astronomen adaptiert. Die klassische beschreibende Astronomie (Positionsbestimmungen und Katalogisierung von Himmelsobjekten) entwickelte sich zunehmend zur Astrophysik. 1887 waren die technischen Möglichkeiten so weit fortgeschritten, dass in den folgenden Jahrzehnten die Klassifizierung der Sterne ein zentrales Forschungsfeld der Astronomie wurde. Durch Objektivprismenspektroskopie gewonnene Spektralklassen von 250.000 Sternen wurden sukzessive bis 1923 von Edward Charles Pickering im neunbändigen Henry-Draper-Katalog veröffentlicht. Die diskreten Absorptions- und Emissionslinien in den Spektren der Himmelskörper (und experimentelle Ergebnisse der Physiker und Chemiker in ihren Labors) erzwangen bald eine neue Physik, die Licht nicht nur als Welle, sondern auch als Energiepakete (Quanten) sehen musste. Die Quantenmechanik war geboren. Endlich konnte man die Quelle für die gewaltigen Energiemengen erklären, welche von den Sternen abgestrahlt werden und ihre schnelle Abkühlung verhindern. In rascher Folge
wurden die spektroskopischen Methoden in andere Wellenlängenbereiche ausgeweitet, die Techniken wesentlich verbessert und das physikalisch-mathematische Verständnis vertieft. Während die klassische optische Abbildung (Astrofotografie, Astrometrie u.a.) die Verteilung und Geschwindigkeiten von Himmelskörpern über den Raumwinkel ergibt, informieren spektroskopische Daten über radiale (entlang der Sichtlinie ablaufende) Bewegungszustände und verraten viel über die physikalischen und chemischen Eigenschaften der Objekte. Beide Methoden ergänzen sich in vorteilhafter Weise. Auch für uns astronomisch interessierten Amateure stehen heute technische Mittel zu erschwinglichen Preisen zur Verfügung, von denen vor 40 Jahren die Profis nur träumen konnten. Seit dem Jahr 2000 hat sich die Amateurszene weltweit stürmisch entwickelt. Die Gründe dafür liegen im Aufkommen des Internets (Information, Kommunikation), in der höheren Mobilität (persönliche Bekanntschaften), dem höheren Organisationsgrad, der preiswerten Technik und einfach auch in der Vielfalt des Themas, das Forscherdrang, Emotionen, intellektueller Selbstbestätigung und handwerklicher Geschicklichkeit gleichermaßen einen unermesslichen Raum bietet. Was wollen Amateure mehr?
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VdS-Journal Nr. 53
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Spektroskopie
Citizen Science -
warum eigentlich Spektroskopie?
von Thomas Eversberg
Immer wieder werde ich gefragt, was ich als Astronom eigentlich mit meinen Spektrografen mache. Ich erläutere die physikalischen Hintergründe, die damit beobachtbaren Phänomene und die Erkenntnisse, die daraus gewonnen werden. Ich schaue dabei regelmäßig in neugierige Gesichter voller Staunen. Doch spätestens, wenn ich ein Sternspektrum zeige, erblicke ich Skepsis und distanzierten Respekt. Ich verstehe das, denn Spektroskopie ist nicht selbsterklärend. Wie soll man schon mit einer Schwarzweißgrafik die Wunder des Universums nachvollziehen? Sicher,
man kann problemlos ein kleines Dispersionselement in den Strahlengang eines Teleskops halten, und schwupps, hat man ein Spektrum! Doch will man wirklich interpretierbare Daten gewinnen, ist das durchaus mit instrumentellem Aufwand und viel Lernarbeit verbunden. Muss das für den Amateur eigentlich sein?
Oft wurde ich von Studenten gefragt, ob sie das Arbeitsfeld der Sternspektroskopie wählen oder nicht doch besser Galaxienforschung mit spektakulären Bildern vorziehen sollten. Ich rate zunächst re-
gelmäßig zu den Galaxien. Spektren sind öde Kurven, die auf den ersten Blick gar nichts sagen. Ich sage dann aber auch: ,,Wenn Du wirklich Interesse an besonderen physikalischen Phänomenen hast, einen ganzen physikalischen Horizont kennenlernen und bestimmten Fragestellungen wirklich auf den Grund gehen willst, und wenn Du dann auch noch Spaß daran hast, in einer sehr offenen Forschungsgemeinde aus sehr neugierigen Menschen zu arbeiten, dann bist Du bei den Spektroskopikern richtig."
Diese Antwort kann ich genauso gut fragenden Amateurastronomen geben, sei es puren Anfängern mit einem kleinen Dobson oder fortgeschrittenen DeepSky-Cracks, die eine neue Herausforderung suchen. Natürlich, Spaß an der Sache haben wir in allen Fachbereichen und die Beobachtungen mancher DeepSky-Fotografen hauen mich regelmäßig vom Stuhl und bringen mir die Gründe in Erinnerung, warum ich Astronom geworden bin. Solch unmittelbare ästhetische Erfahrungen kann mir die Spektroskopie nur indirekt liefern. Aber: Nur mit ihr erhalte ich Erklärungen für die Ursachen unterschiedlichster Phänomene. Ein spektakuläres Beispiel: Wenn eine Supernova aufleuchtet, kann ich aus der Abbildung der entsprechenden Heimatgalaxie und des plötzlich erschienenen Lichtpunktes nur erahnen, was dort passiert ist. Schraube ich aber ein lichtaufspaltendes Dispersionsgitter für gerade einmal 100 Euro in meinen Okularauszug, so kann ich die auf mich zu rasende Schockwelle des explodierenden Sterns direkt messen (Abb. 1). Das ist deutlich billiger als die meisten optischen Filter.
1 Spektrum der Supernova SN2011by (V = 13 mag). Das optische Gitter für 100 von
PATON HAWKSLEY nutzte Thorsten Hansen aus der VdS-Fachgruppe Spektroskopie an seinem 20-cm-Newton und konnte mehrere atomare Absorptionslinien messen. Alle Linien sind systematisch blauverschoben und stark verbreitert. Ursache ist die zwölf Tage nach der Explosion noch mit etwa 7.000 km/s in Richtung Beobachter rasende Schockwelle.
VdS-Journal Nr. 53
Ein weiteres Beispiel ist der Wolf-RayetStern EZ CMa (WR 6). Manche Astrofotografen kennen ihn als gewaltigen Planetarischen Nebel im Sternbild Großer Hund. In seinem Zentrum findet sich ein unscheinbarer Stern. Doch dieser Stern ist ein riesiges Biest, welches etwa eine Millionen Mal heller leuchtet als unsere Sonne (Abb. 2).
Spektroskopie
9
2 Der Wolf-Rayet-Stern EZ CMa und sein Auswurfnebel im Sternbild Canis Majoris mit einer scheinbaren Ausdehnung am Himmel
von rund 2/3 Grad. Bei einer Distanz von etwa 5.200 Lichtjahren hat der Nebel einen realen Durchmesser von etwa 60 Lichtjahren. Die Spektrenserie wurde von Thierry Morel an einem kleinen Teleskop aufgenommen. Die Ursache für die in der Serie entdeckten, variablen Linienanteile sind an der Sternoberfläche ausgestoßene Materiefackeln, die mit dem Stern mitrotieren.
Will man den von EZ CMa ausgeworfenen Sternwind, der den Nebel verursacht, an der Sternoberfläche untersuchen, bleibt einem nur die Spektroskopie. Warum? Weil der Stern im obigen Bild maßstabsgetreu die Größe eines Atoms hätte und nur die Spektroskopie so tief in die Geometrie eindringen kann. Sie ist das ,,Mikroskop des Astronomen".
Schon an diesen relativ einfachen Beispielen zeigt sich die Mächtigkeit der Spektroskopie. Sie ist ein berührungsloses Analysewerkzeug für unvorstellbare Distanzen. Dabei ist jede Messung einzigartig und muss sich auf dem Prüfstand der ebenfalls begeisterten Kollegen bewähren. Wer sich davon mitreißen lässt, kann dann beliebig ,,Aufrüsten" und Messungen an Sonne, Planeten, Kometen, Sternen, Nebeln und Galaxien durchführen. Wer darüber hinaus sein Instrumentarium selbst entwickelt und baut, lernt zwangsläufig etwas über komplexe Mechanik, Wellenoptik sowie fortgeschrittene Datenverarbeitung - grundlegende Dinge, welche Physik ausmachen und mich gut beschäftigen. Der sich daraus ergebende kollegiale
Zusammenhalt über das Internet sowie persönliche Treffen auf Tagungen und Workshops machen die Beschäftigung mit der Spektroskopie zu einem außerordentlich anregenden Arbeitsfeld. Kurz gesagt: Man ist nicht allein und stößt auf wissbegierige und motivierte Mitstreiter, die ihre Kenntnisse sofort austauschen und sich gegenseitig helfen, wenn komplizierte Sachverhalte verstanden werden sollen. Dazu gehören interessanterweise auch professionelle Astronomen, die Amateure nicht nur inhaltlich unterstützen, sondern auch an ihren Messkampagnen teilhaben lassen. Denn auch mit sehr kleinen Fernrohren lassen sich wissenschaftlich nutzbare, spektroskopische Daten gewinnen. Das ist im besten Sinne ,,Citizen Science" und daher lege ich gerade dem Nachwuchs aus der Amateurszene die Spektroskopie ans Herz.
Inserentenverzeichnis
31. ATT, Essen
89
astronomie.de, Neunkirchen
39
Astro-Shop, Hamburg
U2
Astroshop.de nimax GmbH,
15
Landsberg
Baader Planetarium,
U4
Mammendorf
Bresser GmbH, Rhede
55
euro EMC GmbH, Postau
7
Gerd Neumann jr.
47
Koring, Marocco
66
Kosmos Verlag, Stuttgart
81
Optical Vision Ltd., UK
U3
Optische Geräte Wolfgang Lille, 79 Heinbockel
Spektrum der Wissenschaft Ver- 19 lagsgesellschaft mbH, Heidelberg 117
VdS-Journal Nr. 53
10
Spektroskopie
Was uns das Licht verraten kann
- ein einfacher Einstieg in die Amateurspektroskopie
von Rolf-Dieter Schad
Eigentlich haben Sie alle schon ,,spektroskopiert" - mit Ihren Augen! Ist doch der Regenbogen eine immer wieder bezaubernde Naturerscheinung, welche sicher schon zu allen Zeiten Menschen faszinierte und als positives Symbol Eingang in die Kulturgeschichte gefunden hat. Erklärungsversuche dieses Phänomens waren eine bedeutende Triebfeder physikalischer Erkenntnis. Die Entdeckung der Lichtdispersion an einem Prisma durch Isaac Newton war ein Meilenstein.
Zwei Jahre nachdem er aufgehört hatte, als Arzt zu praktizieren, fand William Hyde Wollaston 1802 sieben dunkle Linien im Sonnenspektrum. Unabhängig von ihm entdeckte 1814 Joseph von Fraunhofer Absorptionslinien im Sonnenspektrum, entwickelte ein Spektroskop und führte erstmalig Versuche zur Lichtbeugung an optischen Gittern durch. Ungefähr ab 1860 wurde in Heidelberg eine bedeutende Basis für die moderne Astronomie geschaffen: Gustav Robert Kirchhoff und Robert Wilhelm Bunsen entdeckten, dass chemische Elemente einer Gasflamme eine charakteristische Färbung geben. Durch ihre Untersuchungen der Flammenfärbung konnte man nun auch die Fraunhoferschen Linien im Sonnenspektrum erklären [1]. Die Arbeiten wurden von Anders Jonas Ångström in Schweden fortgesetzt, welcher 800 Fraunhoferlinien den erzeugenden Atomen zuordnen konnte [2]. Mittlerweile ist die Spektroskopie eines der wichtigsten Werkzeuge astronomischer Forschung geworden.
Auch Sie können mit Hilfe eines reflektierenden Datenträgers [3] oder eines preiswerten Kartonbausatzes [4] auf einfachste Weise das Licht in seine Spektralfarben zerlegen!
Während die Radioastronomie bei Amateuren kaum Bedeutung erlangt hat, wird die optische Astronomie im sichtbaren Licht, beobachtend oder fotografierend, von Hundertausenden weltweit betrieben. Leider sind die Bedingungen hierfür, besonders durch Lichtsmog, sehr oft alles andere als ideal. Könnte man den weitgereisten, raren Photonen neben ästhetischer Bewunderung nicht noch etwas mehr Informationen entlocken?
Stellen Sie sich vor, Sie könnten aus einer Stadtrandlage Methan in der Atmosphäre des Uranus nachweisen oder die Rotverschiebung eines Quasars bestimmen. Immer mehr Amateurastronomen entdecken durch die Spektroskopie neue Dimensionen ihres Hobbys.
Allgemein ist die Ansicht verbreitet, Spektroskopie wäre kompliziert und teuer. Das hat sich aber geändert - die Einstiegshürden sind niedriger geworden. Preiswerte und anwenderfreundliche Hard- und Software sind mittlerweile verfügbar.
Aber natürlich geht es nicht ohne Kamera! Für den Einstieg sind jedoch viele Kameratypen geeignet, ob CCD, DSLR, Videokamera oder Webcam. Als zusätzliches Hardwareteil benötigen Sie nur noch ein Transmissionsgitter, welches das Licht in seine Spektralfarben zerlegt, z.B. den Staranalyser SA 100, ein Gitter in einer 11/4-Zoll-Standard-Filterzelle [5]. Dieses Gitter wird einfach in einer geeigneten Halterung vor dem Kamerachip befestigt.
Dazu zunächst zwei Beispiele vom Verfasser. Die Abb. 1 zeigt Wega, den Hauptstern im Sternbild Leier. Hier ist der SA
100 mittels eines Adapters an einer EOS 1000 D am Okularauszug eines Celestron C14 angebracht. Das helle Sternscheibchen stellt die ,,gradlinige", ungebeugte nullte Ordnung dar. Dass diese so einfach sichtbar ist, erleichtert die Aufsuch- und Einstellarbeiten erheblich.
Besonders hell erscheint die erste Ordnung rechts, da durch das ,,Blazen" des Staranalysers besonders viel Licht in diese Ordnung gelenkt wird. Entsprechend weniger Licht gelangt in die anderen Ordnungen (-1 und +2). Um diese überhaupt gut sichtbar zu machen, musste soweit überbelichtet werden, dass die erste, ,,geblazte" Ordnung nicht auswertbar wäre.
Die hellen B- und A-Sterne, z. B. Regulus oder Wega, sind geeignete Einsteigerobjekte. Das Bild des gewonnenen Spektrums kann man dann mittels frei verfügbarer Software bearbeiten und auswerten (z. B. via IRIS, Vspec, ISIS oder MIDAS). Die englisch- bzw. französischsprachigen Programme benötigen eine gewisse Einarbeitungszeit. Für IRIS [6] und Vspec [7] gibt es aber ein gutes deutschsprachiges Tutorial von Urs Flückiger [8]. Sehr einfach und intuitiv bedienbar sowie auch in Deutsch und anderen Sprachen verfügbar ist das Programm ,,RSpec", welches allerdings kostenpflichtig ist (ca. 99 US $). Es ermöglicht aber mit einer Video- oder Webcam sogar eine Spektralanalyse in Echtzeit, was in den USA bereits im Unterricht an High Schools und Colleges eingesetzt wird. Diese Software wurde von SKY & TELESCOPE zum HOT PRODUCT 2012 gekürt [9]. Unter den am Artikelende erwähnten Links gibt es eine Fülle weiterer Informationen. Das zweite
Das elektromagnetische Spektrum, welches von den Sternen und anderen Himmelsobjekten kommt, reicht von langen Radiowellen über das sichtbare Licht bis hin zur Gammastrahlung. Nur wenig davon dringt (glücklicherweise!) durch die Atmosphäre bis zur Erdoberfläche vor.
VdS-Journal Nr. 53
1 Spektrumaufnahme der Wega, Apparatur bestehend aus Celestron C14,
Staranalyser und EOS 1000 D.
Spektroskopie
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Beispiel zeigt ein Spektrum von Regulus, dem Hauptstern im Löwen (Abb. 2).
Die Auswertung erfolgte vom Verfasser mit der Software RSpec. Sehr gut sind die Einsenkungen im Kurvenverlauf zu sehen. Sie stellen die Absorptionslinen des Wasserstoffs der Balmer-Serie dar. Aus der Datenbank des Programms wurden die dazugehörigen Laborwerte als senkrechte blaue Markierungslinien eingeblendet.
Aber auch in unserem Sonnensystem lassen sich mit Hilfe der niedrigauflösenden Spektroskopie mit dem Staranalyser 100 interessante Objekte studieren, z. B. der Planet Neptun (Abb. 3). Die tiefen Einsenkungen auf der rechten, langwelligen ,,rötlichen" Seite stellen Methanbanden dar, welche durch Absorption in der Planetenatmosphäre hervorgerufen werden. Im linken, kurzwelligen Teil des Spektrums wird weniger Sonnenlicht absorbiert. Durch den stark reflektierten blauen und den geschwächten roten Anteil des Sonnenlichts erscheint Neptun visuell bläulich.
Das nächste Beispiel zeigt das Spektrum des Saturnnebels NGC 7009, aufgenommen von Tom Field im recht lichtverschmutzten Seattle mit einem 9,25-ZollSchmidt-Cassegrain-Teleskop und einer CCD-Kamera (Abb. 4). Auffällig sind die beiden ,,Peaks" und die Breite dieser Emissionslinien. Sie werden durch Gas verursacht, welches durch die Strahlung des Zentralsterns zum Leuchten angeregt wird.
Auch Kometen sind mit niedrigauflösender Spektroskopie für Amateure erreichbar. Vikrant Kumar Agnihotri aus Rajasthan (Indien) hat ein Spektrum des Kometen C/2012 S1 (ISON) aufgenommen. Deutlich sind die grünlichen SwanBänder des glühenden Kohlenstoffs zu sehen (Abb. 5).
Zum Jahresbeginn 2014 gab es die seltene Möglichkeit, eine Supernova im Sternbild Großer Bär zu beobachten. Auch diese Objekte kann ein Amateur spektroskopieren! Torsten Hansen hat die Supernova SN 2014J in M 82 mit einem 8-Zoll-Newton, Staranalyser und einer QHY-5L-II-Videokamera aufgenommen (Abb. 6).
2 Das mit RSpec ausgewertete Spektrum vom Stern Regulus ( Leo) zeigt die
prägnanten Balmer-Linien des Wasserstoffatoms.
3 Spektrum des von Neptun reflektierten Sonnenlichts mit ausgeprägten Absorptions-
banden der Neptunatmosphäre. (Bildautor: P. Tervit)
4 Spektrum des Saturnnebels NGC 7009 (Bildautor: Tom Field)
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Spektroskopie
5 Spektrum des Kometen C/2012 S1 ISON (Bildautor: V. K. Angnihotri)
VdS-Journal Nr. 53
6 Spektrum der Supernova SN 2014J in M 82, aufgenommen mit 8-Zoll-Newton,
Staranalyser und QHY-5L-II-Videokamera (Bildautor: Torsten Hansen).
Spektroskopie
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7 Sehr einfaches Setup aus Staranalyser,
200-mm-Teleobjektiv und DSLR (Bildautor: R. Leadbeater).
Niedrigauflösende Spektroskopie ist sogar völlig ohne Teleskop möglich, wie das einfache Setup von R. Leadbeater [10] mit dem Staranalyser in einem Objektivschutzdeckel zeigt (Abb. 7). Damit kann man ohne jegliche Nachführung ein einfaches Driftspektrum gewinnen. In diesem Fall bei 200 Millimetern Brennweite ein Spektrum von Deneb im Sternbild Schwan (Abb. 8).
Mit diesem sehr einfachen Setup kann man mit guter Nachführung sogar recht außergewöhnliche Objekte spektroskopieren, z. B. die sehr heißen Wolf-RayetSterne. Sie haben ihre Wasserstoffhülle verloren, weisen extrem starke, sehr dichte Sternwinde auf und sind in unserer Milchstraße sehr selten (ca. 150 Stück). Janet Simpson hat den Wolf-Rayet-Stern WR 140 mit einer EOS 350D, SA 100 im Objektivschutzdeckel eines 85-Millimeter-Objektivs, auf einer AstroTrac-Montierung mit 30 Sekunden Belichtungszeit aufgenommen (Abb. 9). Beachtenswert sind die verbreiterten Kohlenstoff-Emissionsbänder, verursacht durch den Dopplereffekt der extremen Sternwinde. WR 140 ist ein Doppelsternsystem im Sternbild Schwan, bestehend aus einem Wolf-Rayet-Stern und einem Stern der Spektralklasse O. Sie bewegen sich um einen gemeinsamen Schwerpunkt, ihre Sternwinde kollidieren miteinander und bilden eine Schockfront. Für höher auflösende Spektroskopie ein hochinteressantes Geschehen (vgl. auch internationale Kampagnen unter Mitwirkung einiger Mitglieder der VdS-Fachgruppe Spektroskopie).
Besonders eindrucksvoll, was niedrigauflösende Spektroskopie mit dem SA 100 leisten kann, zeigt sich am Beispiel eines Sternfeldes mit dem Quasar 3C 273 (12,7 mag), spektroskopiert von Roland Bähr mit einem 8-Zoll-Newton auf einer HEQ5-Montierung und einer Meade DSI pro (Abb. 10). Es ist ein Summenbild von 150 Aufnahmen à 15 Sekunden. Der Verfasser dieses Artikels nahm die Auswertung des Bildes in RSpec folgendermaßen vor:
Im linken Teil des Screenshots ist das Bild des Sternfeldes mit den Spektren zu sehen. Zunächst wurde das Spektrum des hellen Sterns (GSC 282 227, Typ F5) im unteren Bilddrittel ausgewertet. Der Sternpunkt ist die ungebeugte nullte Ordnung, rechts davon das Spektrum erster Ordnung. Nach der Kalibrierung an Hand identifizierbarer Absorptionslinien wurde damit die spektrale Dispersion des Systems mit 17,5 Ångström/ Pixel berechnet. Dann wurde das Spektrum des Quasars 3C 273 untersucht (hier
zwischen den beiden rötlichen horizontalen Streifen, ,,the box", markiert. Im rechten Teil des Screenshots erscheint mit der Software Rspec dann sofort das Profil des markierten Spektrums, welches an Hand der nullten Ordnung und der spektralen Dispersion kalibriert wurde (1-Punkt-Kalibration). Als senkrechte blaue Linien sind die Laborwerte der Balmerlinien des Wasserstoffs aus der Datenbank eingeblendet. Für die HLinie beträgt dieser 6563 Ångström. Im Spektrum des Quasars 3C 273 liegt die H-Linie des Wasserstoffs (der Emissionspeak) deutlich weiter rechts bei einer größeren Wellenlänge (7597 Angström), also stark rotverschoben. Die Ursache dieser Rotverschiebung ist die Expansion des Universums. Der berechnete z-Wert ist 7597/6563 - 1 = 0,158, was exakt mit den Literaturwerten übereinstimmt. Dies entspricht einer Fluchtgeschwindigkeit von etwa 47.400 km/s.
Bei all diesen Beispielen handelt es sich um niedrigauflösende Spektroskopie mit
8 Spektrum von Deneb, aufgenommen mit dem Einfachst-Setup aus Abbildung 7.
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Spektroskopie
einem einfachen Transmissionsgitter ,,Staranalyser" in spaltloser Anordnung. Hat man daran Spaß gefunden und Erfahrungen gesammelt, wird man sich möglicherweise ,,höhere Weihen" erarbeiten wollen. Für die höher auflösende Spektroskopie sind diverse Spaltspektrografen am Markt erhältlich [11].
Weitere umfangreiche Informationen zu allen Aspekten der Amateurspektroskopie, speziell auch für Einsteiger, sind auf der Homepage der Fachgruppe [12] zu finden.
9 Spektrum des Wolf-Rayet-Sterns WR 140 im Sternbild Schwan (Bildautor: J. Simpson)
Literatur- und Internethinweise: [1] G. Kirchhoff, R. Bunsen: Chemische
Analyse durch Spectralbeobachtungen; Annalen der Physik und Chemie. Band 189, Nummer 7, 1861, S. 337-381 [2] A. Ulrich: Einführung in die Spektroskopie für Amateure, 2000 [3] Suchwort ,,CD-Spektroskop" oder ,,CD-ROM spectroscope" [4] www.astromedia.de, Suchwort: Handspektroskop, ca. 8
[5] www.patonhawksley.co.uk sowie diverse Astrohändler
[6] www.astrosurf.com/buil/index.htm [7] www.astrosurf.com/vdesnoux/
download.html [8] www.ursusmajor.ch [9] www.rspec-astro.com [10] www.treehillsobservatory.uk [11] www.shelyak.com; www.baader-
planetarium.com; www.sbig.com; de.astro-spec.com/ [12] http://spektroskopie.fg-vds.de
10 Spektrum des Quasars 3C 273 zur Bestimmung der Fluchtgeschwindigkeit (Bildautoren: R. Bähr/R.-D. Schad)
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Von einer guten Idee zum vielseitigen Instrument, so könnte man die Entwicklung der Fotomontierungen zusammenfassen. Die ursprüngliche Idee war es, die in vielen Haushalten bereits vorhandene Spiegelreflexkamera auf eine kleine kompakte Nachführeinheit zu setzen. Auf diese Art und Weise kann der Nachthimmel lange genug belichtet werden, um ein ästhetisch anspruchsvolles Bild zu erzeugen, ohne dass die Sterne zu strichen verzerrt werden. Statt eine relativ teure parallaktische Montierung zu kaufen, reicht so ein kleines handliches Fotozubehör.
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Spektroskopie
Einstieg in die Spektroskopie
- der Star Analyser 100
von Alexander Golec
Als ich mich im Oktober 2012 dazu entschied, mit der Spektroskopie zu beginnen, stellte sich selbstverständlich die Frage, mit welchem Spektrografen ich starten will. Nach kurzer Recherche hatte ich einen ersten Überblick und war erstaunt, in welcher Preisklasse sich das Ganze abspielte. Natürlich will man am Anfang nicht viele hundert Euro investieren, vor allem nicht als Schüler. Auf der Suche nach einer günstigeren Alternative stieß ich auf den Star Analyser 100, welchen es bereits für etwa 100 Euro gibt. Nach weiteren Recherchen entschloss ich mich dazu, dieses Geld zu investieren und dadurch einen neuen Teilbereich der Astronomie zu entdecken. Bei dem SA 100 handelt es sich um ein Beugungsgitter, welches genau so funktioniert wie eine handelsübliche CD: auf dem Glas sind viele Rillen eingraviert, welche den durchtretenden Lichtstrahl beugen und so ein Spektrum erzeugen (der SA 100 hat beispielsweise 100 Linien pro Millimeter, daher auch sein Name).
1 Der vor dem Objektiv einer CCD-Kamera aufgeschraubte Star Analyser SA 100
(ganz rechts im Bild).
Da ich schon zuvor Astronomie betrieben habe, brauchte ich kein weiteres Equipment. Generell braucht man jedoch ein Teleskop und eine der Größe entsprechende Montierung, üblicherweise eine Kamera und gegebenenfalls Adapter, um den SA 100 zu montieren. Bei der Frage nach einem Teleskop gelten ähnliche Kriterien wie bei der Deep-Sky-Astronomie: Es sollte möglichst lichtstark sein. Ich habe mich aufgrund des nicht vorhandenen Farbfehlers (im Gegensatz zu Linsenteleskopen) von Anfang an für ein Newton-Teleskop (150/750 mm) entschieden. Bei der Montierung ist es wichtig, dass diese das Teleskop gut tragen kann und es möglichst genau nachführen sollte, da man durchaus auch mal länger belichten muss. Zusätze wie beispielsweise eine GoTo-Steuerung oder ähnliches erleichtern zwar die Bedienung, sind aber keineswegs notwendig. Die Entscheidung für die eine oder andere Kamera ist für die spätere Qualität der Spektren maßgeblich, da diese sehr stark von dieser Entscheidung abhängt. Allgemein sind
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2 Spektrumaufnahme des Sterns Wega. Rechts der Stern in 0. Ordnung,
links der Spektrumstreifen (1. Ordnung).
CCD-Kameras besser geeignet als DSLRKameras, da diese eine höhere Empfindlichkeit (auch im NIR-Bereich) besitzen und meistens keinen Infrarotfilter vor dem Sensor haben. Das ist wichtig, da im nahen Infrarot (NIR) und im roten Bereich viele wichtige Informationen des Spektrums liegen. Desweiteren eignen sich monochrome Kameras eher, da diese eine bessere Auflösung besitzen und lichtempfindlicher sind.
Bevor man beginnt, Spektren aufzunehmen, sollte man sein Equipment überprüfen, um zu sehen ob alles richtig funktioniert. Dies sollte am besten zu Hause geschehen, da es auf dem Feld oft zu spät ist, um nachzubessern. Newton-
Besitzer sollten auf eine gute Justierung achten, da eine schlechte die Qualität des Spektrums stark beeinträchtigt. Der Aufbau des Equipments ist nicht anders als üblich. Das Beugungsgitter befindet sich in einer 1,25,,-Fassung (s. Abb. 1), was eine einfache Montierung am Teleskop sicherstellt. Man benötigt lediglich einen Adapter, welcher einerseits einen Kameraanschluss (oft T-Mount) und andererseits ein 1,25,,-Innengewinde besitzt.
Ist der Aufbau des Equipments erfolgt, kann man beginnen, Spektren aufzunehmen. Zuerst sucht man sich ein helles Objekt, um den Fokus scharf einzustellen. Für eine optimale Fokussierung ist es praktisch, eine Bathinov-Maske zu
3 Lage der Nova Delphini
verwenden, da man mit dieser normalerweise die besten Ergebnisse erzielt. Die ersten Spektren sollten vorwiegend an helleren Sternen gewonnen werden, da es bei ihnen nicht so viele Effekte gibt, welche das Spektrum verschlechtern könnten. Zudem gehören viele, selbstverständlich nicht alle, helle Sterne zu den frühen Spektralklassen (A, B, O), welche zwar weniger, dafür aber deutlichere Linien aufweisen (das ist auch für die Auswertung wichtig, da man mit
linienarmen Spektren das Prinzip der Verarbeitung am Computer besser erlernen kann). Besonders eignen sich hierfür Sterne wie Wega, Deneb oder Atair. Bei der Aufnahme sollte man darauf achten, dass das Spektrum waagerecht im Bild liegt und zudem der Stern in nullter Ordnung zu sehen ist. Falls dies nicht der Fall ist, muss man die Entfernung des SA 100 durch Verwendung verschiedener Adapter zum Chip verändern. Wenn das Spektrum nicht vollständig auf das
Bild passt, muss der Abstand verkleinert werden, wenn das Spektrum zu klein ist, entsprechend vergrößern (siehe auch Gittergleichung für genaue Werte). Die Belichtungszeit hängt von der Helligkeit des Objekts ab. Man sollte so lange belichten, dass man das Spektrum gut sieht, es aber an der hellsten Stelle noch nicht überbelichtet ist. Hat man ein Spektrum aufgenommen, sollte man noch entsprechende ,,Darks" (bei gleicher Temperatur und mit gleicher Belichtungszeit) erstellen, die für die spätere Arbeit am Computer benötigt werden. Falls man noch das
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Spektroskopie
4 Vergleich der Spektren der Nova Delphini zur Demonstration ihrer zeitlichen Entwicklung
benötigte Equipment besitzt, kann man auch ,,Flats" machen - dies funktioniert genauso wie in der normalen Astrofotografie. Wie ein Rohspektrum aussieht, kann man in Abbildung 2 sehen. Ist man mit der Beobachtung fertig und hat alle Daten gesammelt, muss man diese noch richtig verarbeiten, um ein Spektrum, wie man es kennt, zu bekommen. Dies ist jedoch natürlich wieder ein Thema für sich, doch so viel sollte gesagt sein: Für die Verarbeitung reichen anfangs Freeware-Programme völlig aus (z. B. IRIS, Vspec).
Der Star Analyser besitzt eine relativ geringe Auflösung, was selbstverständlich für gewisse Objekte einen Nachteil darstellt, doch hat dies auch seine Vorteile. Vor allem bei lichtschwachen Objekten lässt sich der SA 100 sehr gut einsetzen. Auch aufgrund des nicht vorhandenen Spalts lassen sich großflächige Objekte, wie zum Beispiel Planetarische Nebel, gut spektroskopieren. Wenn man dies bei der Auswahl seiner Objekte berücksichtigt, kann man bei den Beobachtungen sehr viel Freude haben.
Meine ersten Beobachtungen habe ich überwiegend an heißen Sternen (Wega, Atair etc.) gemacht. Da die Spektren, wie
VdS-Journal Nr. 53
oben schon beschrieben, wenige, dafür deutlichere Linien besitzen, eignen sich diese besonders dafür, die Grundprinzipien der Spektren-Verarbeitung zu erlernen und zu üben. Nach einiger Zeit ist es wie bei allem anderen: Die Ergebnisse werden immer besser. So kann man schon mit etwas Übung die verschiedenen Spektralklassen in seinen eigenen Spektren gut nachweisen. Ein Ereignis, welches mir besonders in Erinnerung geblieben ist, war die Beobachtung der Nova im Sternbild Delfin im August 2013 (s. Abb. 3). Ich konnte die Nova drei Tage nach ihrer Entdeckung das erste Mal beobachten. Das Auffinden war nicht leicht, da die Helligkeit zu dieser Zeit nur etwa 6 mag betrug und sie somit eines meiner bislang lichtschwächsten Objekte war. Das erste Spektrum, das ich aufnahm, sah für mich zunächst sehr verrauscht und auch allgemein nicht besonders gut aus. Nichtsdestotrotz habe ich mich an die Verarbeitung gewagt und war mit dem Ergebnis durchaus zufrieden. Glücklicherweise hatte ich in den darauffolgenden Tagen erneut die Chance für weitere Beobachtungen und konnte noch zwei zusätzliche Spektren der Nova aufnehmen. Ich war sehr überrascht, wie gut ich die Entwicklung der Nova in meinen eigenen Spektren nach-
vollziehen konnte. Das Verschwinden der P-Cygni-Profile, die Ausprägung der starken Emissionslinien und die restlichen Veränderungen waren sehr gut zu sehen, und es war mir möglich, die physikalischen Prozesse in meinen Spektren zu verfolgen (vgl. Abb.4).
Zusammenfassend lässt sich sagen, dass ich den SA 100 für den Einstieg in die Spektroskopie sehr geeignet finde. Er kostet nicht zu viel und liefert sehr zufriedenstellende Ergebnisse, vor allem wenn man seine Objekte nach den Eigenschaften des SA 100, wie oben beschrieben, auswählt. Der SA 100 eignet sich auch sehr gut zum Beobachten verschiedener physikalischer Vorgänge, was mir vor allem die Beobachtung der Nova Delphini 2013 zeigte.
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Spektroskopie
Vom Schüler zum AmateurSpektroskopiker
von Constantin Zborowska
Seit ich mich erinnern kann, hat der Himmel etwas Magisches für mich. Mein Name ist Constantin Zborowska, ich bin 17 Jahre alt und besuche zurzeit die 12. Klasse der gymnasialen Oberstufe. Schon früh hatte mich mein Vater bei seinen Beobachtungen mit eingebunden. Ich erinnere mich noch daran, wie ich mit sechs Jahren in der Sternwarte am Computer saß und erwartungsvoll die Temperaturkurve der wassergekühlten Megatek-CCD-Kamera beobachtete. Mein Vater hatte sich in unserem Einfamilienhaus schon nach dem Einzug eine kleine Sternwarte mit Schiebedach eingerichtet. So kam ich schon sehr früh mit der Astron omie in Berührung. Damals fotografierte mein Vater viele Standardobjekte am Himmel. Für die Spektroskopie interessierte er sich jedoch nicht.
2012 wollte ich die, nur selten genutzte, Sternwarte einmal selbst erkunden. Ich fragte also meinen Vater nach einem geeigneten Gebiet in der Astronomie, in dem man nicht nur schöne Bilder aufnehmen, sondern auch ,,forschen" könne. Es fiel dann schnell das Stichwort ,,Spektroskopie", wobei ich zu diesem Zeitpunkt absolut noch nichts damit anfangen konnte.
Ich suchte also im Internet nach einer Erklärung. Bei meinen Recherchen stieß ich schnell auf die Webseite der VdSFachgruppe Spektroskopie, auf der eine Seite mit der Überschrift ,,Ausleihbarer Solarspektrograf für Schüler-Facharbeiten oder Jugend forscht" betitelt war. Ich setzte mich also mit Lothar Schanne (Amateur-Astrospektroskopiker) in Verbindung, um nach dem erwähnten Spektrografen zu fragen.
Schnell stellte sich jedoch heraus, dass ich lieber in Richtung Sternspektroskopie gehen wollte. Über Ernst Pollmann (ebenfalls ein Amateur-Astrospektroskopiker) erfuhr ich von dem Wuppertaler Spektroskopieseminar 2012. Ich würde die Teilnahme an einem solchem Seminar jedem Interessierten empfehlen, da man
VdS-Journal Nr. 53
1 Unsere Sternwarte mit Teleskop und Spektrograf
so alle wichtigen Inhalte von Grund auf lernen kann.
Auf dem Spektroskopieseminar entstand dann mit Hilfe von Ernst Pollmann eine erste Idee für ein Thema meiner ,,Jugend forscht"-Arbeit. Die Idee: Die Reproduktion des Hertzsprung-Russell-Diagramms (auch HRD) durch spektrale Untersuchungen von Sternen nach der MKKKlassifikation (auf das MKK-System gehe ich gleich noch näher ein). Mit anderen Worten: Es ist es mein Ziel, möglichst viele niedrigdispersive Spektren aufzunehmen und diese dann nach dem bekannten MKK-System zu klassifizieren.
Fehlte mir nur noch ein geeigneter Spektrograf. Zu Anfang verwendete ich einen von Lothar Schanne bereitgestellten und von Thomas Bergmann gebauten Spaltspektrografen, der vom Aufbau dem LHIRES III ähnelt. Mit diesem gelangen mir aber keine qualitativ guten Aufnah-
men. Bei einem Besuch des ATT 2013 lernte ich Heinrich Kuypers (Physiklehrer in Düsseldorf) kennen. Er konnte mir einen LISA-Spektrografen zur Verfügung stellen. Dieser Spektrograf war ideal für mich, da er nur Spektren in niedriger Auflösung aufnimmt. Perfekt für Übersichtsspektren, wie ich sie zur Klassifikation benötige.
Die aktuelle Aufnahmekonfiguration, die ich mir in den letzten Jahren mit der finanziellen Hilfe meines Vaters aufgebaut habe, sieht wie folgt aus: - 6-Zoll-Astrophysics-Starfire-Refraktor
(f/9) - Sideres-85-Montierung mit FS2-Steu-
erung - ALCCD-5-Guiding-Kamera (sitzt am
Spektrografen und beobachtet den Spalt zur Nachführung) - ATIK 383L + CCD-Kamera - LISA-Spektrograf von Shelyak
Spektroskopie
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2 Auswertungsmethodik von der auf-
genommenen Spektrumserie bis zum normierten, wellenlängenkalibrierten Ergebnisspektrum.
Mit dieser Aufnahmekonfiguration konnte ich zur Datensammlung übergehen. Bevor ich allerdings die Klassifikation im Einzelnen beschreibe, möchte ich noch einige Worte über die Auswertung von Spektren verlieren.
Am Anfang einer jeden Auswertung steht eine große Anzahl von Rohspektren sowie einige am Abend aufgenommene ,,Dark-Bilder" (Abb. 2). Der erste
Schritt der Auswertung ist das ,,FotoStacking", bei dem von jedem Rohspektrum ein gemitteltes ,,Dark" abgezogen wird und alle Dark-korrigierten Rohspektren übereinandergelagert werden. Dieser Prozess dient der Verbesserung des Signal-Rausch-Verhältnisses. Nach diesem ersten Schritt wird das gemittelte Rohspektrum mit einer geeigneten Software (z. B. der frei erhältlichen Software Vspec) extrahiert und so in eine erste
Grafik übertragen. In dieser allerersten Grafik befinden sich auf der x-Achse die Pixelnummern sowie auf der yAchse die relativen Pixelanregungen in ,,Analog-Digital-Einheiten" (ADU). Mit diesem Spektrum lässt sich allerdings noch relativ wenig anfangen, da es noch nicht das wahre Sternkontinuum zeigt, sondern lediglich eine verfälschte Version desselben. Abhilfe schafft hier ein Verfahren namens ,,Response-Korrektur".
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Spektroskopie
3 Plot des flusskalibrierten Spektrums (3.1; oben) und des normierten Spektrums (3.2; unten)
Mit diesem Verfahren wird das Spektrum von allen systematischen Instrumenteneinflüssen gereinigt. Eine sogenannte ,,Response-Korrektur-Kurve" ergibt sich aus der Division eines gemessenen Spektrums durch ein entsprechendes Datenbankspektrum des gleichen Sterns. Das eigene vorliegende Spektrum lässt sich jetzt durch die eben erstellte ResponseKorrektur-Kurve dividieren. Es entsteht ein flusskalibriertes Spektrum, das jetzt das ,,wahre" Sternkontinuum offenbart (siehe Abbildung 3, oben). Als nächstes gibt es zwei Methoden, um auf das Sternkontinuum zu kommen. Beide Verfahren lassen sich analog zueinander anwenden. Bei der ersten Methode markiert man mit einem Auswertungsprogramm
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Punkte im Spektrum, die auf dem Kontinuum liegen. Das Programm errechnet daraus ein Sternkontinuum (siehe Abbildung 3 oben, rote Kurve). Diese Methode ist gerade bei späten K- oder M-Sternen empfehlenswert, bei denen das Kontinuum nur schwer zu finden ist. Beim zweiten Verfahren wende ich einen ,,Spline filter" auf mein flusskalibriertes Spektrum an. Damit wird das Spektrum unter Zugabe eines Koeffizienten quasi ,,flachgebügelt". Das heißt in der Praxis, dass die Koeffizienten so lange variiert werden, bis alle Emissions- oder Absorptionslinien aus dem Spektrum entfernt sind. Um jetzt ein normiertes (auf eins gesetztes) Spektrum zu erzeugen, muss ich nur noch das flusskalibrierte Spek-
trum durch das erzeugte Kontinuum dividieren. Das Ergebnis ist ein auf das Kontinuum normiertes Spektrum wie in Abbildung 3 (unten). Sternspektren werden häufig in dieser Form dargestellt, da sich die einzelnen Linien so am einfachsten identifizieren lassen. Abbildung 2 zeigt den gesamten Auswertungsprozess in einem von mir erstellten Schema.
Kommen wir nun zur eigentlichen Arbeit, der Klassifikation. Die Spektraltypen von Sternen (zum Beispiel F5 V) werden immer in einem zweiteiligen Klassifikationsschema ausgedrückt. Der erste Teil (F5) ist die Spektralklasse, die ein Maß für die Oberflächentemperatur eines Sternes darstellt. Die Grundtypen der
Spektroskopie
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Spektralklassen lauten O, B, A, F, G, K, M, wobei die Klassen M die kühlsten Sterne (etwa 2000-3350 K) und O die heißesten Sterne (etwa 30.000-50.000 K) beschreiben. Eine Einteilung einzig und alleine nach der Temperatur reicht allerdings nicht, um einen Stern eindeutig zu klassifizieren. Da es Zwerge (kleine Sterne) und Riesen (große Sterne) mit gleicher Oberflächentemperatur gibt, die sich aber in Bezug auf den Radius oder die Masse stark unterscheiden, ist ein weiteres Kriterium notwendig. Aus diesem Grund beschreibt der zweite Teil (V) die Leuchtkraftklasse, die wiederum Rückschlüsse auf den Entwicklungszustand eines Sternes erlaubt. Tabelle 1 beschreibt die Bezeichnungen der einzelnen Leuchtkraftklassen. Um die Leuchtkraftklasse eines Sternes zu bestimmen, betrachtet man besonders die Breite und Intensität der Spektrallinien. Zusammen ergeben beide Teile im sogenannten MKK-System (nach den Anfangsbuchstaben der drei Entwickler William Wilson Morgan, Phillip C. Keenan und Edith Kellman benannt) den Spektraltyp.
Praktisch muss ich unter Zuhilfenahme von Referenzspektren in meinen normierten Spektren nach den jeweiligen Kriterien für die Einteilung in Spektralklasse und Leuchtkraftklasse suchen.
Zuerst teile ich den vorliegenden Stern in eine Spektralklasse ein. Die Grundklasse (O, B, A, F, G, K, M) ist bei den meisten Sternen mit einem geübten Blick auf den Spektralverlauf ersichtlich. Die Spektralklasse lässt sich allerdings noch genauer bestimmen. Zu diesem Zweck wird ein Stern ergänzend zur Grundklasse in weitere Subtypen von 0 bis 9 eingeteilt. Dabei besitzt eine Spektralklasse allerdings nicht alle Subtypen. Zum Beispiel folgen auf die B3-Sterne unmittelbar die B5Sterne. Die Unterteilung in Subtypen gelingt zum Beispiel über die Äquivalentbreite von bestimmten Spektrallinien. Die Äquivalentbreite einer Absorptionslinie gibt deren Stärke unabhängig von der Auflösung der verwendeten Messapparatur an. Aus diesem Grund ist sie ein beliebtes Maß in der Spektroskopie, um die Stärke von Linien zu vergleichen. Aus Büchern wie ,,The Classification of Stars" von Jaschek & Jaschek (Cambridge University Press, 1987) kann man jetzt die entsprechende Äquivalentbreite zur Einteilung der Subtypen erfahren.
Tabelle 1: Die Leuchtkraftklassen des MKK-Systems
Leuchtkraftklasse 0 I (a, ab, b) II III IV V VI VII (auch WD)
Bezeichnung Hyperriesen Überriesen Helle Riesen Normale Riesen Unterriesen Zwerge (Hauptreihensterne) Unterzwerge Weiße Zwerge
Ein Beispiel Ich habe ein Spektrum des Sternes Persei (Spektraltyp F5 Ib) vorliegen. Aus dem Aussehen des Spektrums kann ich erkennen, dass es sich um einen F-Stern handeln muss. Um dem Stern jetzt einen entsprechenden Subtypen zuweisen zu können, messe ich die Äquivalentbreite der H-Linie in meinem Spektrum bei einer Wellenlänge von 6562,8 Ångström (1 Å = 0,1 nm). Die Messungen lassen sich mit einer beliebigen Auswertesoftware durchführen. Das Ergebnis der Messung für H ist 5 Ångström. Aus den einschlägigen Spektralatlanten kann ich entnehmen, dass diese Äquivalentbreite zum Subtyp F5 passt. Um die Genauigkeit der Einteilung noch zu verbessern, kann ich auch noch andere Linien, wie zum Beispiel CaI (Calcium), SrII (Strontium) oder CaII, verwenden. Das Ergebnis ist eine relativ genaue Einteilung der Spektralklasse. In unserem Beispiel F5.
Es folgt die Leuchtkraftklassifikation. Auch die Leuchtkraftklassenzuordnung werde ich am Beispiel des Sterns Persei zeigen. Eine sehr ausführliche Auflistung aller Kriterien zur Einordnung in Leuchtkraftklassen findet man auch in [1]. Wie schon beschrieben, lässt sich die Leuchtkraftklasse durch die Verhältnisbildung zwischen bestimmten Linien bestimmen. Auf dem Blatt L20 [1] sind alle Kriterien der Spektralklasse F5 aufgelistet. Ein Beispiel:
Sr II 4078/ Fe I 4046 =1 in class V, >1 in classes II-Ia
Da in unserem Spektrum die StrontiumLinie (Sr) deutlich ausgeprägter ist als die Eisen-Linie (Fe), ist der Verhältniswert
zwischen den Linien eindeutig >1. So lässt sich eine erste grobe Eingrenzung vornehmen. Aus [2] können wir weitere Kriterien entnehmen. Die Seite ,,Luminosity Effects at F5" offenbart, wie wir weiter vorgehen. Es wird gezeigt, dass Linien wie zum Beispiel Ti II (Titan)/Fe II bei 4444 Ångström deutlich ausgeprägter bei Überriesen als bei Zwergen zu finden sind. Da diese Linie in unserem Beispielspektrum stark ausgeprägt ist, können wir so daraus schließen, dass es sich bei diesem Stern um einen Überriesen handelt.
Mit weiteren Linien, die in den Spektralatlanten aufgeführt werden, lässt sich unsere Klassifikation zusätzlich verbessern. Damit ist die MKK-Klassifikation für unseren Beispielstern Persei fertig: Die Klassifizierung lautet: F5 Iab (Überriese).
Nach diesem Muster lassen sich so gut wie alle Sterne klassifizieren. Abb. 3 zeigt zwei Auswertungsstadien von dem von mir aufgenommenen und als Beispiel verwendeten Spektrum des Sterns Persei. In dem normierten Spektrum (Abb. 3, unten) sind zusätzlich alle wichtigen Linien mit den zugehörigen Elementen beschriftet.
Internet- und Literaturhinweise: [1] Waltraut Seitter: Blätter L1 bis
L32 des ,,Bonner Spektralatlas I", Dümmler-Verlag, 1970 [2] R. O. Gray: "A Digital Spectral Classification Atlas"; online zugänglich via: http://ned.ipac. caltech.edu/level5/Gray/frames.html
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Planetarische Nebel, Galaxien und Quasare im Visier amateurspektroskopischer Untersuchungen
von Dominic Freudenmann
Aufnahme und Reduktion von Sternspektren gehören mittlerweile zum Standardrepertoire ambitionierter Amateurspektroskopiker. Neben Langzeitbeobachtungen von Be- oder WR-Sternen zählen auch Novae zu beliebten Untersuchungsobjekten, wobei die Nova Delphini aus dem Jahr 2013 ein Paradebeispiel
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hierfür ist [1]. Weit weniger im Blickpunkt amateurspektroskopischer Beobachtungen stehen Objekte wie Galaxien oder Planetarische Nebel (PN), obwohl diese nicht weniger einladend sind: Planetarische Nebel erstaunen ihre Beobachter durch ihre leuchtenden und farbenreichen Gasfilamente, die eine schier unendliche
Strukturvielfalt zeigen. Von kreisrunden, elliptischen bis hin zu multipolaren Nebelformen bieten sie uns eine Fülle potentieller Beobachtungsziele am nächtlichen Himmel an (vgl. Abbildung 1, rechts).
Die Analysen von Galaxienspektren bieten nicht zuletzt deshalb einen beson-
1 Mögliche Beobachtungsziele: Der Krebsnebel (Supernovarest, linke Seite) und der Helixnebel (Planetarischer Nebel, oben) [2]
deren Reiz, da diese fremden Welteninseln einzig und allein durch ihr Licht mit uns in Kontakt treten können. Zudem enthalten ihre Spektren verschlüsselte Informationen zur Expansion des Weltalls und erlauben Rückschlüsse auf die Hubble-Konstante. Zu den weiteren Exoten gehören Quasare, die als Kerne aktiver Galaxien zu den am weitesten entfernten Objekten in unserem Universum zählen. Dass wir sie dennoch beobachten können, liegt daran, dass sie zu den leuchtkräftigsten Erscheinungen im Weltall zählen.
Dieser Beitrag soll einen Eindruck geben, welche erstaunlichen Informationen mit amateurspektroskopischen Mitteln aus den Spektren extrahiert werden können und soll den Leser zu eigenen Experimenten am nächtlichen Sternenhimmel ermutigen.
Die Natur Planetarischer Nebel und ihre Spektren Planetarische Nebel (PN) bestehen aus einer Hülle aus neutralem und ionisierten Gas, das von einem Zentralstern am Ende seines Lebens abgestoßen wird. Hier-
bei wird das expandierende Gas durch physikalische Vorgänge in den Elektronenhüllen (z. B. Wärme, Strahlung) zum Leuchten angeregt. Bei der Ausdehnung des Gases in den interstellaren Raum handelt es sich um einen dynamischen Prozess, d. h. Form, Gestalt und Farbe eines heute sichtbaren Nebels werden in einigen 10.000 Jahren nicht mehr vorhanden sein. Eine sehr kurze Zeitspanne im Vergleich zum Leben eines Sterns!
Planetarische Nebel sind wahre Schatzkammern für den Stoffkreislauf des Uni-
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Spektroskopie
2 Spektren des Ring-, Katzenaugen- und Orionnebels (von oben nach unten) [8]
versums: Sie enthalten eine Fülle von chemischen Elementen und Verbindungen, mit denen sie ihre Umgebung anreichern. Obwohl Planetarische Nebel dem menschlichen Auge wie dichte Materieansammlungen erscheinen, sind sie in Wahrheit sehr leere, materiearme Orte. Die Teilchendichte dort ist extrem gering, vergleichbar mit einem Ultrahochvakuum im Labor [3]. Dieser Umstand beeinflusst auch die Physik bzw. Chemie des Gases: Neben den Emissionslinien der im Nebel vorhandenen chemischen Elemente finden sich dort auch Linien verbotener Übergänge, deren angeregte Ausgangszustände nur unter diesen extremen Bedingungen des Weltalls langlebig genug sind, um im Spektrografen detektiert werden zu können. Emissionslinien sind die direkte Folge der Ionisation des Gases durch die Strahlung des heißen Sterns. Durch Rekombination der Elektronen mit den Ionen entstehen angeregte Zustände. Aus einem höher gelegenen Energieniveau in der Atomhülle wird anschließend Licht einer spezifischen Wellenlänge freigesetzt (chemischer Fingerabdruck) [4].
Zur Spektrenaufnahme dieser lichtschwachen Objekte erweisen sich Teleskope mittlerer Öffnung als durchaus geeignete Messinstrumente (C8, 8,,-Newtons). Als Spektrograf kann ein DADOSSpaltspektrograf mit CCD-Kamera oder
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Spiegelreflexkamera dienen. Neben kommerziell erhältlichen Spektrografen (DADOS, LHIRES) können auch selbstgebaute Instrumente beeindruckende Ergebnisse erzielen [5],[6]. Da Belichtungszeiten bis zu einer Stunde für ein brauchbares Spektrum benötigt werden, ist die Verwendung eines Autoguiders unabdingbar. Er sorgt für die erforderliche hochpräzise Nachführung der Montierung während der Aufnahmen. Für die Bestimmung der exakten Wellenlängenpositionen der Linien im Nebelspektrum ist die Einspeisung eines ,,Kalibrierlichts"
Voraussetzung. Die Reduktion und Visualisierung der Daten kann u. a. mit den Programmen Astroart, Fitswork, IRIS, MIDAS oder Vspec erfolgen, die u. a. auf der Homepage der VdS-Fachgruppe Spektroskopie teilweise frei zugänglich sind. Auf diese Weise lassen sich Spektren einer Vielzahl von Nebeln, Galaxien und Quasaren analysieren.
Die potenziellen Beobachtungsmöglichkeiten reichen vom Ringnebel (M 57) im Sternbild Leier, dem anmutig erscheinenden Katzenaugennebel (NGC 6543)
3 Profildarstellung der OIII- bzw. HI-Linien im Ringnebel [9]
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4 Hubble-Aufnahme von M 82 mit HII-Regionen (links) und von 3C 273 (rechts) [10]
bis hin zum majestätischen Orionnebel (M 42) am nördlichen Winterhimmel. Die Abbildung 2 zeigt aufgenommene Spektren dieser Nebel im Überblick. Ins Auge fallen die markanten Emissionslinien der Elemente Wasserstoff und Sauerstoff. Die erste markante Linie findet sich im kurzwelligen Spektralbereich. Sie kann der H-Linie {~ 434 nm (1)} zugeordnet werden. Das darauffolgende Linientripel beginnt mit der Hß-Linie {~ 486 nm (3)} und wird durch die verbotenen Linien des Sauerstoffs {[OIII]: ~ 496 und 501 nm (4, 5)} vervollständigt. Im Falle von M42 und NGC 6543 treten neben der HeI-Linie im blauen Spektralbereich {~ 447 nm (2)} zusätzlich eine intensive HeI-Emissionslinie {~ 587 nm (6)} im gelben Spektralbereich besonders deutlich hervor [7]. Schwach ausgeprägt ist dagegen die [SIII]-Emissionslinie {~ 631 nm (7)}. Die dominanteste Linie am rechten Ende des Bildes hat ihren Ursprung in der Ionisation von Wasserstoff {H: ~ 656 nm (8)} und wird von einer HeI- {~ 668 nm (9)} und [SII]-Linie {~ 674 nm (10)} begleitet.
Neben der Identifikation der chemischen Bestandteile in den Nebeln ist es möglich, ein Mapping vorzunehmen, um u. a. die Elementverteilung innerhalb des PN abschätzen zu können. Dazu wird der Spalt auf den gewünschten Abschnitt des Objektes gelegt und das Profil der
zu beobachtenden Linie aufgetragen. Da die aufgenommene Linie die Gesamtheit aller abgestrahlten Photonen von einem Ende des Nebels bis zum anderen repräsentiert, gibt eine Profildarstellung eine grobe Elementverteilung innerhalb des Nebels wieder (vgl. Abbildung 3). Dadurch ist sowohl eine Beurteilung der Temperatur- als auch der Dichteverteilung möglich [8], [9].
Galaxien und Quasare Auch hier werden hauptsächlich die stark ausgeprägten Emissionslinien aufgezeichnet, deren Form, Lage und Wellenlänge dem Beobachter indirekte Hinweise auf die physikalischen Bedingungen und den chemischen Background ihrer Entstehungsorte liefern. Die Emissionslinien entstehen aus gewaltigen Wasserstoffwolken im Bulge, in dem eine Vielzahl junger Sterne geboren werden (sog. Starburst-Galaxien). Solche sogenannten HII-Regionen mit ausgeprägten Wasserstoff-Emissionslinien finden sich z. B. im Kern von M 82, NGC 5641 oder den weit entfernten Quasaren (vgl. Abbildung 4).
Neben den Wasserstoff-Emissionslinien finden sich im Spektrum ebenfalls Linien verbotener Übergänge leichter Ionen wie OIII oder NII. Ein schönes Beispiel für die Interpretation dieses astrophysikalischen Prozesses bieten Seyfert-Galaxien [11]. Dabei handelt es sich um Spiral- oder Ir-
reguläre Galaxien mit einem sehr hellen Galaxienkern (z. B. NGC 1275 oder NGC 1667) [12]. Die Energie zur Anregung dieser Emissionen wird hierbei nicht von jungen Sternen geliefert, sondern entstammt Materieströmungen im Umfeld eines supermassereichen Schwarzen Lochs. Bei der Betrachtung eines solchen Galaxienspektrums fallen sowohl breite Linien von Wasserstoff oder Helium auf, als auch sehr schmale Linien von Sauerstoff, Stickstoff oder Silizium (sog. Typ-1-Seyfert-Galaxien). Während die H- bzw. He-Linien aus dem Bereich der Akkretionsscheibe um das Schwarze Loch stammen (hohe Rotationsgeschwindigkeiten bedeuten breite Linien) deuten die wesentlich schmaleren Linien der verbotenen Übergänge auf einen Entstehungsort am Rande der Galaxie hin. Dort findet sich verdünntes Gas in einer ruhigeren Umgebung [13].
Neben der chemischen Zusammensetzung können mithilfe spektroskopischer Untersuchungen die Rotverschiebung z von Galaxien oder Quasaren identifiziert und grobe Abschätzungen über die Fluchtgeschwindigkeit dieser extragalaktischen Objekte gezogen werden. Die kosmologische Rotverschiebung z ist eine Folge des Dopplereffektes sich bewegender (Licht)Quellen. Je größer der Wert z, desto länger war das von ihnen ausgesandte Licht auf dem Weg zu uns und desto weiter
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Spektroskopie
5 Spektrum zweier Quasare mit eingezeichneter Rotverschiebung bekannter Elementlinien. Die gelbe Markierung kennzeichnet
die Spektrallinie eines Feldsterns [13].
blicken wir in die Vergangenheit zurück. Den momentanen Rekord hält die Galaxie UDFj-39546284: Mit z = 10,3 sehen wir dort eine Galaxie nur 480 Millionen Jahre nach dem Urknall [14]!
Die Bestimmung der gesuchten Parameter wie z. B. z erfolgt aus den Radialgeschwindigkeiten vrad, wobei gut ausgeprägte und bekannte Emissionslinien (H, H bzw. OIII-Linien) zur Analyse hinzugezogen werden. Die Messung der Rotverschiebung aus , d. h. der Differenz zwischen einer bekannten Referenzwellenlänge (aus dem Kalibrierlicht) und der gemessenen Linie, erfolgt aus dem aufgenommenen Spektrum (vgl. Abbildung 5). Obwohl Fehlerquellen (Linienqualität, Rauschen, Ungenauigkeit in der Wellenlängenbestimmung, Ausrüstung) die Geschwindigkeitsbestimmung nur in einem ungefähren Wertebereich zulassen, zeigen die publizierten Ergebnisse eine gute Übereinstimmung mit den Daten der Profiastronomen und unterstreichen die Leistungsfähigkeit amateurspektroskopischer Arbeiten (vgl. Tabelle 1) [13].
Diese kurze Zusammenfassung soll zeigen, dass es möglich ist, mit einer gehobenen Einsteigerausrüstung, viel Spaß und Ehrgeiz, die Faszination an diesem Hobby in einer sternklaren Nacht nachzuempfinden. Nicht zuletzt die spektroskopische Beobachtung und Analyse des Lichts von Galaxien bzw. Quasaren erlaubt es uns in unvergleichbarer Art und Weise, kosmologische Modelle und physikalische Prinzipien in Echtzeit nachzuvollziehen.
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Internet- und Literaturhinweise: [1] T. Hunger et al.: SPEKTRUM, 45,
2013 [2] NASA/ESA/Hubble-Aufnahmen via
www.hubblesite.org Krebsnebel: Bildmaterial vom 09.03.2006, Helixnebel: Bildmaterial vom 16.12.2004 [3] G. A. Gurzadyan: The physics and dynamics of planetary nebulae, Springer-Verlag, Berlin, 1997 [4] G. Wedler: Lehrbuch der Physikalischen Chemie, 4. Aufl., Wiley-VCH, 1997 [5] D. Sablowski: SPEKTRUM, 42, 2012 [6] D. Freudenmann: SPEKTRUM, 44, 2013 [7] P. F. Bernath: Spectra of Atoms and Molecules, 2. Aufl., Oxford University Press, Oxford, 2005 [8] A. Gerhardus, D. Küsters, P. Stinner: Schülerprojekt der Astronomie AG Kopernikus-Gymnasium Wissen, 2009
[9] A. Gerhardus, P. Stinner: SPEKTRUM, 41, 2011
[10] NASA/ESA/Hubble-Aufnahmen via www.hubblesite.org (M 82) bzw. www.spacetelescope.org/images/ potw1346a/(QSO 3C 273) M 82: Bildmaterial vom 24.04. 2006, Quasar 3C 273: Bildmaterial vom 18.10.2013
[11] P. Schneider, P. Simon: Aktive Galaxienkerne, Argelander Institut für Astronomie, Universität zu Bonn
[12] B. M. Peterson: An Introduction to Active Galactic Nuclei, Cambridge University Press, 1997
[13] R. Bähr: SPEKTRUM, 43, 2012 [14] R. J. Bouwens, et al: NATURE,
2011, 469, 504
Tabelle 1: Übersicht der gewonnenen Daten vrad bzw. z der Objekte NGC 7469, NGC 5548 und QSO 3C 273 [13]
Objekt
[mag] NGC 7469
(13) NGC 5548
(13,3) QSO 3C 273
(12,9)
Linie Messung
[nm]
H 667,8 H 493,0
H 664,5 [OIII] 508,5
H 756,6 [OIII] 578,0
vrad Messung [km/s]
5266 4240
3758 4673
45.858 46.315
vrad Literatur [km/s]
4892
5149
47.400
z
0,0176 0,0141 0,0125 0,0156 0,1529 0,1544
zLit. 0,0163 0,0172 0,1580
von Siegfried Hold
Sternspektren vom Typ G, K und M zeigen im violetten Bereich zwei breite, eng benachbarte Linien (Abb. 1). Deren Bezeichnung H (396,8 nm) und K (393,3 nm) sind historisch überliefert und haben weder mit dem chemischen Zeichen von Kalzium noch mit der Temperatur etwas gemein. Joseph von Fraunhofer benannte die Linien im Spektrum beginnend von der roten Seite mit Buchstaben aufsteigend, wobei H und K für ihn die letzten Linien im noch sichtbaren blauvioletten Bereich waren. Dieser Beitrag zeigt interessante Variationen in den Spektren von Sonnenflecken und einiger Sterne vom Spektraltyp M und K. Zu den hier untersuchten Sternen gehören Kochab (K4 III), Beteigeuze (M2 Ib) und Aldebaran (K5 III).
Zu den Herausforderungen stellarer Spektroskopie gehören zum einen die geringe Blauempfindlichkeit der verwendeten CCD-Kameras und zum anderen die Absorption/Streuung der Erdatmosphäre. Idealerweise sollte im Meridian, der höchsten Stellung des Objekts am Himmel, gemessen werden. Dies war bis zum Abgabezeitpunkt des Artikels witterungsbedingt nicht möglich. Deshalb konnten auch nur die hellsten Sterne mit diesem Phänomen vermessen werden. Antares, max. zwölf Grad über dem Horizont, wäre ebenfalls ein Kandidat, ist aber von meinem Beobachtungsort in SüdostÖsterreich nicht möglich. Der blaue Anteil des Spektrums wird durch die Horizontnähe größtenteils aus der Sichtlinie gestreut und ist somit nicht erreichbar. Mehrmalige Versuche mit langen Belichtungszeiten brachten keine verwertbaren Ergebnisse unter 400 Nanometern.
1
Das Spektrum der Sonne im sichtbaren Bereich mit einer Auflösung von 0,21 Å/Pixel. Alle Bilder und Grafiken dieses Beitrags: Siegfried Hold
Spektroskopie
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Spektroskopie
2 Der Schiefspiegler mit angebautem Spektrografen
Aufnahmetechnik Als Lichtsammler dient ein Schiefspiegler mit 300 Millimetern Öffnung (Abb. 2). Zur Lichtdämpfung für Aufnahmen der Sonne ist im Strahlengang ein Strahlteiler 75/25 (Abb. 3) eingebaut. Der Rest wird, je nach Bedarf, mit Dämpfgläsern reduziert. Für Arbeiten in 2. Ordnung wird noch kurz vor dem Spalt ein Filter eingesetzt, um Überlappungen der Ordnungen zu vermeiden. In diesem Fall überlappen die Bereiche H und K in 2. Ordnung mit dem Rotbereich der 1. Ordnung, weshalb ein Blaufilter verwendet wird.
Der Spektrograf Der Spektrograf vom Typ Czerny hat einen Kollimator- und einen Kamera-Spiegel von je 320 Millimetern Brennweite. Es stehen Gitter mit 1200, 1800 oder 2400
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3 Strahlteiler und Spektrograf
Linien pro Millimeter zur Verfügung. Für Aufnahmen der Sonne in diesem Beitrag wurde das 1200-Linien-Gitter in 2. Ordnung verwendet. Die Sternspektren wurden mit dem 2400-Linien-Gitter aufgenommen. Der Eingangsspalt - eine optisch verspiegelte Platte, auf welcher vier Spalte (15, 19, 23 und 35 m) angebracht sind - ist so montiert, dass durch Drehen der gewünschte Spalt in Position gebracht werden kann. Für die Sonne wird der engste Spalt verwendet, da genug Lichtintensität vorhanden ist. Bei Sternen wird entsprechend der Helligkeit und abhängig vom Seeing ein entsprechend größerer Spalt verwendet, damit noch genügend Photonen den Chip der Kamera SBIG 2000 XM erreichen. Bei sehr schlechtem Seeing steht eine Spaltplatte mit 19, 50, 70 und 100 m zur Verfügung. Die Sternspektren in diesem Beitrag wurden mit dem 50-m-Spalt aufgenommen. Die Spaltbreite ist einer der Parameter, welche die Auflösung des Spektrografen bestimmen.
Typische Auflösung Sonne: 0,07 Å/Pixel Typische Auflösung stellar: 0,07 - 0,21 Å/Pixel
Datenreduktion Die Korrektur des Lichtbildes erfolgt wie in der Astrofotografie mit Dark, Bias und Flat. Was in der Spektroskopie hinzukommt, ist die Aufnahme einer Referenzlichtquelle, um das Spektrum in Wel-
4
Spektrum einer Sonnenfleckengruppe am 12.11.2011
Spektroskopie
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5 Links: Ausschnitt aus
Abb. 6, rotes Profil mit Benennung der Erscheinungen in der KalziumLinie.
6 Die drei markierten
Spektrenstreifen aus Abb. 4 - zur besseren Darstellung der Variationen im Zentrum der Kalziumlinien übereinander geplottet.
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Spektroskopie
7 Das Spektrum von Aldebaran mit einer deutlichen Emission im Linienkern.
Darunter eingeblendet ist der Spektralstreifen.
8 Das Spektrum von UMi
lenlänge zu kalibrieren. Hier wird eine Lampe benutzt, welche mit den Gasen Neon und Argon unter niedrigem Druck gefüllt ist. Mit dieser Glimmlampe wird der Spalt vor und nach der Objektaufnahme beleuchtet. Dies ist bei langen Belichtungszeiten erforderlich, um zeitabhängige Effekte wie Durchbiegung und Temperaturtrift bestimmen und eliminie-
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ren zu können. Das bereinigte Bild mit dem Spektralstreifen wird anschließend mit der Freeware Vspec auf ein Profil reduziert, in der auch die Wellenlängenkalibration durchgeführt wird.
Das Spektrum der Sonne Abbildung 4 zeigt eine Aufnahme der Sonne vom 12.11.2011. Der rechte Teil
des Bildes stammt von der Guidingkamera und soll zum besseren Verständnis der Effekte im Spektrum (linker Teil der Abb. 4) dienen. Sonnenflecken auf dem Spalt sind als dunkle horizontale Streifen im Spektrum sichtbar. Positioniert man eine aktive Region auf dem Spalt (Abb. 4 rechts), kann man sehr gut erkennen, dass die CaII-Emissionen nur in aktiven Regionen sichtbar sind.
In Abbildung 5 sind die Komponenten der Kalziumlinie benannt, wobei ,,V" für Violett und ,,R" für Rot stehen. Die tiefe und breite Absorption K1 entsteht in der Photosphäre der Sonne, die Emission K2 etwa tausend Kilometer höher in der wesentlich heißeren Chromosphäre. Am oberen Rand der Chromosphäre entsteht im Zentrum der Emission eine weitere Absorption, K3 genannt. Dieses Phänomen bezeichnet man als Selbstabsorption. Hierbei handelt es sich um komplexe Abläufe, deren Beobachtung für den Amateur lohnenswerte Ergebnisse bringen kann. Die Komponenten K2V und K2R können asymmetrisch zum Linienkern auftreten. Eine Ursache hierfür könnte rasch aufsteigende Materie sein. Dieser Effekt ist allerdings nur bei entsprechend hoher Auflösung messbar.
Aufnahmen wie diese erfordern sehr viel Geduld, da aktive Gebiete nicht leicht auszumachen sind. Ein Fleck ist kein Garant für Emissionen wie in Abbildung 5. Bilder der SOHO-Sonde liefern Hinweise darauf, bei welchem Fleck es sich lohnt, das Spektrum zu vermessen. Letztlich ist aber das Seeing für ein gutes Gelingen entscheidend.
Zur Auswertung nach der Wellenlänge wurden drei Bereiche (siehe Pfeilmarkierung in Abbildung 4) markiert, an denen je zehn Pixel breite Streifen verwendet wurden. Das Ergebnis der drei Profile ist in Abbildung 6 dargestellt. Im kalibrierten Profil lassen sich auch die restlichen Linien zuordnen, was hier nicht weiter untersucht wird.
Die Sternspektren Die Spektren der Sterne (siehe Einführung) weisen je nach Spektraltyp unterschiedliche Variationen im Linienkern auf (Abb. 7-9). Dies ist abhängig von physikalischen Gegebenheiten wie Dichte, Temperatur und Geschwindigkeit. Im
Spektroskopie
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Jahr 1965 entdeckten O. C. Wilson und V. Bappu, dass die Breite von K2 eng mit der absoluten visuellen Helligkeit verknüpft ist. Dies gilt für alle Sterne mit einer Chromosphäre (G, K und M). Dieses Verhältnis zur Bestimmung von Leuchtkraft und Entfernung bezeichnen die Astronomen als ,,Wilson-Bappu-Effekt".
Systematische Untersuchungen über die Intensität und die Variationen der Linien erfordern viele Messungen über einen langen Zeitraum (Monate bis Jahre).
Fazit Messungen an Sonnenflecken und Sternen zeigen eine Vielfalt von Variationen. Die Erarbeitung dieses Berichtes hat mich ermutigt, weitere Messungen - selbst an schwächeren Objekten - durchzuführen. Darüber wird zu einem späteren Zeit-
9 punkt zu berichten sein.
Das Spektrum von Beteigeuze zeigt einen ,,tiefen Kern", K2 ist eher schwach ausgeprägt.
Spektroskopie in Offenen Sternhaufen
von Bernd Hanisch
Bei Offenen Sternhaufen han-
delt es sich um eine Ansamm-
lung von zwanzig bis zu ei-
nigen tausend Sternen, die
ursprünglich aus derselben Mo-
lekülwolke entstanden sind. Die
Eigenbewegungen der Sterne,
gegenseitige Bahnstörungen,
aber auch Zusammenstöße mit
anderen Sternhaufen oder Gas-
wolken führen dazu, dass Offe-
ne Sternhaufen selten älter als
1
einige hundert Millionen Jahre
werden. Sie sind damit, im Ver-
gleich zu den Kugelsternhaufen, relativ
junge Objekte. Offene Sternhaufen sind
für das Verständnis der Sternentstehung
sehr wichtig, da ihre Mitglieder alle in
etwa das gleiche Alter und dieselbe che-
mische Zusammensetzung haben [1].
Somit ist es natürlich interessant, das
Licht der Sterne in Offenen Sternhau-
fen genauer zu untersuchen, diese also
spektroskopisch zu beobachten. Wie dies
im einfachsten Fall geschehen kann und
welche Informationen man prinzipiell
auch als Amateur aus diesen Beobach-
tungen gewinnen kann, soll nachfolgend
Strahlengang im Objektivprismenspektrografen
an den beiden bekannten Offenen Sternhaufen der Plejaden (M 45) und der Praesepe (M 44) dargestellt werden.
Beobachtungstechnik Die einfachste und für die spektroskopische Beobachtung der Sterne in Offenen Sternhaufen gut geeignete Technik ist die Objektivprismenspektroskopie. Dabei wird direkt vor das Fernrohrobjektiv ein Prisma gesetzt, welches das Sternlicht in sein Spektrum zerlegt. Im Fokus der Fernrohroptik befindet sich dann eine CCD-Kamera oder ein Fotoapparat zur
Detektion des Spektrums. Der Strahlengang in einem solchen Objektivprismenspektrografen ist in Abbildung 1 dargestellt.
Ein Vorteil dieser Aufnahmetechnik besteht u. a. darin, dass auf einer Aufnahme die Spektren mehrerer Sterne eines Haufens abgebildet werden, wodurch z. B. eine schnelle Grobklassifizierung der Spektraltypen ermöglicht wird. Von Nachteil ist allerdings die teilweise Überlappung der Spektren (siehe auch Abb. 5). Die in diesem Beitrag dargestellten
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Spektroskopie
2 Plejaden mit Objektivprisma 5 Grad SF2.
3 Spektren heller Plejaden-Sterne mit Prisma 45 Grad BK2.
Spektren wurden mit einem Zeiss-Meniscas 180/1800 mit wahlweise zwei Objektivprismen (5 Grad SF2, Durchmesser 205 mm bzw. 45 Grad BK2, Kantenlänge 110 x 110 mm) sowie einer Digitalkamera EOS 20 D von Canon aufgenommen. Die Großbuchstaben SF und BK kennzeichnen die Glassorten Schwerflint bzw. Borkron, die an-
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gegebenen Gradzahlen den brechenden Winkel des Prismas.
Beobachtungsergebnisse und Diskussion Einige mit der o. g. Aufnahmetechnik erhaltenen Spektralaufnahmen der Offenen Sternhaufen der Plejaden (M 45)
und der Krippe (Praesepe, M 44) zeigen die nachfolgenden Abbildungen 2-5 (zunehmende Rektaszension der Sterne von oben nach unten).
Zunächst kann man sich im Rahmen der Interpretation derartiger Beobachtungen einen groben Überblick über die Spektralklasse der zu den Sternhaufen gehörenden helleren Sterne verschaffen. Dies kann z. B. durch einen Vergleich mit sogenannten Standardsternen für bestimmte Spektralklassen geschehen. Abbildung 6 gibt einen Überblick über die Spektren der Hauptspektralklassen O, B, A, F, G, K und M. Während in den Spektralklassen B, A und F die Balmerlinien des Wasserstoffs wie z. B. H bei 4861 Ångström oder H bei 4340 Ångström dominieren, treten bei den späteren Spektralklassen (den kühleren Sternen) zunehmend viele Metalllinien und ab der Spektralklasse M auch dunkle Molekülbanden des Titanoxids hervor.
Weiterhin ist es auch mit den Mitteln der Objektivprismenspektroskopie möglich, eine grobe Orientierung über die Leuchtkraftklasse der Sterne zu erlangen. Dies sei hier am Vergleich der Spektren von Wega und Deneb, die beide nicht zu den hier diskutierten Offenen Sternhaufen gehören, mit Abbildung 7 verdeutlicht.
Dargestellt sind die Spektren zweier Sterne der Spektralklasse A mit etwa der gleichen Oberflächentemperatur von ca. 10.000 Kelvin bzw. 9.000 Kelvin. Während beim Hauptreihenstern Wega (Leuchtkraftklasse V) die Balmerlinien des Wasserstoffs durch den größeren Photosphärendruck stark verbreitert sind, zeigt der Riesenstern Deneb (Leuchtkraftklasse I) bei dem aufgrund des großen Durchmessers vorhandenen geringeren Photosphärendruck sehr scharfe Linien. Die ebenfalls sehr scharfe CaII-Linie bei Wega stammt nicht von der Sternatmosphäre, sondern ist als interstellare Linie anzusehen.
Ist ein Stern eines Offenen Sternhaufens hinsichtlich Spektral- und Leuchtkraftklasse spezifiziert, kann seine Position im Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) bestimmt werden. Damit können unter Berücksichtigung der Theorie der Sternentwicklung z. B. Aussagen über das Alter der Offenen Sternhaufen getrof-
Spektroskopie
35
fen werden. Denn es gilt folgende Regel: Kurz nach der Entstehung eines Offenen Sternhaufens aus einer Molekülwolke ist zunächst die gesamte Hauptreihe mit Sternen aller Massen besetzt. Da sich aber die massereichen Sterne schneller (von der Hauptreihe weg, hin zu den Überriesen und Riesen) entwickeln als massearme, verschwindet die Hauptreihe in einem Offenen Sternhaufen langsam von oben (links) her. Somit ist im HRD bei Offenen Sternhaufen genau der Punkt interessant, an dem die Hauptreihe nach oben abknickt, also ab dem keine heißeren Hauptreihensterne mehr vorhanden sind. Je jünger ein Offener Sternhaufen also ist, desto weiter links (bei früheren) Spektralklassen oder kleineren Farbindizes wird dieser Punkt zu finden sein. Abbildung 8 verdeutlicht diesen Zusammenhang.
Für die Plejaden ergibt sich aus der Analyse ihrer Spektren ein Alter von etwa 100 Millionen Jahren [4]. Hier handelt es sich also um ein relativ junges Objekt. Es gibt in diesem Sternhaufen keine helleren Hauptreihensterne, die heißer als Spektralklasse B 6 sind oder anders gesagt, eine höhere Oberflächentemperatur als ca. 14.000 Kelvin oder noch anders formuliert, einen Farbindex B-V < - 0,2 haben. Der Farbindex B-V bezeichnet dabei die Differenz zwischen der Blauhelligkeit B eines Sterns bei 4500 Ångström und der visuellen Helligkeit V bei 5480 Ångström. In Tabelle 1 sind die scheinbaren visuellen und Blauhelligkeiten, die Farbindizes B-V sowie die Spektral- und Leuchtkraftklassen für die hellsten Sterne des Offenen Sternhaufens M 45 dargestellt. Die Angaben sind der Quelle [2] entnommen.
Einige Sterne der Plejaden enthalten Spektrallinien in Emission, wie z. B. die H-Linie des Wasserstoffes bei 17 Tau, 23 Tau oder 28 Tau, siehe Abbildung 9. Dass im Gegensatz zu 27 Tau, bei dem die H-Linie bei 6563 Ångström als dunkle Absorptionslinie erscheint, bei 28 Tau die H-Linie als helle Emissionslinie hervortritt, erklärt sich aus der Existenz einer den Stern umgebenden Gashülle, in der diese Emissionslinie entsteht.
Für den Offenen Sternhaufen der Praesepe (M 44) liegt der Punkt, an dem die Hauptreihe nach oben abknickt im Ver-
4 Praesepe mit Objektivprisma 5 Grad SF2.
5 Spektren heller Praesepe-Sterne mit Prisma 45 Grad BK2.
gleich zu den Plejaden im HRD deutlich weiter rechts. Ferner ist bei diesem Sternhaufen der Bereich der Riesensterne im Spektralbereich etwa von G7 bis K2 mit einigen Sternen besetzt, siehe Abbildung 8. Ein Beispiel dafür ist der Stern 39 Cnc mit einem sichtbaren Unterschied im Spektrum im Vergleich zu 40 Cnc,
wie etwa die Stärke der H-Linie zeigt, siehe Abbildung 5. Dies bedeutet, dass bei Praesepe auch schon Sterne, die heißer sind als Spektralklasse A5 bzw. mit höherer Oberflächentemperatur als ca. 8500 Kelvin oder eben mit einem Farbindex B-V von weniger als ca. + 0,2 die Hauptreihe verlassen haben. Gemeinsam
VdS-Journal Nr. 53
36
Spektroskopie
7
Klassifizierung der Leuchtkraftklasse am Beispiel von Wega (oben) und Deneb (unten), aufgenommen mit dem oben beschriebenen Meniscas 180/1800 mit 45 Grad -Prisma auf Film KODAK TAX 400.
8
Farben-Helligkeits-Diagramm der Offenen Sternhaufen M 44
(Praesepe) und M 45 (Plejaden) VdS-Journal Nr. 53
6
Sternspektren der Hauptspektraltypen im blauen und grünen Bereich, Aufnahme mit Meniscas 180/1800 und Objektivprisma 45 Grad BK2.
mit der Beobachtung von deutlich kühleren Riesensternen der Spektralklassen G8-K0, wie z. B. 39 CnC, 1254 oder S571, ist dies ein Indiz dafür, dass Praesepe deutlich älter sein muss, als die Plejaden. Tatsächlich wird das Alter von M 44 auf etwa 600-700 Millionen Jahre bestimmt [3]. Tabelle 2 stellt die scheinbaren visuellen und Blauhelligkeiten, die Farbindizes B-V sowie die Spektral- und Leuchtkraftklassen für die hellsten Sterne des Offenen Sternhaufens M 44 dar. Die Angaben sind ebenfalls der Quelle [2] entnommen.
Einer Erklärung bedarf abschließend noch das Spektrum des Sterns 40 Cnc, der verglichen mit Sternen derselben Leuchtkraftklasse als Hauptreihenstern der Spektralklasse A1 eigentlich etwas zu heiß für diesen Offenen Sternhaufen ist. Solche Sterne werden in der Literatur als sogenannte blaue Nachzügler oder ,,blue stragglers" bezeichnet. Als Ursache für diese Überhitzung wird für 40 Cnc eine Kollision von zwei Sternen geringer Masse diskutiert [5].
37
9 Spektren der Plejadensterne 27 Tau
(oben) und 28 Tau (unten), mit der H-Linie in Emission bei 28 Tau
Die in diesem Artikel dargestellten Sachverhalte sollen als Anregung zur Spektroskopie der Sterne in Offenen Sternhaufen dienen. Auch wenn nicht alle der dargestellten Erkenntnisse aus den hier gezeigten Objektivprismenspektren unmittelbar ableitbar sind, lohnt sich auch für den Amateur die Mühe, zumal qualitativ höherwertige Spektrografen weitere Möglichkeiten eröffnen.
Internet- und Literaturhinweise: [1] http://de.wikipedia.org/wiki/
Offener_Sternhaufen [2] http://simbak.cfa.harvard.edu/
simbad/sim-fid [3] http://en.wikipedia.org/wiki/
Beehive_cluster [4] James B. Kaler: Die physikalische
Welt der kosmischen Sonnen, Spektrum Akademischer Verlag, 2000 [5] www.starobserver.eu/openclusters/ m44.html
Tabelle 1: Scheinbare Helligkeiten B (blau) und V (visuell), Farbindizes B-V und Spektrum heller Sterne im
Offenen Sternhaufen der Plejaden (M 45) nach [2]
Stern
Scheinbare Helligkeit (V) mag
Scheinbare Helligkeit (B) mag
Farbindex B-V mag
Spektrum
16 Tau
5,45
5,41
-0,04
B7 IV
17 Tau
3,71
3,61
-0,10
B6 IIIe
18 Tau
5,65
5,59
-0,06
B8 V
19 Tau
4,29
4,20
-0,09
B6 IV
20 Tau
3,87
3,81
-0,06
B8 III
21 Tau
5,76
5,73
-0,03
B8 V
22 Tau
6,43
6,42
-0,01
AO Vn
23 Tau
4,16
4,11
-0,05
B6 IVe
25 Tau
2,87
2,81
-0,06
B7 III
27 Tau
3,62
3,54
-0,08
B8 III
28 Tau
5,05
4,97
-0,08
B8 Vne
Tabelle 2: Scheinbare Helligkeiten B (blau) und V (visuell), Farbindizes B-V und Spektrum heller Sterne in M 44 (Praesepe) nach [2]
Stern
Scheinbare Helligkeit (V) mag
Scheinbare Helligkeit (B) mag
Farbindex B-V mag
Spektrum
HD 73575 (38 CNc) 6,66
6,88
0,22
F0 III
HD 73574
7,75
7,93
0,18
A5 V
HD 73598 (S 571)
6,60
7,53
0,93
K0 III
HD 73618 ( 584)
7,30
7,49
0,19
Am
HD 73619
7,52
7,76
0,24
Am
HD 73665 (39 Cnc) 6,38
7,35
0,97
G8 III
HD 73666 (40 Cnc) 6,61
6,62
0,01
A1 V
HD73709 (S 572)
7,68
7,87
0,19
F2 III
HD 73710 ( 1254)
6,39
7,41
1,02
G9 III
HD 73712
6,78
7,04
0,26
A9 V
HD 73731 ( Cnc)
6,29
6,46
0,17
A5m
HD 73785 (42 Cnc) 6,83
7,04
0,21
A9 III
VdS-Journal Nr. 53
38
Spektroskopie
Erweiterung auf einen Spaltspektrografen - ein Prototyp
von Gerhard Hauke
Als ich gegen Ende des vorletzten Jahres auf die Baubeschreibung für einen preisgünstigen Einsteiger-Spektrografen von Daniel Sablowski [1] stieß, beschloss ich sofort, ihn nachzubauen. Eine Beschreibung des ,,MiniSpec" findet sich im FGJournal Nr. 42, ladbar von der Homepage der FG [2].
Siegfried Hold, der sich schon länger intensiv mit der Spektroskopie befasst, gab mir etliche Anregungen für eine Erweiterung des MiniSpec-Konzepts zu einem Spaltspektrografen. Da ich die Grundkonstruktion des Minis weiter verwenden wollte, ergab sich als erste, naheliegende Möglichkeit das Andocken eines zweiten, ebenso stabilen Gehäuses wie das, welches Daniel in der ersten Version verwendet hatte.
Das Konzept für die Erweiterung sah die Verwendung eines Vierfach-Spalt-Plättchens der Firma Shelyak und Autoguiding (optische Spaltüberwachung und Teleskopsteuerung) mittels der empfindlichen Lodestar-Kamera von Starlight XPress direkt an der Spaltkammer vor.
In den Abbildungen 1 und 2 sind das Grundgehäuse und das Erweiterungsmodul für den Spalt gezeigt.
Das zweite Gehäuse konnte ich an das Grundgehäuse nicht anschrauben und so
1 Gehäuse der Spaltbeobachtungseinheit mit Teleskopadapter und Guiding-Kamera-
Anschluss, links der Mini-Spektrograf
verwendete ich für die Verbindung einen Zweikomponentenkleber.
Als etwas heikel gestaltete sich die Befestigung der empfindlichen Spaltplatte, die so angebracht werden musste, dass sie abgenommen und gedreht werden konnte, um auch die anderen drei Spaltbreiten nutzen zu können. Die quadratische Platte verfügt über je einen Spalt an den Kanten mit 15, 19, 23 und 35 Mikro-
meter Spaltbreite. Abbildung 3 zeigt die schließlich verwendete Konstruktion des Spaltträgers.
Die Halteklammern habe ich etwas einfacher gestaltet und nur zwei Klammern aus dünnem Aluminiumblech mit aufgeklebten Korkplättchen verwendet.
Um eine Spaltüberwachung mittels Kamera realisieren zu können, musste der
2 Konstruktionszeichnungen für den Spaltträger
VdS-Journal Nr. 53
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4 Blick in die Spaltbeobachtungseinheit
spiegelnde Spalt mit Halterung leicht schräg befestigt werden. Siegfried Hold hat einen Winkel von etwa 16 Grad errechnet. Ein Aluminium-Vierkantrohr, frontseitig auf den errechneten Wert abgeschrägt, erfüllte diesen Zweck und war ideal für den Durchtritt des Lichts zur Gitter-Kammer. (Abb. 4).
Mittels Umlenkspiegel war zwar so eine optische Spaltüberwachung gegeben, nur
passte
das
zuerst
eingesetzte
Kameraobjektiv
hinsichtlich
seiner
Brennweite
RZ_Astronomie-de.indd
noch
1
nicht. Für die Lodestar gut geeignet erwies sich schließlich ein Achromat der Firma
Thorlabs mit 19 Millimeter Brennweite und einem Durchmesser von 12,7 Milli-
metern, montiert in der Verlängerungshülse zur Aufnahme der Lodestar-Kamera
(Abb. 5).
Obwohl nun bei Tageslicht der Spalt sehr schön über die Kamera zu sehen war, stellte sich bei den ersten Versuchen am Teleskop heraus, dass ein Guiding ohne Spaltbeleuchtung als Einstellhilfe unmöglich war. Dieses Problem löste ich, indem ich im Gitter-Raum des Spektrografen knapp neben dem Spalt eine Leuchtdiode
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13.03.2012 1
40
Spektroskopie
5 Blick in die Autoguidingkamera-Anschlusshülse mit dem Achromaten
zur Spaltabbildung
6 Spektrografenbox mit Leuchtdiode (rechts) zur Hinterleuchtung des Spalts
befestigte, die ich mit Hilfe meiner 12VVerteilerbox dimmbar machte. Der obligatorische Vorwiderstand für die LED (in diesem Fall: 560 Ohm) wurde direkt daneben an die Gehäusewand geklebt.
In Abbildung 6 ist rechts gut zu erkennen, dass die Kollimatorlinse in einem Gewindestück montiert, fein justierbar und mit einer Kunststoffschraube fixierbar eingesetzt wurde.
Die verwendete Elektroverteilerbox ist in Abbildung 7 zu sehen. Hier ist das Versorgungskabel für die LED angeschlossen. Ihre Helligkeit kann über ein Poti eingestellt werden. Mit dem Schalter kann die Spaltbeleuchtung nach dem Justieren des Sterns auf dem Spalt ausgeschaltet werden.
Auf diese Art gestaltet sich die Positionierung des zu analysierenden Sterns auf dem Spalt recht einfach.
Noch nicht gut gelöst ist die Gestaltung des Gesamtgehäuses und die Verwendung eines 1,25,,-Stutzens für den Okularauszug. Ferner würde ich gerne anstatt der Mikrometerschraube einen Schrittmotorantrieb mit µC-Auswertung der gefahrenen Wegstrecke einsetzen, doch zu dem Zweck möchte ich den gesamten Spektrografen neu aufbauen.
Internet- und Literaturhinweise: [1] Internetseite von Daniel Sablowski:
http://hobbysternwarte-ploesen. de.tl/ [2] http://spektroskopie.fg-vds.de/
7 Elektroverteilerbox für die Steuerung und Helligkeitsanpassung der Spalthinter-
leuchtung mittels einer LED
VdS-Journal Nr. 53
Spektroskopie
41
Spektrografen-Selbstbau mit Leichtbau-Werkstof fen
von Sander Slijkhuis
Kommerzielle Spektrografen sind nicht gerade billig und meistens für eine bestimmte Anwendung optimiert. Selbstbau bietet eine gute Gelegenheit, für weniger Geld genau das Gerät zu bekommen, das man haben möchte. Außerdem hat man die Möglichkeit, das Design so flexibel zu gestalten, dass eine Änderung der Spektrografeneigenschaften (z. B. die Auflösung) ohne allzu viel Aufwand möglich bleibt.
Selbstbau erfordert weder besonders großes handwerkliches Geschick, noch eine professionelle Werkstatt. Meine elektrischen Werkzeuge beschränken sich auf eine Handbohrmaschine auf Bohrständer (notwendig) und eine elektrische Laubsäge (Luxus). Handwerkliches Ungeschick bzw. mangelnde Präzision kann man dadurch kompensieren, dass man ein Spektrografendesign mit möglichst großen Toleranzen wählt. Sobald der Spektrograf einen Spalt mit Nachführeinheit haben soll (welche einigen Platz braucht) oder eine höhere Auflösung gewünscht ist, sorgt die Notwendigkeit von größeren Toleranzen dafür, dass das Spektrografengehäuse schnell relativ groß wird. Es wird dann problematisch, die nötige Steifheit zu bekommen, ohne dass das Gewicht exzessiv zunimmt. Holz hat zwar ein relativ günstiges Verhältnis von Gewicht zu Steifheit, verzieht sich aber schnell und ist daher weniger geeignet für große Flächen. Moderne Leichtbauwerkstoffe aus Aluminium oder Verbundmaterialien bieten hier eine bessere Lösung, sind allerdings etwas schwieriger zu verarbeiten.
Spektrografendesign: ,,bigger is better" Ein wenig Mathematik zeigt, wieso bei zunehmender Teleskopöffnung ein optimal ausgeleuchteter Spektrograf gerne mal an Umfang zunimmt. Die Größe des Spektrografen hängt maßgeblich von den Brennweiten von Kamera und Kollimator ab (Abb.1). Das optimale Design wird von vielen, zusammenhängenden Parametern bestimmt. Eine vollständi-
1 Optische Elemente eines klassischen Gitterspektrografen. Die divergenten Lichtbündel
aus dem Teleskop werden vom Kollimator parallelisiert und nach Dispersion von der Kameralinse auf dem CCD fokussiert.
ge Beschreibung findet sich auf meiner Homepage [1]. Die benötigten Brennweiten hängen vorwiegend von der Brennweite des Teleskops, von der gewünschten spektralen Auflösung und von der Pixelgröße des CCD-Chips ab.
Ein Rechenbeispiel zu meinem SMAGSSpektrografen [1] an einem C9-Teleskop verdeutlicht diesen Zusammenhang. Das Design ist angelehnt an den MERISSpektrografen von Christian Buil [2]. SMAGS kann für mehrere Auflösungen konfiguriert werden. Für die niedrige Auflösung benutze ich ein 30 Millimeter großes Gitter von Edmund Scientific mit 600 Linien pro Millimeter. Mit einer Kameralinse von 85 Millimeter Brennweite reicht das Spektrum von ca. 425 bis 670 Nanometer. Es beinhaltet damit das für die spektrale Klassifikation wichtige GBand sowie H (Abb. 4). Wellenlängen unterhalb von 420 Nanometer betrachte ich als weniger sinnvoll wegen der hier geringen CCD-Quanten-Effizienz und der abnehmenden Gittereffizienz. Die Pixelg röße des CCD beträgt neun Micron. Für eine optimale Auflösung soll der 50 Micron breite Spalt auf ca. zwei Pixel abgebildet werden (zwei Pixel sind eigentlich zu wenig, um ,,undersampling" vorzubeugen, dies ist aber vertretbar solange das Signal-Rausch-Verhältnis nicht hoch sein soll [3]). Der Vergrößerungsfaktor der Spaltabbildung ist fcam / fcol (Symbole
siehe Abb. 1). Deshalb hat der Kollimator (ein 50-mm-Achromat von Thorlabs) eine Brennweite von 200 Millimetern. Die Länge des optischen Wegs ist damit beträchtlich: sechs Zentimeter für Spalt und Nachführeinheit, 20 Zentimeter vom Spalt zum Kollimator, 15 Zentimeter vom Spalt zum Reflektionsgitter; ab hier geht der Lichtweg wieder zurück. Zudem kommen noch zehn Zentimeter für einen integrierten Klappspiegel hinzu, insgesamt also 51 Zentimeter. Deshalb wird zwischen Spalt und Kollimator der Lichtweg mittels eines zusätzlichen Spiegels gefaltet, so dass der Lichtweg vom Teleskop zur Kamera die Form eines Z hat (siehe Abb. 2). Die Bodenplatte des Spektrografen misst damit 35 mal 27 Zentimeter (ein paar Zentimeter sind extra eingeplant, damit optional ein längerer Kollimator eingebaut werden kann).
Für eine kürzere Bauweise bräuchte man einen engeren Spalt oder einen kleineren Kollimator samt Kamera oder einen kleineren Abstand zwischen Kollimator und Gitter. Aber jede von diesen Alternativen verringert die Lichtausbeute. Am C9 mit 2350 Millimetern Teleskopbrennweite entspricht ein 50 Micron breiter Spalt 4,4 Bogensekunden. Hat das Seeingscheibchen eine Halbwertsbreite von 4,4", blockt der Spalt immerhin noch 24 % des Lichts; bei einem mittlerem Seeing von 3,2" (eher selten am C9 bei Langzeitbelichtungen
VdS-Journal Nr. 53
42
Spektroskopie
von 10-15 Minuten) würde der Spalt noch 5 % abblocken. Ein ,,focal reducer" am C9 würde einen engeren Spalt erlauben, aber ein schnelleres Öffnungsverhältnis reduziert die Toleranzen stark, und der Backfokus wird sehr eng. Eine Reduzierung der Kamerabrennweite bräuchte ein Gitter mit höherer Liniend ichte, aber dies hätte eine geringere spektrale Bandbreite (die Effizienz wäre an den Spektrumrändern deutlich geringer), und viel mehr als 1800 Linien pro Millimeter sind für einen klassischen Spektrografen nicht möglich, weil der Einfallswinkel auf dem Gitter zu groß wird. Eine Reduzierung des Abstands zwischen Gitter und Kollimator erfordert engere Toleranzen und/ oder einen größeren Austrittswinkel am Gitter, was die Effizienz ebenfalls reduzieren würde.
Konstruktion mittels Alu-Wabenplatten Kommerzielle Spektrografengehäuse sind meist aus gefaltetem Metallblech hergestellt. Dies ist aber schwer selbst herzu-
stellen, zumal bei einem größeren Kasten auch eine ausreichende Steifheit erzielt werden muss. Wabenplatten aus Aluminium bieten eine hervorragende Steifheit bei geringem Gewicht. Der Nachteil ist, dass kleinere Mengen davon schwer zu bekommen sind (Platten im Großhandelsformat sind riesig und teuer), und anders als bei Holz oder gefaltetem Blech können die Seiten nicht verschraubt werden (die Wabe selber ist papierdünn). Nur die Oberflächenplatten erlauben Verschraubungen (da auch diese relativ dünn sind, braucht man immer breite Unterlegscheiben damit die Platte nicht eindellt). Man braucht daher ein Design, bei dem die Seiten möglichst geringer Belastung ausgesetzt sind, ansonsten müssen andere Materialien die Kräfte übernehmen.
Bei meinen Spektrografen hat sich folgende Konstruktion bewährt: Eine 15 Millimeter starke ALUCORE-Platte bildet eine selbsttragende optische Bank, auf der alle Optiken samt Kamera montiert sind (mit Ausnahme der Nachführkamera). Der Rest vom Spektrografengehäuse
dient hauptsächlich dazu, diese Bodenplatte fest mit dem Teleskop zu verbinden und den Kasten lichtdicht zu bekommen. Auch die Frontplatte, an dem der Flansch mit T2-Gewinde zum Teleskop befestigt ist (ein von Gerd Neumann modifizierter Deckel des T2-Filterschiebers), ist aus 15 Millimeter dickem ALUCORE. Befestigt wird diese an der Bodenplatte mittels außerhalb angebrachter Buchenholzklötze (Bild 3). Auch der (abnehmbare) Deckel wird mit solchen Holzklötzen an der Frontplatte befestigt. Die übrigen drei Seiten vom Kasten dienen dann hauptsächlich nur noch der Verbindung von Bodenplatte und Deckel zu einer biegesteifen Sandwichkonstruktion - sie sind keinen großen Kräften ausgesetzt. Die Hinterseite ist festgeschraubt, die zwei anderen Seiten haben teilweise eine abnehmbare Alublech-Abdeckung, die Zugang zum Spalt oder zur drehbaren Gitterhalterung bietet.
Trotz einer Gesamtoberfläche von ca. 3300 Quadratzentimetern hat der SMAGS-Kasten ein Gewicht von ,,nur" 2,8 Kilogramm.
2 Der SMAGS-Spektrograf. Der Spalt ist unten in der Mitte neben dem Kollimator, das Gitter links oben.
VdS-Journal Nr. 53
Spektroskopie
43
Das Gesamtgewicht, inklusive Optik(-halterungen) und Kameras, beträgt immerhin knapp sieben Kilogramm.
Der Spektrograf wird mittels einer 2"Steckverbindung am Teleskop (an einem Baader Clicklock) befestigt. Weil er nicht um die optische Achse ausbalanciert ist, verdreht er sich leicht. Deshalb wird er noch mit zwei Schrauben an der verlängerten Prismenschiene des Teleskops gesichert.
Weitere Details Ich bevorzuge eine fest an der Bodenplatte montierte Kamera. Als Kameralinse dient ein Kleinbildobjektiv, das mit der Kamera verschraubt wird. Dies hat manche Vorteile: die optische Qualität ist gut, die Zentrierung der Linse ist perfekt, das Objektiv (die Brennweite) ist einfach auszuwechseln und die Fokussierung ist sehr einfach. Ein Nachteil ist aber, dass die Objektivlänge vom Fokuspunkt abhängt. Deshalb kann das Objektiv nicht fest an der Spektrografenwand befestigt werden, was ein Problem mit Streulicht verursacht. Mittels einer mehrfachen Lichtfalle (Labyrinth) wird das Problem aber stark reduziert.
Eine saubere Abbildung des Spektrums ist nur dann möglich, wenn die Optik gut ausgerichtet ist; d. h. dass die optische Achse vom Teleskop durch den Spalt durch das Zentrum der Linsen gehen muss und dass die Linsen genau senkrecht zum Lichtweg stehen. Ein Prüflaser, der fest auf der optischen Achse befestigt wird, ist daher ein Muss. Auch deshalb habe ich den Spektrografen mittels eines
3 Querschnitt durch mein aus Aluminiumwaben aufgebautes Spektrografengehäuse
(Konstruktionsprinzip)
T2-Adapters am Teleskop befestigt: Am T2-Gewinde kann statt des Teleskops ein 1,25"-Adapter für den Laser befestigt werden. Die genaue Prozedur zum Ausrichten und Fokussieren findet sich auf der SMAGS-Homepage [1]. Toleranzen spielen hier eine große Rolle: Bei der Kollimatorlänge des SMAGS hat man für ein f/10-Lichtbündel eine Zentriertoleranz von bis zu einem Millimeter. Bei f/5 wäre dies deutlich weniger. Für Selbstbauer sollten Genauigkeiten von einem Millimeter machbar sein, außerdem ist es sinnvoll, die Montage der Optik immer so gestalten, dass noch eine Feinjustierung möglich ist.
Abbildung 4 belegt die gute Justierung der Optik. Der voll ausgeleuchtete Spalt wird fast ohne Krümmung (,,smile") abgebildet, was die Symmetrie um die optische Achse verrät. Der punktförmige
Stern wird ohne Astigmatismus scharf in Dispersionsrichtung und senkrecht darauf fokussiert.
Internet- und Literaturhinweise: [1] Meine Homepage, http://sunken-
mill-observatory.jimdo.com [2] C. Buil: www.astrosurf.com/buil/
spectrographs.htm, "MERIS spectrograph" [3] S. Slijkhuis: Spektrum 43, S. 21, Hrsg. Pollmann (2012) http:// astrospectroscopy.de, ,,Magazine"
4 SMAGS-Spektren; oben: Abendhimmel bei voll ausgeleuchtetem Spalt; unten: der Spektrumstreifen des symbiotischen Sterns CH Cygni
VdS-Journal Nr. 53
44
Spektroskopie
Amateur-Astrospektroskopie mit einem Laborgitterspektrografen
von Ulrich Waldschlaeger
Einleitung Es war etwa Ende 2010, als ich nach langer Pause mit 49 Jahren wieder den Einstieg in die aktive Amateurastronomie fand. Relativ schnell wuchs in mir dann das Bedürfnis, mich stärker der wissenschaftlichen Seite dieses Hobbys zuzuwenden. Da ich beruflich als Physiker im Gerätebau (Röntgenspektroskopie) tätig bin, war der Weg zur Astrospektroskopie schnell gefunden. Die Entscheidung für die Art meines Einstiegs in die Spektroskopie wurde dann durch den Sachverhalt geprägt, dass ich Anfang der 1990er-Jahre bei einer Betriebsauflösung im Bereich der neuen Bundesländer einen Laborgitterspektrografen OVA 284 erworben hatte. Die etwas gewagte Ausgangsidee bestand also in der Kopplung eines professionellen Spektrografen an mein 10,, SCT LX200. Dass aus der Idee relativ schnell Realität wurde, ist vor allem auch den vielen hilfreichen Informationen im Forum der Fachgruppe Spektroskopie zu verdanken. Insbesondere die dort beschriebenen Lösungen und Erfahrungen bei der Faserkopplung von Spektrografen an ein Teleskop, bestärkten mich in dem Entschluss, eine solche Lösung für mein System in Angriff zu nehmen.
1 Hauptkomponenten des Spektrografen OVA 284 in der Draufsicht
Vielkanal-Analysator". Der Spektrograf wurde in den 1980er-Jahren vom Zentralinstitut für Optik und Spektroskopie (ZOS) der Akademie der Wissenschaften der DDR entwickelt und später vom Zentralen Wissenschaftlichen Gerätebau
(ZWG) der Akademie in Serie gebaut. Der OVA 284 ist ein klassischer f/10-CzernyTurner-Spektrograf mit rechtwinkligem Ein- und Austritt an den Seiten. Zu den Besonderheiten des Instruments gehört ein Revolver, mit dem man zwi-
Der Laborgitterspektrograf OVA 284 Abbildung 1 zeigt den von mir für die Astrospektroskopie modifizierten Spektrografen mit abgenommenem Deckel. Die Abkürzung OVA steht für ,,Optischer
2 Klappspiegel am Spektrografen-
deckel, links oben der Spot auf der CCD bei Verwendung des Spiegels
VdS-Journal Nr. 53
3 Auflösungsvermögen R in Abhängigkeit von der Spaltbreite für die drei Gitter des
OVA 284 in Verbindung mit der CCD-Kamera STF 8300
Spektroskopie
45
4 Schematische Darstellung
des Fiberports
6 Fiberport mit Strahlteiler,
Beobachtungskamera, OAG, Guider-CCD und Focal Reducer
schen zwei Gittern wechseln kann. Der OVA 284 verfügt insgesamt über drei Gitter (50 x 50 mm2) mit 300, 600 und 1200 Linien pro Millimeter, die über einen Klippmechanismus relativ einfach ausgewechselt werden können. Um den Spektrografen für die Astrospektroskopie nutzbar zu machen, wurden eine Reihe kleinerer Modifikationen vorgenommen. Zuerst entstand mit Hilfe einer ausgedienten Kondensoraufnahme eines alten Lichtmikroskops ein justierbarer Fiberport am stufenlos verstellbaren Eintrittsspalt des Spektrografen. Diese Vorrichtung ermöglicht es, den Faserkern des Lichtleiters präzise auf die Mitte
5 Sirius-Kuppel mit Teleskop und Spektrometer
des Spalts zu positionieren. Im zweiten Schritt wurde ein Klappspiegel so in den Deckel des Systems integriert, dass man ihn bei Bedarf vor das Gitter schwenken kann (s. Abb. 2). In dieser Position des Spiegels wird die dispersive Wirkung des Gitters abgeschaltet und das Licht aus dem Lichtleiter spektral unverändert auf einen deutlich kleineren Bereich des CCD-Chips abgebildet als mit Gitter. Mit diesem Spot (Abb. 2 links oben eingeblendet) ergibt sich insbesondere für lichtschwache Objekte eine wesentlich einfachere Kontrolle aller Einflussfaktoren auf die Photonenausbeute wie Faserpositionierung, Fokussierung, Guiding und Belichtungszeit. Für die Erfassung der Spektren am Ausgang des Gerätes wird eine monochrome, peltiergekühlte Astro-CCD-Kamera STF 8300M mit KAF8300-Chip benutzt.
Spektroskopische Leistungsparameter des OVA 284 Vor dem eigentlichen Einsatz des Spektrografen in der Astrospektroskopie erfolgte die Bestimmung des spektralen Auflösungsvermögens für die verschiedenen Gitter und Spaltbreiten. Dazu wurde mit einem 50-µm-Quarzlichtleiter das Licht einer Starterglimmlampe ,,Relco SC480" [1] am Spalt des OVA 284 eingekoppelt. Die Datenerfassung und Vorverarbeitung erfolgte mit dem Programm Astroart 5.0, die Datenreduktion und Parameterbestimmung mit dem Programm Vspec in der Version 4.1.4. In Abbildung 3 ist das spektrale Auflösungsvermögen R für die Ne-Linie 6506,53 Ångström in
Abhängigkeit der Spaltbreite für die drei Gitter des OVA 284 grafisch dargestellt.
Faseranbindung am Teleskop Eine besondere Herausforderung stellt die Positionierung der Lichtleitfaser in die Fokalebene des Teleskops dar. Dieser sogenannte Fiberport muss gleichzeitig mehrere Funktionen erfüllen, die sich dabei aber gegenseitig etwas im Wege stehen. Auf der einen Seite braucht man die Bildinformation über den ausgewählten Himmelsabschnitt, um sich orientieren und die Teleskoppositionierung kontrollieren zu können. Andererseits muss aber der ausgewählte Stern in der Fokalebene präzise auf den Faserkern positioniert werden.
Für diese Aufgabe gibt es eine Vielzahl von Gestaltungsvarianten ([2], [3]) die verschiedene Vor- und Nachteile besitzen. In Abbildung 4 ist eine schematische Darstellung des derzeit verwendeten Fiberports gezeigt. Bei dieser Bauform wird das Faserende über einen aus einem Mikroskop-Deckgläschen bestehenden Strahlteiler senkrecht mit einer CCDKamera Watec120N+ beobachtet. Die beiden Reflexionsanteile an den Grenzflächen der Glasplatte reichen für eine komfortable Abbildung vollkommen aus, während sich gleichzeitig die Verluste für das Sternlicht auf dem Weg zur Faser in Grenzen halten. In dieser Anordnung kann man auf der polierten Oberfläche und auf dem Lochspiegel die Positionierung des Zielsterns kontrollieren. Die präzise und langzeitstabile Positionie-
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Spektroskopie
7 Zeitlicher Verlauf der Nova Delphini
8 Messreihe der H-alpha-Linie der Nova Delphini über zwei Stunden hinweg
rung des Zielsterns auf den Faserkern erfolgt dann mit einem Off-Axis-Guider (TSOAGT2) und separater Guidingkamera (LodestarM).
Das für die Spektroskopie verwendete Teleskop ist ein 10,, SCT LX200 ACF (s. Abb. 5) mit f/10-Geometrie am Ausgang. Bei allen bisherigen Messungen wurde der Strahlengang aber bereits vor dem Off-Axis-Guider mit einem Focal Reducer auf f/6,3 abgeändert, um eine bessere Anpassung an das 50-Micron-Lichtleit
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kabel zu haben. Abbildung 6 zeigt das gesamte Teleskopinterface mit Strahlteiler, Beobachtungskamera, Off-Axis-Guider (OAG) und Focal Reducer.
Parameteroptimierung In der Amateur-Astrospektroskopie herrscht selten ein Überschuss an Photonen, insbesondere dann nicht, wenn man hohe spektrale Auflösungen erreichen will. Eine der wichtigsten Aufgaben besteht darum in einem möglichst verlustarmen Transport des Lichts vom Te-
leskop in das Spektrometer und von dort über dessen Strahlengang in eine CCDKamera mit möglichst hoher Quanteneffizienz. Bei optischen Systemen, die wie in diesem Fall ursprünglich nicht füreinander bestimmt waren, wird das schnell zu einer ernsthaften Herausforderung. An dieser Stelle sollen Probleme und Lösungsansätze nur kurz umrissen werden.
Die maximale Auflösung des Spektrometers wird für Spaltbreiten unter 20 Micron erreicht (s. Abb. 3). Im Idealfall transportiert man also den größten Teil des Sternbildes aus der Fokalebene des Teleskops durch den Spalt des Spektrometers. Gleichzeitig darf der Öffnungskegel des Lichtes hinter dem Spalt die f/10-Eintrittsgeometrie mit dem Kollimatorspiegel nicht überstrahlen. Bei Verwendung eines 0,63-Focal-Reducers ergibt sich an diesem Teleskop bei üblicher Nachführqualität und Seeing eine Sternabbildung mit einer Halbwertsbreite von ca. 40 Micron. Könnte man diesen Stern direkt auf den Eintrittsspalt von 20 Micron abbilden, müsste man für eine hohe spektrale Auflösung also bereits erhebliche Verluste in Kauf nehmen. Durch die Faserkopplung von Teleskop und Spektrometer wird dieses Problem sogar noch verschärft.
Aufgrund der Verhältnisse zwischen Sternabbildung in der Fokalebene und Spaltbreite wurde für den Lichtleiter eine 50-Micron-Quarzfaser (2 m) der Firma Thorlabs ausgewählt. Zu den Besonderheiten von Lichtleitern gehört, dass die Eintrittsdivergenz des Strahlengangs am Eingang der Faser bis zum Ausgang des Lichtleiters durch eine F-Zahl-Degradation [4] (engl. Focal Ratio Degradation) merklich erhöht wird. Aus der f/6,3Geometrie in der Fokalebene wird am Ausgang der Faser schnell eine f/4-Geometrie, die dann von der f/10-Geometrie am Eingang des Spektrografen nur noch teilweise weitertransportiert wird. Um den damit unweigerlich verbundenen Lichtverlusten vorzubeugen, wird der Faserausgang im vorliegenden Fall über eine zweifache f-Anpassung (s. Abb. 1) auf den Eintrittsspalt abgebildet. Dabei sind die Verluste durch die vergrößerte Faserabbildung auf den Spalt kleiner als der Gewinn durch die bessere f-Anpassung hinter dem Spalt. Außerdem bietet diese Variante für die Zukunft noch die
Spektroskopie
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Option, über einen sog. ,,Image Slicer" [5] das Bild des Faserausgangs deutlich besser an den Spalt anzupassen.
Erfahrungen in der Astrospektroskopie Trotz der nicht optimalen Kopplung von Spektrograf und Teleskop wurden im Jahr 2013 eine Vielzahl von Spektren aufgenommen, bearbeitet und soweit wie möglich ausgewertet. Dabei konnte durch die bereits beschriebenen Verbesserungen des Systems, aber auch durch einen immer sorgfältigeren Umgang mit allen Einflussfaktoren, die spektroskopierte Grenzgröße von 4 auf 7 erhöht werden. Unbedingt erwähnt werden muss auch, dass zu den wichtigsten Verbesserungen des gesamten Systems im Jahr 2013 die Anschaffung einer gebrauchten Astrokuppel gehörte (s. Abb. 5). Abgesehen von den prinzipiellen Vorteilen einer dauerhaft stationären Teleskopmontierung bietet eine Kuppel einen Windschutz, der insbesondere für die präzise Nachführung der Faser auf die Sternposition von unschätzbarem Vorteil ist.
Besonders erfreulich war es dann im August 2013 für den Autor, dass die Vielzahl der Maßnahmen und Umbauten gerade rechtzeitig abgeschlossen waren, um bei der Spektroskopie der Nova Delphini dabei zu sein. Abbildung 7 zeigt exemplarisch vier Spektren, die zwischen dem 16. und 28. August 2013 aufgenommen wurden. Genutzt wurde hierfür das 300er-Gitter bei einer Messzeit von 600 Sekunden für die erste Messung
und 1200 Sekunden für alle weiteren Messungen. Deutlich erkennbar ist hier der Übergang von einem Spektrum mit ausgeprägten P-Cygni-Profilen zu einem Spektrum (28.08.2013), das primär durch eine H-alpha-Emission dominiert wird. Zu diesem Zeitpunkt war die Helligkeit der Nova bereits wieder auf rund 6,5 mag abgefallen.
In der Nacht vom 6. auf den 7. September 2013 entstand dann noch eine Messreihe mit der Fragestellung, ob man innerhalb weniger Stunden eine Variation im Bereich der H-alpha-Linie sehen könne. Für diese Messungen wurden das 1200er-Gitter, eine Spaltbreite von 30 Micron und eine Messzeit von 1200 Sekunden verwendet. Abbildung 8 zeigt vier von insgesamt zwölf Spektren aus dieser Serie über einen Zeitraum von zwei Stunden. Inwieweit die sichtbaren Variationen im Spektrum tatsächlich auf physikalische Vorgänge in der Sternh ülle zurückzuführen sind, kann der Autor aufgrund fehlender Erfahrungen hier nicht sagen.
Fazit Durch die Faserkopplung eines professionellen Laborgitterspektrografen mit einem Amateurteleskop konnte ein Messplatz für astrospektroskopische Untersuchungen von Sternen bis ca. 7. Magnitude geschaffen werden. Die noch vorhandenen Defizite in der Optimierung verschiedener Komponenten lassen eine weitere Verbesserung des Systems möglich erscheinen. Ein persönliches Fazit an dieser Stelle ist die faszinierende Erkenntnis,
dass für mich durch die Astrospektroskopie die ,,Lichtpunkte" meiner früheren visuellen und fotografischen Beobachtungen, eigentlich jetzt erst zu Sternen geworden sind.
Internet- und Literaturhinweise: [1] Richard Walker: Glimmstarter
RELCO SC480 Atlas der Emissionslinien V 2.0, 2013, www.ursusmajor.ch/downloads/ sques-relco-sc480-eichlinien2.0.pdf [2] CAOS Homepage (2013): http://spectroscopy.wordpress. com/2010/12/ 30/linking-atelescope-to-a-spectrographthrough-an-optical-fibre-part-ii/ [3] Daniel Sablowski: Zur Lichtwellenleitereinkopplung, Spektrum 42, 1/2012, 11-13 [4] Vincent van Assen: Focal Ratio Degradation in Optical Fibres, Bachelor Work University of Groningen, 2011 [5] Daniel Sablowski: Simple Image Slicer, Spektrum 43 2/2012, 14-16
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Spektroskopie
Echelle-Spektroskopie für Amateure?
von Berthold Stober
Echelle-Spektrografen arbeiten zweidimensional. Das Spektrum eines Objekts wird im gesamten optischen Wellenlängenbereich in einem Schuss in hoher Auflösung aufgenommen, aber in viele Ordnungen linear aufgeteilt (Abb. 7). Bis vor wenigen Jahren war die EchelleSpektroskopie eine ausschließliche Domäne der professionellen Beobachter. Mich hat als Amateur gereizt zu untersuchen, ob Echelle-Spektroskopie auch für Nicht-Fachleute machbar ist.
Meine Gründe, mich mit EchelleSpektrografen zu befassen, waren: 1. Die technische Herausforderung, ein
solches Gerät bauen und bedienen zu können. 2. Mit dem Gerät ist der gesamte sichtbare Spektralbereich mit hoher Auflösung darstellbar. 3. Keine Verstellnotwendigkeiten und
-möglichkeiten im praktischen Einsatz. Somit immer eine konstante Auflösung über den gesamten Spektralbereich.
Einen funktionsfähigen Echelle-Spektrografen selbst zu bauen, stellt erhebliche Anforderungen, die ich zwar grundsätzlich lösen konnte. Allerdings bin ich nicht so weit gekommen, dass eine dauerhaft routinemäßige Anwendung zustandekam. Über die vielen Versuche kann ich vielleicht ein anderes Mal berichten. Hier möchte ich über meine Erfahrungen im Umgang mit dem fasergekoppelten Echelle-Spektrografen der Firma Shelyak berichten und dabei meine eigenen Versuche nur kurz streifen.
Apparatives Die fasergekoppelte Echelle-Spektroskopie setzt drei apparative Einheiten voraus.
1) den Echelle-Spektrografen (Abb. 1) 2) eine Vorrichtung im Fokus des Tele-
skops, die das Licht aus dem Teleskop in die Glasfaser einkoppelt, die sogenannte ,,fiberinjection" (Abb. 2) 3) die Kalibriereinheit (Abb. 3) zur Bereitstellung von Flatlicht und Kalibrierlicht.
Der ,,eShel"-Spektrograf selber kommt als ein geschlossener Kasten, an dem das Echelle-Gitter um seine Längs- und Querachse verstellt werden kann. Diese Justierung muss nur einmal gemacht werden. Änderungen während des Betriebes sind nicht notwendig. Das aus der Faser kommende Licht passiert einen Linsensystem-Kollimator, der den divergenten Lichtstrahl parallelisiert, und beleuchtet danach ein sogenanntes EchelleGitter. Das ist ein mit relativ wenigen
1 Echelle-Spektrograf der Fa. Shelyak, Typ ,,eShel", mit
Fasereintritt (links) und CCD-Kamera (oben).
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2 Fasereinkopplungs-Einheit der Fa. Shelyak am Teleskop
(,,fiberinjection" = weißes Gehäuse)
Spektroskopie
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3 Kalibriereinheit der Fa. Shelyak
4 Prototyp eines einfachen Echelle-Spektrografen, aus Holz gefertigt
Furchen (hier 32 pro mm) ausgestattetes optisches Gitter, welches in hohen Ordnungen betrieben wird, wodurch es aber zu Überlagerungen der Ordnungen kommt. Ein sogenannter Querzerleger oder ,,Crossdisperser", hier ein Glasprisma, trennt anschließend die überlagerten Ordnungen in Querrichtung und stellt diese einzeln dar. Das dispergierte Licht fällt dann in ein lichtstarkes Objektiv mit möglichst geringem Farbfehler, welches die Ordnungen auf einem Sensor, dem CCD, abbildet.
Voraussetzung für eigene Konstruktionsversuche eines Echelle-Spektrografen war die Entwicklung einer Berechnungsroutine für diese Geräteklasse. Diese wurde mir von Dr. Klaus Vollmann zur Verfügung gestellt, der ebenfalls Mitglied in der Fachgruppe Spektroskopie ist.
Mein Prototyp war zunächst wegen der leichteren Bearbeitbarkeit aus Holz gefertigt (Abb. 4). Zunächst in f/10-Ausführung als direktgekoppelter Spektrograf zum direkten Anbau im Teleskopfokus. Dadurch wurden zunächst nur klein dimensionierte, optische Bauelemente notwendig.
An diesem Prototyp habe ich meine ersten Erfahrungen mit der EchelleSpektroskopie gemacht. Mit dem Ergebnis, dass das Echelle-Prinzip auch für Amateure handhabbar ist. In Abbildung 4 lässt sich recht gut das Prinzip
eines Echelle-Spektrografen skizzieren: Oben links sitzt in einem Holzklotz der Lichteintritts-Kurzspalt. Das vom Teleskop über den Spalt kommende Licht passiert die kleine Linse, die als Kollimator wirkt und trifft dann in parallelisierter Form auf das Echelle-Reflexionsgitter. Von diesem wird es disp ergiert und passiert den sogenannten Querzerleger oder auch Crossdisperser direkt vor dem Fo-
5
Mein ,,Märklin-Echelle-Spektrograf"
toobjektiv. Dieser kann ein Prisma oder - wie hier - ein Gitter sein. Anschließend wird das Spektrum durch das sehr lichtstarke Objektiv abgebildet. Hier liegt eines der Hauptprobleme des EchelleSpektrografen. Die Objektive müssen sich widersprechende Anforderungen möglichst gleichzeitig optimal erfüllen: hohe Lichtstärke einerseits und beste Abbildungsleistung über den gesamten
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Spektroskopie
6 Autoguideraufnahme mit dem
Trapezstern the1 Ori C auf dem Pinhole (Fasereintritt)
sichtbaren Wellenlängenbereich andererseits, also geringe Farblängsfehler. Das ist technisch schwer zu realisieren und wird meist nur als Kompromiss - auch finanzieller Art - zu finden sein.
Ein weiteres Problem bei diesem ,,HolzEchelle" war das Fehlen eines passenden Kurz-Spaltes. Es stand nur ein 50-Mikrometer-Pinhole zur Verfügung. Hiermit ist keine gute Effizienz bei der Nachführung des Sternbildes auf dem Pinhole im Fokus des Teleskops zu erzielen. Genau wegen dieser Probleme wandte ich mich dann der glasfasergekoppelten EchelleSpektroskopie zu. Allerdings zeigte sich, dass eine effiziente Lichteinkopplung in eine Faser von 50 Mikrometer für Amateure nur schwierig zu bewerkstelligen ist. Die französische Firma Shelyak bietet eine solche ,,fiberinjection" fertig an, die ich dann auch gekauft habe. Es folgte daraus die Notwendigkeit, einen passenden Echelle-Spektrografen zu bauen, der aber aus faserbedingten Gründen eine Öffnungsblende von f/4 haben musste, was relativ große optische Bauelemente erforderlich macht, die dann eben auch deutlich kostspieliger wurden.
Wieder aufgrund bequemerer Variationsmöglichkeiten wurde eine Konstruktion mit den Bauelementen eines Metallbaukastens (,,Märklin", Abb. 5) aus meiner Jugend gewählt. Da ein Echelle-Gitter von 25 x 50 Millimetern für einen f/4Spektrografen zu klein ist, wurde ein 45 x 90-Millimeter-Echelle-Gitter verwendet. Der Kollimator hatte 150 Millimeter Brennweite. Als Crossdisperser diente ein 300 L/mm-Reflexionsgitter und als Kameraobjektiv ein f/2 mit 90 Millimetern von Zeiss. Mit diesem Gerät gewann ich
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7 CCD-Echelle-Spektrumaufnahme vom Licht einer Glühlampe (Flatlicht);
optisches Durchlichtgitter als Crossdisperser
durchaus brauchbare Echelle-Spektren am Teleskop. Ein Hauptnachteil dieses ,,Märklin-Echelles" war aber, dass er mechanisch nicht hinreichend stabil gebaut werden konnte. Deswegen entschloss ich mich, den für Amateure entwickelten Echelle-Spektrografen der Firma Shelyak zu kaufen und damit arbeite ich nun seit etwa zwei Jahren.
Der Umgang mit diesem Echelle-Spektrografen ist verhältnismäßig einfach. Die einzige Schwierigkeit besteht darin, den zu untersuchenden Stern genau auf das Pinhole - also das nur etwa 50 Mikrometer große Loch des Spiegels der ,,fiberinjection" - zu positionieren und auch da zu halten. Hierfür kann man mit einer zweiten Glasfaser diesen Spiegel retro-
grad beleuchten, so dass man das kleine Loch in dem Spiegel der ,,fiberinjection" mit der Nachführkamera sieht. Ein auf dem Bildschirm des Computers frei verschiebbares Fadenkreuz kann man dann genau auf das Pinhole einstellen und weiß somit auch bei ausgeschalteter Beleuchtung, wohin das Sternbild positioniert werden muss. Letzteres muss möglichst genau auf dieser Position gehalten werden. Das geschieht über eine ,,eingescheinerte", parallaktische Montierung und eine Guidingkamera. In meinem Fall verwende ich zusätzlich noch einen hochauflösenden Winkelencoder, um das Guiding möglichst genau zu halten. Abbildung 6 zeigt eine Aufnahme des Trapezes im Orionnebel mit der Autoguidingkamera, wobei das Bild des hellsten
Spektroskopie
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Sterns (the1 Ori C) auf dem Pinhole sitzt (dunkler Fleck).
Zum Schluss dieses kleinen Artikels möchte ich noch einige Aufnahmen zeigen, wie sie bei der Arbeit mit diesem Echelle-Spektrografen entstanden. Weil es mir besonders eindrucksvoll erscheint, zeige ich als erstes in Abbildung 7 eine farbige Flatspektrumaufnahme. Jede Sprosse der Leiter (,,les echelles"!) zeigt einen bestimmten Wellenlängenbereich (Ordnung des Echelle-Gitterreflexes). Dieses Spektrum wurde mit einem von mir selbst gebauten Echelle-Spektrografen erstellt. Im Gegensatz zu den weiter unten folgenden Spektren, bei denen die Ordnungen etwas gebogen sind, sind hier die Ordnungen gerade. Das von mir als Crossdisperser eingesetzte, optische Durchlichtgitter erzeugte gerade Ordnungen. Bei den weiter unten folgenden Spektren wurde als Crossdisperser ein Prisma eingesetzt, das gebogene Ordnungen ergibt. Oberflächenvergütete Prismen sind insofern vorteilhafter, weil deren Effizienz höher ist, als die optischer Gitter (geringere Lichtverluste).
In Abbildung 7 sieht man unten die nullte Ordnung des Spektrums als weiße Linie, welche durch den Crossdisperser erzeugt wird. In der Mitte des Bildes ist das farbige Spektrum der Glühlampe zu sehen. Die im oberen Bildbereich erscheinenden blauen Linien gehören schon zur zweiten Ordnung des Crossdispersers.
Auch bei der Echelle-Spektroskopie werden sogenannte Kalibrierspektren zur Wellenlängenkalibrierung benötigt. Diese können mit einer Thorium-Argon-Hohlkathodenlampe erzeugt werden. Diese Lampe erzeugt sehr viele Emissionslinien, so dass für jede Ordnung ausreichend viele Kalibrierlinien zur Verfügung stehen (Abb. 8). Die Wellenlängen der einzelnen Lichtpunkte in Abbildung 8 in den verschiedenen Ordnungen sind bekannt (Kalibrierspektrum).
Die Spektren eines Echelle-Spektrografen, bei dem als Crossdisperser ein Prisma eingesetzt ist, hat - wie bereits erwähnt - ,,gebogene" Ordnungen. Dies sieht man auch deutlich in Abbildung 9, einer zu Abbildung 8 passenden Flatlichtaufnahme.
8 Spektrumaufnahme einer Th-Ar-Hohlkathodenlampe zur Wellenlängenkalibrierung 9 Flatlicht-Aufnahme
10 Echelle-Spektrumaufnahme des Sterns P Cyg
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Spektroskopie
11 Ausschnitt aus dem ausgewerteten Spektrum von P Cyg als Resultat der Messungen (Abszisse: Wellenlänge in Å,
Ordinate: relativer, auf das Kontinuum normierter Lichtfluss)
In Abbildung 10 zeige ich eine Spektrumaufnahme des Sterns P Cyg.
Deutlich sind die Wasserstoff- und Heliumemissionslinien zu erkennen und die typischen P Cyg-Profile, die knapp neben den Emissionen auf der kurzwelligen Seite auftretenden Absorptionen. Der Effekt wird durch Absorption im durch den Lichtdruck beschleunigten Sternwind verursacht. Diese zweidimensionalen Spektrenaufnahmen müssen in einer komplizierten Datenreduktionsprozedur ausgewertet werden, die hier aus Platzgründen nicht näher beschrieben werden kann. Dabei entsteht als Resultat ein Graf (Abb. 11), auf dessen x-Achse die Wellen-
länge aufgetragen ist und auf dessen yAchse der relative, auf das Sternkontinuum normierte Lichtfluss dargestellt wird.
Ausblick Letztlich kann die doch ziemlich aufwändige Echelle-Spektroskopie durchaus von engagierten Amateuren angewendet und beherrscht werden. Allerdings ist eine ziemlich intensive Beschäftigung mit der Technik als solcher und der vergleichsweise komplizierten Methodik der Datenreduktion erforderlich. Vorwiegend bedingt durch die im Vergleich zur Direktk opplung weniger effiziente Lichteinkopplung über eine Glasfaser benötigt man relativ große Teleskope, um die Pa-
lette der untersuchbaren Objekte nicht zu sehr einschränken zu müssen.
Allerdings erscheint mir ein solches Vorhaben ohne die Unterstützung erfahrener Sternfreunde als nahezu nicht machbar. Daher möchte ich nicht versäumen, mich bei den Herren Dr. Otmar Stahl (Landessternwarte Heidelberg), Dr. Lothar Schanne, Dr. Klaus Vollmann und Dr. Martin Dubs zu bedanken. Ohne deren engagierte Mithilfe hätte ich den Einstieg in die Echelle-Spektroskopie sicher nicht geschafft.
Impression
Verfinsterung Ganymeds durch Io am 12.02.2015
Silvia Kowollik nutzte ein Maksutov-Teleskop 150 mm/ 1.800 mm mit 2-facher Barlowlinse und eine ALCCD5L-IIc (Video). Aufnahme mit Firecapture, Bildbearbeitung mit AutoStakkert und GIOTTO, Animationserstellung mit VirtualDub. Die beiden unteren Reihen zeigen den Schattenwurf von Io auf den Mond Ganymed, von links oben nach rechts unten. Beginn der Verfinsterung auf Bild 1 um 21:45:22 UT, Ende der Verfinsterung auf Bild 14 um 21:50:26 UT (jeweils Mitte der Videosequenzen).
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Spektroskopie
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Ziele und Aktivitäten der Fachgruppe Spektroskopie (FGS)
von Daniel Sablowski, Lothar Schanne (Fachgruppenredakteure des VdS-Journals) und Rainer Borchmann (gewählter Sprecher der FG Spektroskopie)
Die Fachgruppe Spektroskopie (FGS) wird von außen vornehmlich durch ihre Internetseite [1] und ihr Internetforum [2] wahrgenommen. Im Forum finden und sammeln sich Interessierte aus dem deutschsprachigen Raum, aber auch aus anderen Ländern bis nach China. Deshalb ist das Forum deutsch- und englischsprachig. Derzeit sind wir 300 eingetragene und schreibberechtigte Nutzer (Stand: September 2014). Hier werden alle möglichen Themen besprochen, Ergebnisse vorgestellt und diskutiert und viele technische Fragen über den Bau von Spektrografen und peripheren Einrichtungen gelöst. Insbesondere Anfänger finden schnelle Hilfe und Unterstützung für ihren erfolgreichen Einstieg in die Amateurspektroskopie.
Apropos Unterstützung: Es ist bei uns seit Jahren Brauch, dass wir Schüler und Studenten finanziell und auch materiell unterstützen, wenn sie spektroskopische Projekte beginnen oder durchführen wollen, ihnen aber die Mittel fehlen, z. B. um sich eine spektrografische Ausrüstung anzuschaffen oder an einer spektroskopischen Veranstaltung teilzunehmen (Kurs, Jahrestagung). Die dazu nötigen Gelder
werben wir auf unseren Veranstaltungen und anderweitig in Form von Kleinspenden ein. Diese Unterstützungsmaßnahmen laufen unbemerkt im Hintergrund, ohne Aufsehen oder Öffentlichkeitswirksamkeit. Beispielsweise bekam im Sommer 2014 eine Schülergruppe einer Astro-AG aus Neckargemünd einen Zuschuss für einen Spektrografen, mit dem sie ihre gewitzten Beobachtungen, die sie im Mai auf unserer Jahrestagung in Köln vorgestellt hatten, vertiefend weiterführen können. Ebenso wurde ein Sonnenspektrograf mitsamt einfachem Teleskop, CCD-Kamera und Laptop angeschafft, welcher kostenfrei ausgeliehen werden kann. Mit diesem Aufbau wurden bereits zwei Schülerarbeiten durchgeführt. Voraussetzung für die Unterstützungsmaßnahmen der FGS ist die erklärte Bereitschaft der Empfänger, auch etwas an die FGS zurückzugeben. Meist in Form eines Vortrags über ihre Aktivitäten und Ergebnisse auf unserer Jahrestagung. Auch unser heutiger Webmaster hat so vor wenigen Jahren angefangen und sich in die Fachgruppe eingebracht. Informationen für Jugendliche finden sich ebenfalls auf der Homepage der Fachgruppe [1].
Im Laufe eines Jahres stoßen immer wieder Anfänger zu uns, die dankbar sind, wenn ihnen theoretisch und auch mit Praxiswissen unter die Arme gegriffen wird. Neben den persönlichen Beratungen im Forum und durch persönliche Kontakte bilden unsere Herbst-Wochenend-Spektroskopiekurse an der Starkenburg-Sternwarte in Heppenheim eine willkommene Möglichkeit, Praxiswissen zu tanken, zu üben und persönliche Kontakte zu Gleichgesinnten in einer privaten Atmosphäre der Freundschaft zu knüpfen. Gelegentlich werden auf Anforderung auch Spektroskopiepraktika/-kurse bei Vereinen abgehalten. Dies geschah bereits in Kolding (Dänemark) und in Brittheim. Zusätzlich werden von FGS-Mitgliedern regelmäßig auch Vorträge über die Amateurspektroskopie gehalten. Entsprechende Anfragen an uns wurden bisher nie abgelehnt.
Immer wieder organisiert Thomas Eversberg sog. ,,Pro-Am-Beobachtungskampagnen", die uns Amateuren die Chance bieten, an professionellen Observatorien, wie z. B. an dem Observatorio del Teide in Teneriffa [3], Erfahrungen zu sammeln und wissenschaftlich relevante Ergebnisse zu liefern.
1 Spektroskopiekurs im Jahr 2010 in Brittheim: Theorie, Demonstrationen und Übungen in kleiner Runde
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Spektroskopie
Borchmann), die nächste wird Anfang Mai 2015 in Freiburg im Breisgau stattfinden. Informationen dazu gibt es in [5]. Außerdem findet üblicherweise im Herbst ein Treffen in Langenselbold bei Hanau statt. Diese von Dieter Goretzki organisierten samstäglichen Treffen laufen ganz informell ab, ohne vorab festgelegte Tagungsordnung. Jeder Teilnehmer kann seine spektroskopischen Probleme einbringen, die dann gemeinsam diskutiert werden. Bei diesem Treffen ist schon manch gute Idee und manche langlebige Freundschaft geboren worden.
Alles in Allem: Diese Fachgruppe gibt ihren Mitgliedern und den über das Forum Assoziierten eine freundschaftliche Heimat, in der sich alle wohl fühlen. Rat und Hilfe im Austausch mit Profis und Amateurspektroskopikern in der ganzen Welt sorgen für eine stetige Weiterentwicklung unseres schönen Hobbys.
2 Plot aus der Spektrendatenbank der Fachgruppe Spektroskopie
Das motiviert, erweitert den persönlichen theoretischen und praktischen Hintergrund und macht ganz nebenbei einfach nur Spaß. Aus solchen Projekten ist mittlerweile eine Gruppe von Profi- und Amateurastronomen entstanden, die ihre Arbeiten über eine eigene Webseite koordinieren [4].
Im Laufe der Zeit werden von unseren Mitgliedern und Assoziierten viele Spektren gemessen - mit unterschiedlichen Instrumentarien und Zielsetzungen. Damit all diese Spektren allen zur Verfügung stehen, betreibt die FGS eine eigene Datenbank (administriert von Otmar Stahl von der Landessternwarte in Heidelberg), in der die ausgewerteten Daten als 1dSpektren im fits-Format gesammelt werden. Jeder kann sich hier über die Spektren von Objekten - überwiegend Sternen - informieren. Die Datenbank ist auf unserer Fachgruppen-Webseite zu finden und enthält derzeit etwa 1500 Spektren von rund 70 Objekten.
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Auf unserer Internetseite [1] gibt es viele Hinweise zu Literatur, Projekten, insbesondere auch einführende Texte für Schüler und Anfänger, technische Hilfen, Internetlinks und vieles andere mehr. Es lohnt sich immer, hier einmal reinzuschauen.
Ein internes Fachgruppenjournal namens SPEKTRUM, von Thomas Hunger redaktionell geleitet, als PDF-Datei online oder in gedruckter Form auf Bestellung zugänglich, informiert mehrmals jährlich über fachgruppenspezifische Themen. Die Dateien der einzelnen Ausgaben finden sich auf unserer Fachgruppen-Webseite [1] für Jedermann zum Download.
Der persönliche Erfahrungsaustausch und der Gruppenzusammenhalt dürfen in einer lebendigen Fachgruppe natürlich nicht zu kurz kommen. Sie werden insbesondere durch unsere Jahrestagungen intensiv gefördert. 2014 fand die Konferenz in Köln statt (organisiert von Rainer
Internet- und Literaturhinweise: [1] http://spektroskopie.fg-vds.de/ [2] http://spektroskopieforum.vdsastro.
de/index.php [3] www.iac.es/eno
php?op1=3&lang=en [4] ConVento-Group:
http://spektroskopieforum.vdsastro. de/viewforum.php?f=32 [5] www.spektralklasse.de/
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Amateurteleskope/Selbstbau
Neue leistungsfähige Handferngläser
von Holger Merlitz
Im Instrumentenpark des Amateurastronomen nimmt das Fernglas eine besondere Stellung ein: Ähnlich wie das Teleskop verstärkt es das Auge unter dem Nachthimmel, ist dabei jedoch deutlich schneller und flexibler. Mit seinem weiten Sehwinkel unterstützt es den Beobachter dabei, sich am Himmel zu orientieren und Sternkonstellationen anhand von Sternkarten zu identifizieren, mit deren Hilfe dann lichtschwache Objekte im Sucher des Teleskops lokalisiert werden können.
Das Fernglas dient jedoch nicht nur als
Hilfsmittel, sondern ist zudem auch als
eigenständiges Instrument erfolgreich.
Seine kompakte Form und hohe Robust-
heit erlauben es ihm, bei Reisen oder aus-
gedehnten Wanderungen in der Wildnis
dabei zu sein, wo es fernab von künstlichen Lichtquellen unerwartete Kräfte
1 Swarovski 10x56 SLC WB und Zeiss 10x54 Victory HT
entfaltet. Um solche Gelegenheiten op-
timal nutzen zu können, ist es wichtig,
einen geeigneten Kompromiss zu finden dürften: Aus Tirol stammen die neuen gleichsweise große Baulänge aufweisen,
zwischen maximaler Leistung und noch Swarovski SLC WB mit den Kennwerten dabei jedoch höhere Transmissionen er-
hinreichender Mobilität des Instruments. 8x56, 10x56 und 15x56, und aus Wetzlar lauben als alternative Dachkantprismen.
In den vergangenen Monaten haben die neuen Zeiss Victory HT der Größen So gibt Swarovski eine Gesamttransmis-
zwei Premiumhersteller neue Ferngläser 8x54 und 10x54. Beiden Serien gemein- sion von 93 % an, und Zeiss verspricht,
auf den Markt gebracht, die unter den sam ist der Einsatz von Abbe-König Pris- unter Verwendung neuartiger hochtrans-
Amateurastronomen auf Interesse stoßen men, die konstruktionsbedingt eine ver- parenter Glassorten von Schott, die dem
Fernglas den Namen HT verpassten, so-
gar noch höhere 95 %. Damit ist klar,
Neues von der Fachgruppe Amateurteleskope/Selbstbau
dass bei der Entwicklung dieser Baureihen optische Leistung vor konstruktive Kompaktheit gestellt wurde. Ich hatte die Gelegenheit, jeweils einen Vertreter beider Serien mit zehnfacher Vergrößerung
von Herbert Zellhuber
auf Herz und Nieren testen zu können.
Schon im Heft 48 wurde von mir angekündigt, dass die Fachgruppe Amateurteleskope/Selbstbau für Heft 55 das Schwerpunktthema ,,Sternwarten und Schutzbauten" gestalten wird. Leider sind bisher erst vier Beiträge zu diesem Thema bei mir eingegangen (Stichtag 22.10.2014). Deshalb rufe ich die Leser des VdS-Journals nochmals dazu auf, mir Beiträge zu senden. Es ist egal, ob das nun ein Bericht über einen kleinen abfahrbaren Fernrohrschutzbau, eine Dachsternwarte, ein Schutzbau mit abklappbarem Dach, eine Rolldachhütte oder ein privates High-End-Observatorium ist. Auch ,,exotische" Bauten werden gerne angenommen.
Leider hat sich im Heft 51 auf Seite 7 ein Druckfehler eingeschlichen. Dort wird irrtümlicherweise als Schwerpunktthema ,,Sternwartenbau und automatische Teleskopsteuerung" angekündigt. Tatsache ist, dass es ,,Sternwarten und Schutzbauten" heißen muss!
VdS-Journal Nr. 53
Das Swarovski 10x56 SLC WB liegt trotz seines Gewichts von 1.200 g sicher und gut ausbalanciert in der Hand, und dessen Einblick ist mit ausgefahrenen Augenmuscheln sofort perfekt: Das komplette Sehfeld ist bis zur klar abgrenzenden Sehfeldblende voll zu überblicken, und beim Schwenk über die Landschaft treten keinerlei Abschattungen auf. Das Sehfeld ist mit 110 m / 1.000 m nicht riesig, aber weit genug, um mit dem scheinbaren Sehwinkel von 61 Grad einen moderaten Weitwinkeleindruck zu vermitteln. Gut gefallen hat mir der hinreichend hohe Drehwiderstand der Fokussierwalze: So
Amateurteleskope/Selbstbau
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2 Der Fokussiermechanismus des Zeiss ist nicht nur ergonomisch
gestaltet, sondern, aufgrund der beidseitigen Lagerung, auch sehr robust.
3 Hinter der vorderen Achsenkappe des Swarovski verbirgt sich
das Gewinde für den Stativadapter.
verstellt sich das einmal am Stern fokussierte Fernglas nicht versehentlich während des Hantierens.
Das Zeiss 10x54 HT ist mit 1.075 g etwas leichter als sein Konkurrent, und die eher mittig und schwerpunktnah platzierte, sehr große Fokussierwalze erlaubt eine perfekte Haltung des Gerätes während des Fokussiervorgangs. Wie beim SLC ist auch hier der Mitteltrieb langsam übersetzt, was ein feinfühliges Verstellen erlaubt und den Astronomen entgegen kommt. Als nachteilig empfand ich den eher geringen Drehwiderstand der Fokussierwalze - gerade mit Handschuhen würde eine härtere Einstellung, wie sie das SLC aufweist, ein noch besseres Feingefühl vermitteln. Das Sehfeld des HT umfasst ebenfalls 110 m / 1.000 m, die ich jedoch nur dann voll überblicke, wenn ich die Augenmuscheln eine Stufe herunterdrehe.
Unter dem Sternhimmel entfalten beide Ferngläser ihre volle Leistungsfähigkeit: Mit Austrittspupillen von 5,6 mm (SLC) und 5,4 mm (HT) sammeln sie 25 % beziehungsweise 17 % mehr Licht als ein ähnlich gutes 10x50-Fernglas, und die hohen Transmissionen dieser Boliden sorgen unter dunklem Himmel für eine extrem kontrastreiche Abbildung. Der
Andromedanebel erscheint weit ausgedehnt mit einem hellen, fast sternartigen Kern, und der Nordamerikanebel ist deutlich an seinen Umrissen auszumachen, wobei die Vielzahl feinster Sterne, die in den Okularen erscheinen, verwirrend ist. Der Kugelsternhaufen M 13 schwebt als sehr auffälliger und heller Wattebausch vor dem Sternhintergrund. Unter der zehnfachen Vergrößerung ist auch ein kleinerer Planetarischer Nebel wie der Ringnebel (M 57) leicht zu lokalisieren, wenn auch nur als blasser, scheinbar defokussierter Stern.
Sehr beeindruckend sind die Offenen Sternhaufen, in denen die erhebliche Lichtsammelleistung dieser Ferngläser oft ein Unterscheiden von Farbnuancen zwischen den einzelnen Sternen erlaubt. Hier offenbaren sich auch Unterschiede in den Randschärfen beider Ferngläser: Das SLC zeigt die Sterne perfekt punktförmig bis zu einem Winkel, der etwa 85 % des maximalen Sehwinkels erreicht, und selbst am Sehfeldrand sind die Sternabbildungen nur mäßig verschmiert. Das HT wird bereits früher, ab etwa 70 % des maximalen Sehwinkels, allmählich unscharf und am Sehfeldrand sind die Sterne aufgrund von Astigmatismus zu unästhetischen Strichen auseinandergezogen.
Am Mond schließlich wird deutlich, dass beide Geräte über hervorragende Vergütungen und eine ebenso ausgezeichnete Streulichtunterdrückung verfügen: Trotz der enormen Helligkeit des Trabanten wirkt dessen Bild extrem kontrastreich, feinste Strukturen an den Licht-Schatten-Übergängen der Krater werden erkennbar. Schwenkt man den Mond in Richtung Sehfeldrand, so werden auch dünne Farbsäume sichtbar, die jedoch unauffällig bleiben, denn eine Korrektur der chromatischen Aberration ist bei Ferngläsern dieser Preisklasse natürlich auf hohem Niveau. Suche ich nach feinsten Details auf der zerklüfteten Oberfläche, so scheint mir das SLC um eine Nasenspitze vor dem HT zu liegen, jedoch bewegen sich diese Unterschiede in der Auflösung schon recht nah an der Wahrnehmungsgrenze.
Gelegentlich beobachtet der Amateurastronom auch in der Dämmerungsphase, etwa beim Versuch, den Merkur oder einen sonnennahen Kometen aufzufinden. Hier zeigt das SLC beim Schwenken vereinzelt einen flüchtigen Reflex, der vermutlich von einem feinen Lichtbalken gleich unterhalb der Austrittspupille ausgeht. Das Auge kommt während der Schwenkbewegung sporadisch in Kontakt mit dieser Falschlichtquelle und
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58
Amateurteleskope / Selbstbau
nimmt dabei ein Flackern wahr. Ich vermute eine reflektierende Kante des Prismas als Ursache für diesen Reflex, und ein werkseitiges Schwärzen dieser Stelle dürfte hier Abhilfe schaffen. Absolut einwandfrei ist unter diesen Bedingungen das HT, dessen hoher Kontrast durch keinerlei Störlichtquellen beeinflusst werden kann.
Um ihr Auflösungsvermögen vollständig ausschöpfen zu können, müssen diese Ferngläser auf ein Stativ montiert werden. Das SLC hat dazu ein eingelassenes Gewinde, das sich unter der vorderen Abdeckung der Knickbrücke befindet, und einen etwa 8 mm langen Zapfen aufnimmt. Dieser kann am Gerät verbleiben, und der passende Stativadapter verfügt über einen Schnellspannhebel, mit dem das Fernglas sekundenschnell
arretiert wird. Für das Zeiss gibt es als Universaladapter das Binofix, eine Art Manschette, mit der das Fernglas auf einer Stativplatte fixiert wird.
Zusammenfassend halten wir fest, dass mit dem Swarovski SLC WB und dem Zeiss Victory HT zwei sehr leistungsfähige Neueinführungen vorliegen, deren direkter Vergleich keinen eindeutigen Sieger erkennen lässt. Das SLC kann aufgrund seiner höheren Randschärfe unter dem Sternhimmel einen ästhetischen Vorteil für sich verbuchen, und mit seinen größeren Objektiven hat es zudem einen kleinen Vorsprung in der Lichtsammelleistung, den das HT, trotz seiner höheren Transmission, nicht ganz wettmachen kann. Auf der anderen Seite werden nur wenige Anwender eine solche Investition - der Listenpreis
des SLC WB liegt momentan bei 2260 Euro, der des Victory HT bei 2345 Euro - ausschließlich für den astronomischen Einsatz rechtfertigen können. Im nichtastronomischen Alltag hätte das Zeiss mit seinem geringen Gewicht und seiner hervorragenden Ergonomie durchaus einige Argumente auf seiner Seite. Es ist daher sinnvoll, vor der Kaufentscheidung zunächst die Prioritäten im geplanten Anwendungsspektrum des neuen Premiumglases festzulegen, und dann die Kandidaten auch selber auszuprobieren, denn viele Feinheiten, die die Ergonomie und den Einblick betreffen, werden individuell ganz unterschiedlich bewertet.
Der Autor bedankt sich bei Martin Birkmaier von Intercon-Spacetec für das Zeiss-HT-Testgerät, sowie bei der Swarovski Optik KG für das SLC-WB-Demoglas.
Eine kleine Deutsche Montierung mit je einem Vierpunktlager pro Achse
von Matthias Muttersbach
- Teil 1 -
Wer sich mit dem Selbstbau einer parallaktischen Montierung beschäftigt, kommt um eine Frage garantiert nicht herum: Welche Lager sollen verwendet werden? Natürlich gibt es sehr viel mehr Details, die gelöst werden müssen - aber die Wahl der Lager ist verantwortlich für die wichtigsten, physikalischen Größen einer Montierung: Größe, Gewicht und Tragkraft. In den meisten Montierungen, die kommerziell am Markt erhältlich sind, findet man hauptsächlich Kegelrollenlager und Rillenkugellager in den unterschiedlichsten Variationen und Kombinationen (selten Nadellager, z. B. Losmandy) - selbst bei teuren Montierungen. Es ist auch verständlich, dass kommerziell solche Lager verbaut werden. Denn sie sind relativ preiswert und tun bei guter Anordnung und passgenauer Montage und Qualität ihren Dienst. Diese Lager haben aber - mal abgesehen von Nadellagern - einen Nachteil: Der Wellendurchmesser ist im Verhältnis zum Außendurchmesser bauartbedingt eher gering. Das bedeutet, dass man recht massive Montierungen bei verhältnismä-
VdS-Journal Nr. 53
1 Das Lagerelement LEL. Oben links zwei äußere, oben rechts zwei innere
geschliffene Laufringe. Unten das Kunststoffband mit 31 Kugeln.
ßig geringem Wellendurchmesser erhält. Beispiel: Ein Standard-Kegelrollenlager mit ca. 90 mm Außendurchmesser hat einen Wellendurchmesser von maximal 55 mm. Das Gleiche gilt für Rillenkugellager. Nadellager schneiden in diesem Punkt besser ab, jedoch müssen bei Verwendung solcher Lager im Montierungsbau die Wellen zusätzlich axial gelagert werden. Die Kosten für diese Lager belaufen sich pro Stück auf ca. 60 bis 80 Euro. Benötigt werden bei Verwendung solcher Lager mindestens zwei Stück pro Achse. Aber es gibt Alternativen.
Ich wollte eine kleine, leichte und dennoch tragfähige Montierung bauen. Immerhin wollte ich mindestens einen 10-Zoll-Newton mit ca. 13 kg sicher und fotografisch betreiben. Ich weiß, für manche klingt das nach nicht viel - 13 kg. Aber mit einer ,,kleinen" Montierung? Bei der Recherche nach passenden Lagern war ich zunächst den so häufig verwendeten Kegelrollen- und Rillenkugellagern erlegen. Aber mir passte das Verhältnis Wellen- zu Außendurchmesser nicht. Ich wollte einen gelagerten Wellendurchmesser von ca. 75 mm realisieren und ei-
Amateurteleskope / Selbstbau
59
2 Die fertige Konstruktion der Montierung, so wie sie gebaut werden soll 3
Eine Explosionsansicht der Montierung mit allen Bauteilen (ohne Schrauben)
nen Außendurchmesser der Montierung von maximal 100 mm. Unter diesen Kriterien fielen sämtliche Lager konsequent durch. Also recherchierte ich weiter und fand diese Vierpunktlager oder auch ,,Drahtwälzlager", wie sie bei der Firma Franke GmbH heißen.
Diese Lager sind im eigentlichen Sinn keine Lager, sondern Lagerelemente. Sie bestehen aus zwei inneren und zwei äußeren geschliffenen Laufringen und einem Kunststoffband mit den Kugeln (Abb. 1). Das Element wird also direkt in die Konstruktion integriert (in Gehäuse und Welle). Bei meiner Montierung habe ich mich für Lagerelemente LEL mit einem Kugelkreisdurchmesser von 75 mm entschieden. Die Berechnungen der Fa. Franke ergaben folgende Belastungswerte - statisch axial: 14.670 N; statisch radial: 6.903 N; Kippmoment: 259 Nm. Das bedeutet, dass die maximale Kippbelastung 26,4 kg bei einer Hebellänge von einem Meter betragen darf. Die am meisten durch Kippmoment belastete Achse einer Deutschen Montierung ist die Stundenachse, da hier im Gegensatz zur Deklinationsachse keine Gegengewichte angebracht werden. Bei meiner Selbstbaumontierung beträgt die Länge des ,,internen Hebels" (Distanz Stundenachslager zum Schwerpunkt der Nutzlast) 85 mm. Das bedeutet eine theoretische Belastbarkeit von ca. 155 kg ohne Gegengewichte (Rechnung: 26,4
kg/0,085 m/2 = 155,3 kg), wenn man die Montierung mit Polhöhe 0 Grad , also am Erdäquator, einnorden muss. Diese Daten sind beruhigend.
Als eine frühere Version hatte ich im Jahr 2008 eine Montierung mit einem solchen Lagerelement nur in der Stundenachse gebaut, Grundwerkstoff war Aluminium. An dieser gab es aber einige Schwächen, die Bauteile wie Schneckengetriebene und Schneckenlagerung betrafen. Zum Beispiel waren dort Schneckengetriebe einer Vixen GP verbaut. Diese sind zwar recht genau, jedoch nicht groß belastbar. Hier musste unbedingt eine andere Lösung her. Ziel waren Schneckenräder aus Bronze mit 144 Zähnen, Modul 0,7 (Durchmesser dann ca. 102 mm) und die Schnecken sollten aus Edelstahl sein. Die Verwendung der Vierpunktlager stand jedoch außer Frage. Da ein Umbau der bestehenden Montierung nicht in Betracht kam, nahm ich im Juni 2011 eine komplette Neukonstruktion in Angriff, wobei der Grundansatz des Aufbaus annähernd gleich geblieben ist: eine Polhöhenwiege mit zwei stabilen, geschlossenen Seitenteilen und darauf aufbauend das eigentliche Achsenkreuz. Hauptschwerpunkte bei der Konstruktion waren: die sinnvollste Positionierung der Lagerelemente sowie Schneckenräder in nächster Nähe zum Lager bei möglichst kurzen Hebellängen zum Massenschwerpunkt. Und die Montierung sollte klein
und leicht werden. Es war mir von vornherein klar, dass die Montierung nicht der theoretisch berechneten Belastung von 155 kg Teleskopgewicht standhalten wird. Aber 20 bis 30 kg sollten es schon sein. Hier kann man sich streiten, ob es sinnvoll ist, mit einer kleinen, leichten Montierung große Teleskoplasten befördern zu wollen. Ich persönlich stehe aus Erfahrung jedoch nicht auf dem Standpunkt ,,groß + schwer = stabil".
Die Abbildung 2 zeigt zunächst die komplett fertige Konstruktion der Montierung als Übersicht, die Abbildung 3 zeigt eine Explosionsdarstellung mit allen Teilen (ohne Schrauben). Grundmaterial ist wieder Alu. Ursprünglich wollte ich mit der Stundenachslagerung so nah wie möglich an den Schwerpunkt der Nutzlast, der sich ja im Schnittpunkt Stunden-/Deklinationsachse befindet. Also positionierte ich diese zunächst über der ,,Grundplatte RA". Aber dann wäre mir das Schneckenrad zu weit vom Lager entfernt gewesen, da ich für dieses samt Antrieb über der Grundplatte keinen Platz mehr hatte. Also verlagerte ich das Ganze im Design unter die Grundplatte mit dem Ergebnis, dass das Lager 85 mm vom Schwerpunkt der Nutzlast entfernt ist. Diesen internen Hebel von 85 mm vom Lager zum Schwerpunkt nahm ich, nach den hier zuvor dargelegten Berechnungen, in Kauf. Dafür gewann ich eine
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Amateurteleskope / Selbstbau
verdreht, montiert werden. Wenn die Tei-
le fertig sind, wird das Ganze mit dem
Lagerelement zusammengebaut und das
Spiel geprüft. Zu erwarten ist, dass es ein
Spiel gibt. Wenn dies der Fall ist, wird
die Lagerschale mit Übermaß bearbeitet,
indem die Höhe des Drahtbettes durch
Materialentnahme von der Abstimm-
fläche verringert wird. Dazu muss diese
Lagerschale wieder peinlichst genau auf
einem Schleiftisch oder einer Drehbank
ausgerichtet werden. Referenz ist die Ab-
stimmfläche. Hier sind Messuhren unbe-
4 Lagerung der Stundenachswelle (RA-Welle)
dingt erforderlich. Je nachdem wie groß das Spiel beim ersten Test ausgefallen ist,
wird nun von der Abstimmfläche (Abb.
5) Material abgenommen und somit das
Distanz vom Lager zum Schneckenrad ist ungeteilt ausgeführt und hat einen Spiel des Lagers verringert. Hierbei muss
von gerade mal 16 mm. Das Gleiche gilt Durchmesser von 74,50 mm. Am Außen- mit äußerster Sorgfalt vorgegangen wer-
für die Deklinationsachse, auch hier ist durchmesser der RA-Welle befindet sich den, da - wenn zu viel Material entnom-
das Schneckenrad nur 16 mm vom Lager dann das innere Drahtbett mit Höhe 5,9 men wird - das Lager beim nächsten
entfernt. Wie aber integriert man nun ein mm und Durchmesser 69,1 mm (Kugel- Zusammenbau klemmen könnte. Abhilfe
solches Vierpunktlager praxisnah in die kreisdurchmesser -5,9 mm). Dies muss so schafft in diesem Fall nur eine Neufer-
Konstruktion?
genau wie möglich und ohne Umspan- tigung der Lagerschale oder der Einsatz
nen genau auf Maß gefertigt werden. von dünnen Abstimmplättchen, die zwi-
Eigentlich ist das vom Prinzip her sehr Die Lagerschalen müssen ebenfalls sehr schen die Lagerschalen positioniert wer-
einfach, wenn auch bei der Umsetzung genau gefertigt werden, besonders der den können - wenn die Laufringe beim
aufwändig. Dieser Aufwand scheint mir Durchmesser des Drahtbettes: 80,9 mm Zusammenbau nicht beschädigt wurden!
auch der Grund zu sein, warum bei Selbst- (Kugelkreisdurchmesser +5,9 mm). Die Auf diese Art kann es sein, dass man das
bauten von der Verwendung solcher Lager Abstimmflächen und das gesamte Draht- Lager dreimal und öfter zusammenbaut
Abstand genommen wird und auch, war- bett sollten ebenfalls ohne Umspannung und prüft. Die Abstimmung des Lagers
um solche Lager in kommerziellen Mon- gefertigt werden. Für eine Lagerschale kann also einige Zeit in Anspruch neh-
tierungen nicht zu finden sind. Denn die wird die Höhe des Drahtbettes genau auf men. Aber dieser Aufwand lohnt sich.
Lagerelemente müssen exakt eingepasst Maß gefertigt: 2,95 mm (5,9 mm/2). Die
werden, damit sie das halten, was sie zweite Lagerschale erhält in der Höhe für Das war jetzt viel Theorie. In Teil 2 des
versprechen.
das Drahtbett ein Übermaß von ca. +0,10 Beitrags wird über die Fertigung der
mm. Beide Lagerschalen erhalten einen Montierung berichtet.
In der Konstruktion wird zunächst die ,,Index" (eine Markierung), damit sie bei
Position der Lager festgelegt. Dann der Montage immer gleich, und nicht
wird entschieden, welches Bauteil ge-
teilt ausgeführt werden muss, um das
Lager überhaupt montieren zu können.
Bei mir waren es bei allen Ausführun-
gen die äußeren Lagerschalen. Das sind
die Bauteile, die die äußeren Laufrin-
ge des Lagerelements aufnehmen. Die
Abbildung 4 zeigt den grundsätzlichen
Aufbau der Lagerung der RA-Welle
(Stundenachswelle). Zu sehen ist die
,,Grundplatte RA", an der mittels sechs
Schrauben M6 die beiden äußeren Lager-
schalen befestigt werden, eine obere und
eine untere. Beide Lagerschalen bilden
das sog. äußere ,,Drahtbett". Die Trenn-
fläche der beiden Lagerschalen ist die
spätere ,,Abstimmfläche". Das gesamte
Drahtbett hat bei den verwendeten La-
gerelementen eine Höhe x Breite von 5,9 x 5,9 mm (s. a. Abb. 5). Die RA-Welle
5 Detaillierte Ansicht der Lagerung in Stunde
VdS-Journal Nr. 53
Astrofotografie
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Neues aus der Fachgruppe Astrofotografie
- die Internetseite der TBG-Gruppe
von Thorsten Zilch
Das Fachgruppenprojekt ,,Tief Belichtete Galaxien (TBG)" ist nun auch über einen eigenen Internetauftritt erreichbar. Die Internetseite ist dabei allein in Englisch ausgeführt und in die Reiter ,,home", ,,the project", ,,team", ,,results", ,,links", ,,publications", ,,contact" und ,,impressum" gegliedert. An dieser Stelle erfolgt eine kurze Vorstellung der einzelnen Reiter. Auf ,,home" und ,,the project" wird das Projekt zunächst als Ganzes vorstellt. Auch Informatives und Hintergründe aus der Anfangszeit werden hier gegeben. Unter ,,team" stellen sich unsere Gruppenmitglieder kurz mit den jeweiligen wahrzunehmenden Aufgaben innerhalb der Gruppe vor. In einem nur für die Teammitglieder zugänglichen Bereich finden sich dann projektinterne Informationen und Dokumente, die allein der Projektarbeit dienen. Der Reiter ,,results" zeigt Ergebnisse, die durchaus unterschiedlich ausfallen können. Einerseits werden Galaxien vorgestellt, die auch nach sehr langer Belichtungszeit keine weiteren Hinweise auf LSB-Phänomene (also Sternströme oder Zwerggalaxien) zeigen. Andererseits werden Galaxien mit unbekannten Objekten oder anderen Auffälligkeiten gezeigt, bei denen wir uns wünschen in eine Diskussion mit Berufsastronomen einzusteigen. Auch ist es möglich, dass diese schon mit Berufsastronomen diskutiert werden. Läuft alles optimal, kann sich hinterher - wie schon bereits geschehen - auch eine anerkannte wissenschaftliche Arbeit daraus entwickeln. Der selbstsprechende Reiter ,,links" stellt weitere interessante themenverwandte Internetseiten, private Internetseiten der Gruppenmitglieder, Kataloge, aber auch mitwirkende Observatorien zur Verfügung. Unter ,,publications" wird versucht, dem tiefer interessierten Leser eine aktuelle und umfassende Sammlung wissenschaftlicher Fachliteratur zum Thema Sternströme und Zwerggalaxien zur Verfügung zu stellen. An dieser Stelle verweisen wir auch auf eine erste eigene Veröffentlichung, die in Zusammenarbeit mit einem Berufsastronomen entstand [1]. Auch Publikationen, die mit den von der
1 Die Startseite des TBG-eigenen Internetauftritts
Gruppe abgelichteten Galaxien zu tun haben, werden hier aufgeführt. Eine fortwährend aktuelle Vollständigkeit kann hier allerdings nicht immer gewährleistet werden.
Während unter ,,impressum" die notwendigen Disclaimerhinweise stehen, kann man unter ,,contact" bei Bedarf direkt Kontakt zu uns aufnehmen. Hierzu ist entweder das Kontaktformular auszufüllen, oder alternativ der WebmasterLink zu wählen. Die Internetseite ist ganz bewusst werbefrei gehalten, da sie in erster Linie zur Kontaktaufnahme mit interessierten Berufsastronomen dienen soll. Wer nun auch als Amateurastronom Interesse bekommen hat, mit welchen Objekten sich die Projektgruppe aktuell beschäftigt, kann dies gerne unter der folgenden Internetseite verfolgen: www.tbg.vds-astro.de
Internethinweis: [1] http://arxiv.org/abs/1401.2719
(Stand Feb. 2015)
VdS-Journal Nr. 53
62
Astrofotografie
Igor D. Karachentsev und der ,,Viktor Ambartsumian Prize 2014"
von Peter Riepe
Unsere Fachgruppe kann stolz darauf sein, mit einem dermaßen bekannten Astronomen an gemeinsamen Projekten mitwirken zu dürfen. Prof. Igor D. Karachentsev arbeitet seit vielen Jahren in Russland. Lang, sehr lang ist die Liste seiner Publikationen, die sich stets um ein Thema drehen: die Galaxien des ,,Local Volume" (bis 10 Mpc entfernt). Was aber hat die FG Astrofotografie mit ihm zu tun? Ganz einfach. Seit 2012 gibt es zwischen uns eine regelmäßige Zusammenarbeit. Die VdS-Arbeitsgruppe ,,Tief Belichtete Galaxien" (TBG) liefert Prof. Karachentsev genau das, was er als wichtig ansieht: lang belichtete Aufnahmen nahe gelegener Galaxien in ihrer Umgebung. TBG-Mitglieder nehmen ausgesuchte Galaxien des lokalen Universums mit größerem Bildfeld auf, er wertet die Bilder aus und kommentiert sie. Bisher entstand eine gemeinsame Publikation.
1 Eröffnungsrede von Prof. Radik M. Martirosyan, Präsident der Nationalen Akademie
der Wissenschaften von Armenien. Anschließend (v. links nach rechts): Profs. Tully, Karachentsev und Aharonian, rechts Armeniens Staatspräsident Sargsyanden. Mit freundlicher Genehmigung: Public Radio of Armenia
Am 17. September 2014 wurde dem verdienten Wissenschaftler eine hohe Anerkennung zuteil. Im Festsaal der Nationalen Armenischen Akademie der Wissenschaften zu Eriwan verlieh der armenische Präsident Serzh Sargsyanden vor etwa 400 geladenen Gästen aus Politik und Wissenschaft den ,,Viktor
2 Prof. Felix Aharonian bei der
Preisverleihung. Mit freundlicher Genehmigung: Public Radio of Armenia VdS-Journal Nr. 53
Ambartsumian Prize 2014". Dieser mit 500.000 Dollar dotierte Preis ist eine sehr bekannte Auszeichnung und wird seit 2010 alle zwei Jahre an weltweit führende Astronomen oder Astrophysiker verliehen. Diesmal gab es drei Preisträger:
- Prof. Felix Aharonian (Dublin Institute for Advanced Studies, Ireland, und Max-Planck-Institut für Kernphysik, Heidelberg). Der gebürtige Armenier erhielt den Preis für seine hervorragenden Beiträge auf dem Gebiet der Hochenergie-Astrophysik und der kosmischen Strahlung. Er spielte die führende Rolle in der Entwicklung stereoskopischer Cherenkov-Teleskope. Seine grundlegenden Ideen wurden in den Cherenkov-Teleskopen HEGRA auf der Kanareninsel La Palma und H.E.S.S. in Namibia umgesetzt. Seit 1993 arbeitet Prof. Aharonian im Heidelberger MaxPlanck-Institut für Kernphysik als Leiter der Arbeitsgruppe ,,Theoretische Hochenergie-Astrophysik".
- Prof. Igor Karachentsev (Special Astrophysical Observatory, Russland) Er wurde für seine wegweisenden Forschungsarbeiten auf dem Gebiet der Kosmologie geehrt. Seine Fachgebiete sind: Zwerggalaxien, Galaxien des Local Volume, Galaxiensysteme, beobachtende Kosmologie, Dunkle Materie und Dunkle Energie, Wechselwirkungen von Galaxien, Rotverschiebung sowie großräumige Strukturen und Ströme von Galaxien. Im Verlaufe seiner beruflichen Tätigkeit hat er mehr als 500 wissenschaftliche Arbeiten publiziert. Zusammen mit seiner Ehefrau Valentina E. Karachentseva (sie ist Astronomin am Astronomischen Observatorium Kiew) lenkte er den Blick frühzeitig auf die Zwerggalaxien. Legt man die Vorhersagen der theoretischen kosmologischen Modelle zugrunde, so sind diese Begleiter großer Galaxien statistisch klar unterrepräsentiert. Daher ist die systematische Suche nach neuen Zwerggalaxien von größter Bedeutung.
Astrofotografie
63
3 Prof. Igor Karachentsev bei der Preisverleihung.
Mit freundlicher Genehmigung: Public Radio of Armenia
- Prof. Brent Tully (Institute of Astronomy, University of Hawaii, USA). Er erhielt den Preis ebenfalls für seine kosmologischen Forschungen. Von ihm stammen maßgebliche Beiträge zur Erforschung der Galaxienentwicklung. Außerdem konnte mit der ,,Tully-FisherBeziehung" bis heute die Entfernung sehr vieler Galaxien bestimmt werden. Brent Tully und Igor Karachentsev haben verschiedene gemeinsame Arbeiten publiziert, u. a. zur Entfernungsbestimmung von Galaxien des Lokalen Universums mit dem Weltraumteleskop Hubble, aber auch zu Gruppen von Zwerggalaxien. Prof. Tully, der ebenfalls mit internationalen Preisen ausgezeichnet wurde, publizierte 1988 den ,,Nearby Galaxies Catalog", dazu den ,,Nearby Galaxies Atlas". Hiermit gelang ein erster Versuch zur Darstellung der räumlichen Verteilung von Galaxien.
Nach der Preisverleihung gab es eine Pressekonferenz. Abends fand zu Ehren der Preisträger ein Gala-Dinner für alle geladenen Gäste statt. Auch der Besuch des Astrophysikalischen Observatoriums Byurakan war obligatorischer Bestandteil des Programms, dazu eine Tour zu sehenswerten armenischen Orten.
Aber wer war eigentlich Viktor Ambartsumian? Der 1908 geborene Armenier war sowjetischer Wissenschaftler und einer der Begründer der theoretischen Astrophysik. Seine Arbeitsgebiete waren die Physik der Sterne und stellarer Systeme, Nebel und Galaxien. Prof. Ambartsumian gründete 1946 das Byurakan-Observatorium und war der am längsten gediente Präsident der Armenischen Akademie der Wissenschaften. In den 1960er-Jahren wurde er zum Präsidenten der Internationalen Astronomischen Union berufen. Er war ausländisches Mitglied verschiedener anderer astronomischer Gesellschaften, unter anderem der amerikanischen National Academy of Sciences. Abgesehen von zahlreichen sowjetischen Preisen und Ehrungen erhielt Prof. Ambartsumian auch die Goldmedaille der Royal Astronomical Society. Der Nationalheld von Armenien verstarb 1996.
An dieser Stelle möchte ich ,,unseren Astrophysiker" kurz näher vorstellen. Igor Karachentsev wurde 1940 in Kiew in der Ukraine geboren. An der dortigen Universität schloss er 1962 sein Studium der Astronomie erfolgreich ab und startete sofort seine wissenschaftliche Laufbahn am Astrophysikalischen Observatorium Byurakan, wo er 1967 auch
promovierte. Seine Doktorarbeit ,,Dynamical State of Systems of Galaxies" entstand unter seinem Doktorvater Viktor Ambartsumian. Seit 1971 arbeitet Igor Karachentsev am Special Astrophysical Observatory. Von 1973 bis 1975 war er stellvertretender Direktor und zwischen 1975 und 2006 führte er das ,,Extragalactic Research Laboratory". Er hat als Kommissionsmitglied bei der Organisation von 20 internationalen wissenschaftlichen Tagungen mitgewirkt, war aber auch 15 Jahre lang im Gremium für die Vergabe von Beobachtungszeit am 6-Meter-Teleskop tätig. Für seine wissenschaftlichen Arbeiten und die Betreuung junger russischer Wissenschaftler erhielt Prof. Karachentsev weitere Preise der Russischen Förderation und der Russischen Akademie der Wissenschaften. 1999 wurde ihm ein Preis der Amerikanischen Astronomischen Gesellschaft zuteil. Er ist Mitglied der Internationalen Astronomischen Union, Mitglied der Herausgeber von ,,Astrofizika" und ,,Astrophysical Bulletin". Bei allen Ehrungen, Preisen und Auszeichnungen ist Igor Karachentsev immer ein bescheidener Mensch geblieben, der offen seine Sympathien für Amateure bekundet. In seiner beruflichen astronomischen Arbeit ist er stets zielstrebig, beharrlich und höchst engagiert.
Wir wünschen ihm noch viele erfolgreiche weitere Jahre!
4 Prof. Brent Tully bei der Preis-
verleihung. Mit freundlicher Genehmigung: Public Radio of Armenia
VdS-Journal Nr. 53
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Astrofotografie
Drei selten gezeigte Planetarische Nebel
von Bernd Gährken, Ralf Burkart/Kreuels, Peter Remmel und Peter Riepe
Viele Astrofotografen haben gerade in der Einsteigerphase allein ein Interesse daran, nur die schönsten, eindrucksvollsten und daher auch hellsten DeepSky-Objekte zu fotografieren. Für einige jedoch - eher die fortgeschritteneren Amateure - beginnt danach eine weitere Phase: Man möchte für Kamera und Teleskop die Grenzen der Erfassbarkeit testen. Das kann sich auf sehr lichtschwache, kaum nachweisbare Objekte beziehen, so wie beispielsweise die alten, sich bereits auflösenden Halos Planetarischer Nebel (PN). Aber auch die Frage der Auflösung - gerade bei sehr kleinen Objekten - ist höchst spannend und anspruchsvoll: Was erreiche ich an feinsten Detailstrukturen? Zu diesen beiden Aspekten folgen nun drei Planetarische Nebel, die den meisten Lesern bisher wohl unbekannt waren.
IC 4593 Der winzige PN IC 4593 im Herkules hat nur 13 arcsec scheinbaren Durchmesser und ist etwa 11 mag hell, Rektasz. = 16h 11m 44s, Dekl. = +12 Grad 04' 27'' [1]. Er wird von einem schwachen Halo umge-
ben. Bernd Gährken berichtet: ,,Ein erster Beobachtungsversuch war gescheitert. Während der Top-Wetterlage Anfang August 2013 wurde der PN in den Voralpen auf 1.500 m Höhe beobachtet. Diesmal jedoch erschien der Halo im 13-zölligen Dobson fast leicht (Abb. 1). Der PN selbst ist ein kleines helles Scheibchen mit dem blauen Zentralstern HD 145649 (Spektraltyp O5f und 11,2 mag laut [1]). Differenzierte Strukturen waren nur zu erahnen. Der Halo war bei 190-facher Vergrößerung indirekt auch ohne Filter zu sehen. Mit [OIII]-Filter war es nur minimal besser, obwohl laut [1] die Emission in [OIII] etwa doppelt so hoch wie in H ist. Der PN sitzt im Halo außermittig und scheint fast den Rand zu berühren. Im Südosten hat der Halo eine Breitenausdehnung von mehr als 10 arcsec. Obwohl er an dieser Stelle auf Aufnahmen des Palomar Observatory Sky Survey (POSS) am schwächsten ist, kann man ihn dort visuell am besten erkennen."
Zwei Tage später entstand eine Kontrollaufnahme am 80-cm-Spiegel der Volkssternwarte München (Abb. 2). Es wurde
ein Filter für H+[NII] verwendet. ,,Damit bekommt IC 4593 ein ganz neues Gesicht. Es handelt sich um ein reich strukturiertes Scheibchen mit zwei kleinen Blasen im Stil des Saturnnebels." Im Außenbereich des Ringes scheinen auch einige FLIERS zu liegen, das sind dichtere Materieklumpen, die langsamer als der PN selbst nach außen driften. Sie emittieren in der Regel rotes [NII]-Licht. Jeder H-Filter von mehr als etwa 5 nm Halbwertsbreite (HWB) lässt diese Linien mit durch. Deswegen werden FLIERS oft mit H-Strukturen verwechselt.
IC 3568 Dieser PN ist nur etwa halb so groß wie IC 4593. Wir finden ihn bei Rektasz. = 12h 33m 07s, Dekl. = +82 Grad 33' 50'', also nur 7,5 Grad vom nördlichen Himmelspol entfernt. In [OIII] ist seine Emission dreimal so stark wie in H [1]. Der bläuliche Zentralstern HD 109540 hat den Spektraltyp O5, kommt aber bei 13,45 mag nur auf einen Farbindex B-V von 0,28 mag bei erwarteten -0,25 mag. Das deutet darauf hin, dass vermutlich Nebelmaterie den Stern verdeckt und damit deutlich im Blauen schwächt (= ,,rötet").
1 PN IC 4593, gezeichnet von Bernd Gährken nach einer
visuellen Beobachtung am 02.08.2013 mit einem 13-ZollDobson (siehe auch Text).
VdS-Journal Nr. 53
2 IC 4593, Aufnahme von Bernd Gährken mit einer CCD-
Kamera Brightstar Mammut am 80-cm-Spiegel der Volkssternwarte München unter Verwendung eines Filters für H+[NII]. Am 04.08.2013 wurde 161 x 30 s belichtet.
Astrofotografie
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Um die Auswirkungen des Seeings drastisch zu reduzieren, hat Ralf Burkart/ Kreuels IC 3568 mit einer speziellen Technik aufgenommen (Abb. 3). Dazu schreibt er: ,,Für Planetarische Nebel nutze ich meine Planetenausrüstung und Planetensoftware. Ein Celestron 11 und eine DMK 21AU618.AS bilden die Grundausstattung. Für die Farbdaten nutze ich eine DBK 21AU04.AS. Verarbeitet werden die Bilder mit der Software AviStack. Im Gegensatz zur Planetenfilmerei wird die Brennweite hier aber mit einem Reducer auf 1.400 mm verkürzt. Der Grund: Ich suche die kürzeste gerade noch sinnvolle Belichtungszeit. Bei 0,2 s, wie in diesem Fall, musste ich zwar etwa 1.600 Bilder addieren, aber auf diese Weise ließen sich bestimmte Unschärfen durch Seeing sehr wirkungsvoll reduzieren. Mit dieser Vorgehensweise konnte ich in dem nur etwa 7'' großen Nebelchen noch feine Strukturen sichtbar machen. Umgeben wird dieser helle Bereich von einem recht strukturlosen Halo, dessen Durchmesser etwa 18'' beträgt. Dies war übrigens mein dritter Versuch an diesem Objekt und überraschenderweise waren die Seeingbedingungen für die Planetenfotografie an diesem Tage unbrauchbar."
Sh2-78 oder PN G046.8+03.8 Im Originalkatalog der HII-Regionen von Steward Sharpless [2] ist für das Objekt Sh2-78 ein scheinbarer Durchmesser von 12 arcmin angegeben. Es war noch keine Rede davon, dass dieser Nebel ein PN sein könnte. Die Abbildung 4 zeigt dieses Objekt, aufgenommen von Peter Remmel mit dem 14-Zoll-Hyperstar der Sternwarte Limburg. Heute wird dieser Nebel im Strasbourg-ESO-Katalog als PN G046.8+03.8 geführt, Rektasz. = 19h 03m 08s, Dekl. = +14 Grad 07' 00'' [1]. Wie kam es dazu? Erst 1990 wurde der sehr lichtschwache PN im Sternbild Adler durch E. Capellaro et al. als solcher identifiziert [3]. Zunächst wurde im Nebelzentrum ein blauer Stern gefunden. Das geschah durch Blinken von Vergleichsaufnahmen aus dem POSS, nachempfunden in der Abbildung 5. Der Zentralstern hat V = 17,78 mag und ist mit B-V = 0,2 mag eindeutig bläulich. Ferner wurden an der Europäischen Südsternwarte Spektren von Sh2-78 angefertigt. H überwiegt deutlich, während [O III] extrem schwach ist. Die Spektren zeigten eine auffällige Ähnlichkeit zu den Spektren anderer al-
3 IC 3568. Der Abstand zwischen dem Zentralstern und dem östlich gelegenen
gelben Stern beträgt 16''. Aufnahme von Ralf Burkart/Kreuels, Näheres zu Technik und Daten siehe Text.
4 Sh2-78, aufgenommen frühmorgens am 09.07.2013 von Peter Remmel.
Belichtungszeit 9 x 10 min mit QHY9m an einem 14-zölligen Hyperstar f/1,9 plus H-Filter (12 nm HWB).
VdS-Journal Nr. 53
66
Astrofotografie
ter, ausgedehnter Planetarischer Nebel wie Abell 24, 31 oder 71.
Der Bildautor schreibt dazu: ,,Josef Müller hatte auf der Mailingliste der Fachgruppe Astrofotografie dieses Objekt Anfang Juli 2013 vorgestellt und als Beispiel für zu wenig Belichtungszeit bezeichnet (immerhin 3 Stunden belichtet). Der als harte Nuss bezeichnete PN war allerdings schon deutlich sichtbar. In der Diskussion zu dem Bild wurden Filterungen in H+[NII] oder [OIII] als bessere Lösungen gesehen. Peter Riepe meinte, H sei die bessere Wahl. Und das hat sich bei meiner Aufnahme anscheinend bestätigt. An der Sternwarte Limburg habe ich mir diesen nicht oft gezeigten PN mit einem Hyperstar 14 Zoll mit f/1,9 plus HFilter (12 nm von Astronomik) und 90 Minuten Belichtungszeit vorgenommen. Das Teleskop sitzt auf einer Montierung Omegon pro Taurus GM-60. Am Aufnahmetag hatten wir sehr viel Dunst in der Atmosphäre. Sterne schwächer als 5 mag waren visuell nicht mehr sichtbar. Trotzdem kommt der fast rechteckige Nebel deutlich durch. Gestackt wurde in Regim 3, nachbearbeitet in MaxIm und Photoshop. Danke an Josef für diese schöne Anregung."
Der Leser sieht: Kreativität und auch ein wenig Mut sind gefragt, dann gelingen auch scheinbar schwierige astrofotografische Zielsetzungen.
5 Ausschnitt der Nebelmitte von Sh2-78. Links: POSS-B (blau), Mitte: POSS-F (rot),
rechts: Detail aus Abb. 4. Der Zentralstern ist markiert (roter Pfeil). Er ist im Blauen eindeutig heller als im Roten. Die kleine rote Gerade im mittleren Bild unten ist 20 Bogensekunden lang.
Literaturhinweise: [1] A. Acker et al., 1992: "Strasbourg-
ESO Catalogue of galactic Planetary Nebulae, I+II" [2] S. Sharpless, 1959: "A Catalogue of H II Regions", Astrophys. J. Suppl. 4, 257
[3] E. Capellaro et al., 1990: "Four newly identified Planetary Nebulae in the Palomar plate 18h48m +12o, Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 86, 503
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VdS-Journal Nr. 53
Astrofotografie
67
Die ,,Kronberger-PN"
- eine Zwischenbilanz von 2005 bis 2013
von Wilfried Wacker
Unser Hobby Astronomie muss spannend bleiben. Für mich besteht die Spannung darin, dass ich mehr oder weniger freiwillig immer (noch) am unteren technischen Limit herumkrebse. In einer früheren Journalausgabe hatte ich das schon einmal erläutert. Ich suche also mit preiswerter, teilweise selbst gebauter Ausrüstung meine Erfolge im kosmischen Allerlei, und so geht die Spannung so schnell auch nicht verloren. Man muss nur aufpassen, dass der Frust nicht die Oberhand gewinnt!
Spannend bleibt für mich auch die Auswahl meiner Wunschobjekte: Möglichst
unbekannt, rätselhaft, ultraweit entfernt, unmachbar usw. Ich nenne sie schlicht ,,Exoten". Und das lediglich mit einer Videoüberwachungskamera Watec 120N+ und einer Orion G3 Starshoot an einem Newton-Teleskop 300 mm/1.500 mm. Die Watec kann allerdings Langzeitbelichtungen bis etwas über 2 Minuten, was über eine spezielle technische Zusatzschaltung möglich wurde (dafür nochmals vielen Dank, Klaus!).
Meistenteils sind verständlicherweise negative Ergebnisse schon vorprogrammiert, so ,,unmachbar" sind die Objekte meiner Begierde zum Teil. Aber ich durf-
te auch schon einige Male staunen, dass sich im anschließenden, oft extrem bearbeiteten Bildergebnis doch etwas nachweisen ließ! Ich bin ständig auf der Suche nach solchen ,,exotischen Objekten", aber dass einmal ein privates Projekt aus einem Suchergebnis entstehen könnte und ich sogar mit dem Entdecker Kontakt aufnehmen würde - das hätte ich mir nicht träumen lassen. An dieser Stelle möchte ich unbedingt darauf hinweisen, dass es sich um ein rein persönliches Hobby-Projekt handelt. Ich wollte einfach wissen, was mit meiner Astroausrüstung am Nachthimmel erreichbar ist. Und deswegen kann ich es ja auch völlig unbeschwert einmal veröffentlichen!
Der Österreicher Matthias Kronberger arbeitet in der Schweiz bei der europäischen Organisation für Kernforschung CERN. Er ist Mitglied der internationalen
1 Kn 23, 20.08.2012, Newton 406 mm/1.830 mm, Watec
120N+, Langzeitbelichtung mit [O III]-Filter, 71 x 44 s. Deutlich erkennt man den sternförmigen PN links unterhalb der Mitte. Die etwas verschwommene Bildqualität ist filterbedingt.
2 Kn 26, 09.09.2012, Newton 406 mm/1.830 mm, Watec 120N+,
Langzeitbelichtung, 46 x 22 s. Nur eine extreme Bildbearbeitung macht den kleinen Propeller links der Mitte sichtbar.
VdS-Journal Nr. 53
68
Astrofotografie
3 Oben links: Kn 43, 04.09.2012, Newton 406 mm/1.830 mm,
Watec 120N+, Langzeitbelichtung plus H-Filter, 37 x 44 s. Wie ein kleiner Geist schwebt dieser ungewöhnlich geformte PN durch das Bild. Er ist im Verhältnis zu den anderen KnPN recht hell und reagiert gut auf den H-Filter.
4 Oben rechts: Kn 58, 04.12.2013, Newton 304 mm/1.500 mm,
Kamera Orion G3, 54 x 30 s. Mein letzter Wissensstand ist, dass die Natur dieses Objektes (noch) nicht geklärt ist. Relativ hell, auch ohne Filter.
5 Rechts: Und das soll laut SIMBAD und NED eine Galaxie
sein? SDSS-Bild von Kn 58.
,,Deep Sky Hunters" (DSH), einer Gruppe, die in den aktuellen Online-Bildkatalogen wie z. B. dem DSS (Deep Sky Survey) unter anderem nach noch unentdeckten Planetarischen Nebeln (PN) sucht. Im Januar 2011 gelang Matthias während der Durchsicht digitalisierter Aufnahmen aus den 1980er-Jahren die Entdeckung des auch ,,Fußballnebel" genannten PNs Kronberger 61 (Kn 61). Diese Entdeckung wurde weltweit publiziert und bedeutete zudem für mich privat den Startschuss zu meinem Projekt.
Matthias Kronberger betreibt seine Suche nach unentdeckten Objekten nicht erst seit 2011. Schon 2005 gab es Kronberger-Objekte. Die DSH haben bis heute
VdS-Journal Nr. 53
eine Menge bislang übersehener Objekte in den alten Bildarchiven entdeckt, nicht nur PN, auch Sternhaufen und galaktische Nebel, aber auch einige ,,Rätselobjekte", deren wahre Natur noch bestimmt werden muss. Die genaue Anzahl der bis heute gefundenen Objekte ist mir aktuell nicht bekannt, aber die Bezeichnung Kn 61 sagt ja schon etwas aus bezüglich der Anzahl der entdeckten Objekte. Und ich freue mich jetzt schon auf Nachrichten von Entdeckungen weiterer Objekte dieser hochkreativen Gruppe!
In Katalogen und Verzeichnissen findet man viele zum Teil völlig unbekannte Namen von Entdeckern, auf deren Objektlisten manchmal sogar nur ein oder
zwei Einträge verzeichnet sind! Aber das sind gerade die oft hochinteressanten, schwierig abzulichtenden Objekte, die zu meinen geliebten Exoten zählen! Somit interessierte mich auch im Jahr 2005 der Name ,,Kronberger" herzlich wenig, mein weit geöffnetes Augenmerk galt ausschließlich diesem in einem wahren Sterngewimmel verstecktem PN ,,Kronberger 15". Ich weiß noch, wie mir beim Betrachten am Bildschirm entfuhr: ,,Wie kann man so etwas überhaupt nur entdecken?" Am 30.04. und 11.10.2005 nahm ich mit der Watec zwei Serien auf: 90 x 10 Sekunden und 240 x 10 Sekunden. Deren beste Einzelbilder zeigten nach Mittelung und gewohnt starker Bearbeitung ein Bildergebnis, auf dem man
Astrofotografie
69
Tabelle 1: Auflistung meiner bisherigen Kronberger-PN
Status gesamt bis 2013
nicht nachgewiesen zweifelhaft gut die Besten
Anzahl 38
12 10 16 6
Nr. der Kn-PN 1, 2, 4, 5, 6, 7, 8, 9, 10, 11, 12, 13, 14, 15, 16, 18, 19, 20, 21, 23, 24, 25, 26, 28, 33, 34, 35, 36, 38, 39, 40, 43, 44, 45, 47, 56, 58, 61
1, 2, 5, 8, 10, 11, 12, 18, 21, 36, 45, 47 6, 7, 14, 20, 24, 34, 39, 44, 56, 61 4, 9, 13, 15, 16, 19, 23, 25, 26, 28, 33, 35, 38, 40, 43, 58 23, 25, 26, 33, 43, 58
den schwachen PN recht gut erkennen konnte. Aber das auch nur in einem stark nachvergrößerten Bildausschnitt! Wer möchte, kann sich das und mehr auf meiner Webseite [1] ansehen, wie Kn 15 dort im Sterngewimmel versteckt ist. Dass so etwas überhaupt gefunden wurde!
Wie gesagt, der Name ,,Kronberger" war mir 2005 noch völlig unbekannt. Erst 2011 mit der weltweiten Publikation der Entdeckung des PNs ,,Kn 61" bekam das Kind einen Namen, bekam die Bezeichnung ,,Kn" ein Gesicht. Nachdem mir dann noch bekannt wurde, dass es schon eine ganze Menge Kronberger-PN gibt, reifte die Idee meines kleinen, privaten Projekts. Ich forschte also nach Daten, Bildern und Koordinaten. Sehr hilfreich erwies sich dabei das Archiv der Cornell University Library mit den Abstracts astrophysikalischer Facharbeiten [2], eine riesige Online-Sammlung astrophysikalischer Publikationen. Hier fand ich die Arbeit von George H. Jacoby, Matthias Kronberger und Kollegen [3], in der es u. a. kleine Vergleichsbilder und eine Liste mit Koordinaten gibt - leider aber nicht von allen Kronberger-PN. Die restlichen fand ich oft auf Umwegen im Netz, oder auch durch nette Hilfe anderer Hobby-Astronomen. Falls Interesse besteht: Die Koordinaten aller bislang bekannten Kronberger-PN stehen ebenfalls auf meiner Webseite.
Auf Anfrage hatte Matthias mich in seiner Antwort-Mail ermutigt, es einfach einmal zu versuchen, mit meiner Ausrüstung die Kronberger-PN zu erwischen! Ich hätte es aber nicht sofort mit einem der schwierigsten Objekte, eben diesem Kn 61, versuchen sollen. Der Start des Projekts lief alles andere als glücklich! Na klar, dachte ich etwas geknickt, wenn es einfache Objekte wären, gäbe es die Kronberger-Liste wahrscheinlich gar nicht. Andererseits gibt es Kn 23, 25, 26, 43 und 58. Die sind so einfach, da fragt
man sich, wieso die noch niemand vorher entdeckt hat. Amateure und Semiprofis können schon wunderschöne Bildergebnisse von Kn 61 vorweisen, das bekomme ich natürlich nicht hin. Aber ich nutze deren Bilder und Aufnahmedaten als Vergleich für meine Planungen, um wenigstens den hellsten Bereich des Nebels nachweisen zu können. Sage einer, dass das nicht spannend sein kann!
Ein Wort noch zu den hier gezeigten Bildern. Es sind stark nachvergrößerte Ausschnitte der originalen S/W-Bilder der Watec (8 bit) bzw. S/W-Bilder der OrionKamera (16 bit). Wurde dann noch ein [O III]- oder ein H-Filter verwendet, ging die Qualität der Abbildung noch einmal etwas in den Keller. Ich bitte deswegen um Nachsicht. Mir kommt es lediglich darauf an, dass ein Objekt überhaupt auf dem Bild nachgewiesen wurde. In diesem Bericht sind die vier hellsten der bislang von mir abgelichteten Kn-Kandidaten dargestellt (Abb. 1-4), man will ja auch etwas sehen!
Ich schrieb oben schon einmal von ,,Rätselobjekten". Kn 58 ist so ein zweifelhaftes Objekt. Die Online-Datenbank SIMBAD [4] kennt Kronberger 58 mit diesem Namen nicht. Man hat also nur die Chance, über die Objektsuche nach Koordinaten auf den PN zu stoßen. Nach Eingabe der korrekten Koordinaten wird eine Galaxie ZOAG G136.8513.22 knapp neben dem eigentlichen PN ausgegeben. Das zu diesen Koordinaten gehörige POSS-Bild zeigt aber klar und deutlich einen bipolaren Nebel. Andere Kronberger-PN sucht man in SIMBAD ebenfalls vergeblich. Interessant ist auch, was die NASA Extragalactic Database (NED, [5]) zu Kronberger 58 sagt: Laut Koordinaten wird die Galaxie HFLLZOA E135 identifiziert. Das ist nur ein anderer Name für die Galaxie, die auch SIMBAD anzeigt. Und geht man dann in den Sloan Digital Sky Survey (SDSS DR10, [6]),
so findet man das, was die Abbildung 5 zeigt. Das ist doch keine Galaxie!!! Es ist also nicht unbedingt immer nur Wikipedia mit Vorsicht zu genießen, auch renommierte astronomische Datenbanken können wie beim Lotto sein: ,,ohne Gewähr"! Offensichtlich ist der Fall Kn 58 noch nicht geklärt.
Auch Kn 43 (Abb. 3) ist merkwürdig, er sieht überhaupt nicht wie ein PN aus, und dass er so gut auf den H-Filter reagiert, verwirrte mich etwas. Aber dann klärte mich ein lieber Mensch ,,mit Gewähr" auf, dass alte PN, die im interstellaren Medium stecken, in anderen Emissionen wie z. B. [O III] oftmals nicht oder viel schlechter zu sehen sind. Also kann es durchaus ein PN sein. Das herauszufinden ist aber Sache der Berufsastronomen. Ich bleibe bei meinen Leisten und hole mir einfach weitere Kronberger-PN vom Himmel - so sie denn willig sind und sich auf meinen bescheidenen Aufnahmen offenbaren! Und wenn sie mal nicht wollen, brauche ich ... nein, keine Gewalt, sondern eine andere Kamera, mit der Orion G3 und längerer Belichtungszeit, aber dann geht es an die Grenze der Machbarkeit meiner Montierung. Aber das ist ein anderes Thema.
Literaturhinweise (Stand: Juli 2014): [1] www.starwack.de/KN%20Projekt/
KN%20PNs.htm [2] http://arxiv.org/archive/astro-ph [3] G. H. Jacoby, M. Kronberger et
al., 2009: "Searching for Faint Planetary Nebulae Using the Digital Sky Survey", arXiv:0910.0465 [astro-ph.SR], s. a.: http://arxiv. org/abs/0910.0465 [4] Datenbank SIMBAD, http:// simbad.u-strasbg.fr/simbad/ [5] NED, http://ned.ipac.caltech.edu/ [6] SDSS, www.sdss3.org/dr10/ imaging/
VdS-Journal Nr. 53
70
Atmosphärische Erscheinungen
Der Zirkumhorizontalbogen
- Teil I: Auftreten und Häufigkeit
von Elmar Schmidt, Alexander Haußmann, Claudia Hinz und Peg Zenko
Der Zirkumhorizontalbogen (ZHB; englisch: circumhorizon arc, CHA) gehört zur Familie der Eiskristallhalos mit dem Prismenwinkel 90 Grad . Man findet ihn gelegentlich als spektralfarbiges Band etwa 45-50 Grad unter der hochstehenden Sommersonne. Er entsteht aus Licht, welches steil durch die Seitenflächen in horizontal schwebende, hexagonale Eiskristallplättchen eintritt und an den unteren Deckflächen flacher wieder austritt [1]. Die Abbildung 1 zeigt diese Geometrie schematisch für Positionen direkt unterhalb der Sonne. Daraus können mit dem Brechungsgesetz die Beziehungen für die Höhe hz des ZHB bzw. seinen Abstand d zur Sonne als Funktion der Sonnenhöhe hs wie folgt angegeben werden:
bzw.
Ein ZHB kann nur für solche Einfallswinkel auftreten, bei denen das in den Kristall geleitete Licht nicht im Inneren totalreflektiert wird. Dazu gehört der Strahl mit hz = 0 Grad , woraus die Bedingung
drehte Plättchenkristalle ändert sich die Projektion der (parallelen) Sonnenstrahlen auf die aus den Ein- und Ausfallsflächenloten gebildete Ebene nicht, so dass das ZHB-Licht nur von horizontparallelen Kleinkreisstücken kommen kann [2]. In der Aufsicht des Kristalls bleibt die Strahlrichtung dabei erhalten. Allerdings kann Licht nur bis zu einem Azimut von 90 Grad (streifender Einfall zur Seitenfläche) in die Kristalle eintreten. Im gebrochenen Strahl kommt es dadurch zu einem (als obere Kurve in der Abbildung 2 eingetragenen) sonnenhöhenabhängigen (halben) Grenzazimutwinkel gemäß
,
wobei die ZHB-Intensität jedoch wegen Aperturverkleinerung und Reflexionsverlusten schon weit unterhalb desselben stark verrringert sein wird (s. dazu auch den Infokasten).
1 Strahlengang für den ZHB
(hS = Sonnenhöhe; hZ = Höhe ZHB; n = Brechzahl Eis)
Aus der Grenz-Sonnenhöhe von knapp 58 Grad Grad (woraus in der Beobachtungspraxis meist 60 Grad und mehr werden) folgt zunächst, dass ein Sonnen-ZHB in betragsmäßig höheren geografischen Breiten als 55 Grad N und S nicht sichtbar ist. Im äußersten Norddeutschland demnach kaum sichtbar, können ZHBs im mittleren und südlichen Deutschland nur in einem Zeitraum von 6 bis 12 Wochen
folgt. Für = 610 nm (orangerot) und die zugehörige Brechzahl von Eis gegen Luft in 5,5 km Höhe und bei -20 Grad C (n = 1,3089) ergibt sich eine Grenz-Sonnenhöhe von 57,6 Grad . Für dieselben Daten wird in der unteren Kurve in der Abbildung 2 dargestellt, wie die Höhe des ZHB mit steigender Sonnenhöhe bis auf eine maximale Höhe von 32,4 Grad (= 90 Grad -57,6 Grad ) ansteigt. Bemerkenswert ist weiterhin, wie in der mittleren Kurve in der Abbildung 2 gezeigt, dass der ZHB keinen konstanten Abstand von der Sonne einnimmt, hier gemessen im Sonnenmeridian (senkrecht unterhalb der Sonne). Die Minimalablenkung beträgt für die obige Brechzahl und Wellenlänge Min = 45,5 Grad . Wie bei Prismen üblich, folgt sie aus der Symmetrieforderung = , dazu gehört die Sonnenhöhe
Für seitwärts vom Sonnenmeridian schwebende, zum Beobachter hin ver-
VdS-Journal Nr. 53
2 Zur Lage und Ausdehnung des ZHB; die Schattierung beim Azimut soll andeuten,
dass die Grenzkurve aus Intensitätsgründen nicht erreicht wird
Atmosphärische Erscheinungen
71
3a Links: Zirkumhorizontalbogen unter 22 Grad -Haloring in Green Bay,
Wisconsin (2008), Foto: Peg Zenko
3b Mitte: Zirkumhorizontalbogen und (nach links oben abgehend ein
Stück des Infralateralbogens) in Bad Schönborn am 26.06.2014, 13:15 Uhr MESZ (Sonnenhöhe 64 Grad ); die farbigen Bereiche erstrecken sich im Azimut über etwa 50 Grad . Foto: Elmar Schmidt
3c Unten: Zirkumhorizontalbogen am Wildalpjoch, Oberbayern, am
28.06.2012, 12:43 Uhr MESZ (Sonnenhöhe 64,8 Grad ), Foto: Claudia Hinz
zentriert zur Sommersonnenwende entstehen, und auch dann nur im Bereich max. +-1,5 Stunden um den wahren Mittag, z. B. gegen 13:05 Uhr MESZ in Dresden oder 13:35 Uhr MESZ in Köln. Die theoretische jährliche Sichtbarkeitsdauer von 150-300 Std. macht somit aber immerhin 3-7 % der Tageslichtstunden eines Jahres aus [3].
Die regelmäßigen Halobeobachter im Arbeitskreis Meteore e. V. berichteten in den Jahren 1990-2009 im Durchschnitt 8
ZHBs/Jahr (Rekordjahr 2004: 18 Stück). Das sind in der Relation zu allen HaloSichtungen nur 0,15 % [4]. Von daher kann man sich bei der Frage, ob der ZHB in Deutschland selten ist oder nicht, im Grunde beide Standpunkte zu eigen machen.
Die Abbildung 3a zeigt einen ZHB, der in der geografischen Breite (44,5 Grad ) nahe der Sonnenhöhe der Minimalablenkung aufgenommen wurde. Er fällt durch zweierlei gegenüber dem oberhalb stehenden
22 Grad -Haloring auf, zum einen durch die ,,geradlinige" Erstreckung parallel zum Horizont und dann durch ein deutlich gesättigteres Farbspektrum, das mit der Orientierung der erzeugenden Kristalle und mit dem größeren Prismenwinkel zu tun hat, welcher bekanntlich bei den Halos der 22 Grad -Familie nur 60 Grad beträgt. Für die Sonnenhöhe der Minimumsablenkung (ca. 68 Grad ) beträgt die Winkeldispersion beim ZHB zwischen Blau und Rot etwa 1,7 Grad . Sie nimmt für kleinere Sonnenhöhen stark zu, bei 60 Grad Sonnenhöhe
VdS-Journal Nr. 53
72
Atmosphärische Erscheinungen
etwa auf über 4 Grad , und auch wenn dabei
Tabelle 1: Foto-Datenbasis der statistischen Untersuchung
i. A. die Flächenhelligkeit des ZHB abnimmt und die Farben durch die größere ,,Luftperspektive" des (gemäß Diagramm in der Abbildung 2) dann niedriger stehenden Halos pastellfarbig entsättigt werden, können unter günstigen Umständen sehr breite Wolkenbereiche bunt erleuchtet sein. Die Abbildung 3b zeigt als eine von vielen Sichtungen im Som-
Quelle
Les Cowley www.atoptics.co.uk AKM-Archiv www.epod.com www.flickr.com andere & privat
Anzahl
65
15 16 121 27
von Experten (geschätzt)
70 %
Zeitraum 2006-09
Häufigkeit Anz./Jahr
16
90 %
2001-09
1,5
40 %
2002-08
2,3
30 %
2002-10
15
80 %
2001-10
3
mer 2014 eine solche Erscheinung [5].
Summe
244
Gelegenheitsbeobachter seien darauf hin-
Gew. Mittel
ca. 50 %
24
gewiesen, dass selbst der Eindruck dieser
nicht kontrasterhöhten Bilder meist nur
durch eine starke Sonnenbrille erhältlich findung ,,fire rainbow" im Internet ver- Für eine statistische Untersuchung wur-
ist; denn die Leuchtdichte eines mit Cir- selbständigt hat [6, 7].
de in diversen Quellen, welche die Jahre
ren bewölkten Himmels in Richtung der
2001-2010 überspannten, ausschließlich
Sonne liegt häufig schon im Bereich der Ein fast hundert Jahre altes Standard- nach Fotos von ZHBs recherchiert; Ein-
Blendgrenze (10.000 cd/m2) oder darüber. werk bezeichnete die ZHBs noch als Be- zelheiten zur Datenbasis werden in der
rührungsbögen zum 46 Grad -Halo bzw. ,,un- Tabelle 1 gezeigt. Wichtiges Kriterium
Bild 3c zeigt einen ZHB bei vergleich- tere zirkumzenithale Bögen" und wegen bei allen Sichtungen war, dass der Be-
barer Sonnenhöhe, aber in klarer Hoch- nur einer einzigen quantitativ auswert- obachtungsort und möglichst auch die
gebirgsluft und recht dünn bewölktem baren Sichtung (am Mond zumal) als Zeit bekannt sein mussten, um die Son-
Himmel. Unter ähnlich günstigen Um- ,,äußerst seltene Erscheinung" [8]. Heute nenhöhe berechnen zu können. Für die
ständen fallen leuchtend farbige ZHBs, gibt es umfangreiche Bildersammlungen Minderheit der Fotos ohne Zeitangaben
weil sie nicht so hoch am Himmel ste- [9], und die Suche nach ,,circumhorizon wurde unterstellt, dass die Sonne in Kul-
hen wie andere Halos, auch Laienbeob- arc" usw. bringt Hunderte spektakulä- minationshöhe stand.
achtern auf, was dann in den Medien für re Bilder zutage. Leider geschieht das
Widerhall sorgen kann. Bekannt wurden oft mit Zuschreibungen als Ufos oder Die Abbildung 4 enthält ein Histogramm,
die in großen Teilen der US-Bundesstaa- HAARP/Chemtrails, an denen nur richtig in welchem 239 ZHBs aus diesen Fotos
ten Washington und Idaho gesehenen ist, dass ZHBs gelegentlich in Fallstreifen nach Sonnenhöhe klassiert wurden. Zwei
Erscheinungen vom 3. Juni 2006, von und häufig an den Eiskristallen verweh- Drittel der Sichtungen wurden demnach
denen sich leider die journalistische Er- ter Kondensstreifen entstehen [10].
bei Sonnenhöhen zwischen 60 Grad und 70 Grad
vorgenommen. Es lässt sich zeigen, dass
dies auch der Bereich der größten Inten-
sität ist. Weitere Ergebnisse dieser Studie
werden nur kurz referiert [11]:
- Die logarithmische Höhenverteilung
(über dem Meeresspiegel) der Beob-
achtungsorte weicht nicht signifikant
von der Verteilung der entsprechen-
den Besiedlungsdichte ab (sog. hypso-
demografisches Profil, Cohen & Small
1998).
- ZHB-Sichtungen von der Südhalb-
kugel sind gemessen an der Bevöl-
kerungszahl in dieser Stichprobe
fünffach häufiger, wobei es sich aber
womöglich um einen Bias handelt,
der mit der Minderzahl der Daten aus
Asien und Afrika zu tun hat; denn so
gut wie alle Nordhalbkugelsichtungen
stammen aus Europa und den USA.
4 Häufigkeitsverteilung über Sonnenhöhe von 239 fotografisch dokumentierten ZHBs;
- 10 % aller Fotos stammen hingegen aus den relativ dünn besiedelten US-
für die dunkel gefärbten Balkenteile sind die Sonnenhöhen bekannt, den Einträgen
Bundesstaaten Washington, Oregon und
der helleren Balkenteile wurde mangels Zeitangaben die jeweilige örtliche Tages-
Idaho, für diese Häufung könnte orogra-
maximalhöhe der Sonne zugewiesen (einige könnten zu den nächstniedrigeren
fische Wolkenbildung eine Rolle spielen.
Klassen ,,wandern", was das Bild aber nur leicht ändern würde).
- In der globalen ZHB-Orteverteilung ist
VdS-Journal Nr. 53
Atmosphärische Erscheinungen
73
erstaunlicherweise eher eine Anti-Korrelation zum mittl. Cirrenbedeckungsgrad (Sassen, Wang & Liu; 2008) festzustellen; dies stimmt qualitativ mit der Erkenntnis erfahrener Beobachter überein, wonach Cirren nicht zwangsläufig gute Halokristalle enthalten.
In einem Folgeartikel werden Intensitätsund Sichtbarkeitsabschätzungen vorgestellt und der Einfluss von Kristallneigung (tilt) auf ZHBs untersucht.
Die Autoren danken Les Cowley für die Zusammen- und Zurverfügungstellung an ihn ergangener, datierter ZHB-Einsendungen.
Quellenangaben: [1] www.meteoros.de/themen/halos/
haloarten/ee23/ [2] W. Tape, J. Moilanen: Atmospheric
Halos and the Search for Angle x, Washington 2006 [3] www.atoptics.co.uk/halo/chafreq.htm [4] persönliche Mitteilung W. Hinz, Brannenburg (2010) [5] C. u. W. Hinz, Meteoros 17, 178 (Heft 9) 2014 [6] http://news.nationalgeographic. com/news/2006/06/060619rainbow-fire.html [7] https://www.flickr.com/search/ ?q=spokane%20circumhorizon
Mehr zur Geometrie des ZHB
Zusätzlich zu den Plättchenkristallen können auch doppelt orientierte, d. h., Säulenkristalle mit waagrecht fixierter Seitenfläche zum ZHB (und ZZB) beitragen, welche jedoch i. A. seltener sind.
Einfach orientierte, also waagrecht schwebende, ansonsten um die Längsachse frei rotierende Säulenkristalle erzeugen den Infralateralbogen (ILB), welcher für ZHB-Sonnenhöhen annähernd ringförmig ist, unterhalb der Sonne mit dem ZHB zusammenfällt und dort von diesem ununterscheidbar ist.
Ein ZHB kann natürlich auch durch Mondlicht entstehen. Hier sind in den gemäßigten geografischen Breiten vor allem Zeiträume von Interesse, in denen die Mondbahn nach Norden (und Süden) über die Ekliptik hinausgreift. Hierdurch kommt es hierzulande zu Mondhöhen bis fast 70o, bei denen der Mond aber nur in den Wintermonaten hell genug ist. Das ist gemäß dem 19-jährigen Saros-Zyklus erst ab etwa 2020 wieder der Fall.
Wenn der Strahlengang umgekehrt wie beim ZHB verläuft, also das Licht in die obere Deckfläche der Plättchenkristalle ein- und an einer Seitenfläche austritt, entsteht ein höher als die Sonne stehender Halo, der Zirkumzenitalbogen (ZZB). Für ihn muss die Sonne niedriger stehen als 32,4o. Der ZZB kann ebenso farbenprächtig werden wie ein ZHB, aber nie gleichzeitig mit jenem am Himmel stehen, verhält sich über Sonnenhöhe quasi komplementär.
[8] J. M. Pernter, F. M. Exner: Meteorologische Optik, Wien-Leipzig 1922
[9] www.meteoros.de/bildergalerie/cat/26 [10] www.abc.net.au/news/2014-11-03/
photographers-catch-rarefallstreak-cloud-formations-invictoria/ 5863482
[11] E. Schmidt, A. Haussmann, C. Hinz, P. Zenko: 10th Intl. Meeting on Light and Color in Nature, St. Mary's City, Maryland, USA, June 18, 2010
IMPRESSUM
VdS-Journal für Astronomie · Vereinszeitschrift der Vereinigung der Sternfreunde (VdS) e.V. Hier schreiben Mitglieder für Sternfreunde.
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74
Computerastronomie
Anzeige von Sternsystemen mit extrasolaren Planeten in GUIDE
- das Werkzeug Exoplanet-O-Mat
von Christian Sturm
Vor ein paar Monaten begann ich, Sterne zu beobachten, bei denen extrasolare Planeten entdeckt wurden. Nahezu alle derzeit bekannten Sternsysteme mit extrasolaren Planeten sind vom Amateur mittels CCD-Ausrüstung beobachtbar. Solche - auch Exoplaneten genannten Planeten - werden von Wissenschaftlern mit unterschiedlichen Methoden nachgewiesen. Die Existenz eines extrasolaren Planeten gilt als sicher nachgewiesen, wenn dieser durch mindestens zwei unterschiedliche Methoden mit ausreichender Messsignifikanz unabhängig bestätigt wird. Bis heute (Stand Februar 2015) konnten nur 39 der 1.864 bekannten extrasolaren Planeten direkt abgebildet werden.
Als Beobachter nutze ich eine CCD-Kamera und ein parallaktisch montiertes
Schmidt-Cassegrain-Teleskop mit 20 cm Öffnung. Das Aufsuchen der zu beobachtenden Objekte steuere ich über das Programm GUIDE [1]. In GUIDE fand ich einen Objektkatalog mit Sternsystemen, der extrasolare Planeten enthielt. Dieser war allerdings veraltet und wird meines Wissens auch nicht mehr aktualisiert. In den Bereich der Entdeckung von extrasolaren Planeten ist in den letzten Jahren viel Bewegung gekommen. Nicht zuletzt auch durch Missionen wie das Weltraumteleskop Kepler, welches einige Hundert extrasolare Planeten in einem kleinen Bereich des Himmels gefunden hat. Beim inzwischen in der Beobachtungsphase befindlichen Weltraumteleskop Gaia wird gar mit einigen Tausend Neuentdeckungen von extrasolaren Planeten gerechnet.
Der Wunsch von mir war, aktuelle Katalogdaten zur Verfügung zu haben. Die Suche nach einem aktuellen Katalog führte mich auf die Seite des Open Exoplanet Catalogue (OEC) [2], der von Hanno Rein ins Leben gerufen wurde. Dieser führt alle in der Wissenschaft behandelten extrasolaren Planeten auf. Es sind darin nicht nur bestätigte Planeten, sondern auch noch nicht bestätigte und auch verworfene Entdeckungen aufgeführt.
Bei OEC ist jeder Interessierte eingeladen, am Katalog mitzuwirken. Sobald neue Erkenntnisse durch Astronomen veröffentlicht werden, kann jeder Interessierte diese in den Katalog einbringen. Der Zugriff und die Verwaltung der Daten erfolgt mittels GitHub [3].
1 Benutzungsoberfläche des Exoplanet-O-Mat
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Durch die Beteiligung mehrerer Mitwirkender ist OEC sehr aktuell. Die Katalogdaten werden in zwei Formen bereitgestellt. Zum einen als tabellarische Auflistung im CSV-Format, zum anderen in strukturierter Weise in Form von XML-Dateien, wobei eine Datei immer genau ein System beschreibt. Dabei kann es sich um ein Einfach- oder Mehrfachsternsystem handeln.
Als Beobachter habe ich nicht die Möglichkeit, einzelne extrasolare Planeten zu beobachten; mich interessieren die Position am Himmel und die Helligkeit des Sterns. Hier kam die Idee auf, ein Werkzeug zur schnellen Bereitstellung der aktuell beziehbaren Daten als Anwenderdatensatz in GUIDE zu entwickeln und damit von den fleißigen Erstellern von Anwenderdatensätzen unabhängig zu sein.
Exoplanet-O-Mat Der von mir entwickelte Exoplanet-OMat [4] liest die von OEC bereitgestellten Daten über das Internet ein, bereitet die Daten für die Belange eines Amateurbeobachters auf und erstellt daraus Anwenderdateien für GUIDE. Nach Start des Programms sind lediglich drei Klicks auszuführen, bis die Daten in GUIDE zur Verfügung gestellt sind. Exoplanet-OMat und GUIDE müssen sich auf demselben Rechner befinden.
Mit durchdachten Filtern kann die Auswahl der Systeme beeinflusst werden. So kann zum Beispiel angegeben werden, bis zu welcher südlichsten Deklination Objekte beobachtet werden können. Alle südlicher befindlichen Objekte werden dann nicht an die GUIDE-Anwenderdatei übergeben. Ist durch die Instrumentierung ein maximaler Deklinationswert gegeben, kann auch dieser angegeben werden. Weitere Beispiele sind die Filterung nach Rektaszension, Sternbild, Objekthelligkeit und Sternsystemart.
In der Liste (vgl. Abb. 1) werden vor allem die vom OEC-Katalog bereitgestellten Informationen angezeigt. Die Einträge in der Spalte ,,Sternbild" werden durch Exoplanet-O-Mat ermittelt.
Der Beobachter kann zu jedem System ein Datum der Beobachtung und drei Bemerkungen hinterlegen. Die Einträge
2 Ansicht des Himmels in GUIDE mit einigen eingezeichneten Systemen mit
extrasolaren Planeten
können gespeichert werden und stehen bei erneutem Programmstart wieder zur Verfügung. Die Auswahl der Systeme kann auch danach erfolgen, ob das System bereits beobachtet wurde.
Exoplanet-O-Mat erzeugt Anwenderdateien mit der Ausprägung ,,8" im GUIDEProgrammverzeichnis. Nach Aktivierung von ,,Planetensysteme OEC" unter ,,Extras", ,,Anwender Datensätze" erscheinen die Systeme in der Ansicht am ,,GUIDEHimmel" (Abb. 2).
Es kann die Anzahl der bestätigten extrasolaren Planeten hinter der Objektbezeichnung in eckigen Klammern angezeigt werden. Auch noch nicht bestätigte Entdeckungen (in der Wissenschaft kontrovers diskutiert) werden angegeben. Bereits beobachtete Systeme können mit einem Sternchen (*) markiert werden, um etwa gezielt noch nicht beobachtete Systeme aufzusuchen.
Exoplanet-O-Mat wurde unter Windows 7 und 8 getestet und erfordert ein Windows .NET Framework in der Version 4.5. Weitere Beschreibungen sind in der Anleitung zum Programm nachzulesen. Diese ist bei [4] zu finden.
Quellenangaben (Stand Sept. 2014): [1] GUIDE: www.projectpluto.com [2] Open Exoplanet Catalogue:
www.openexoplanetcatalogue.com [3] GitHub: https://github.com/
openexoplanetcatalogue [4] Exoplanet-O-Mat: www.lx200.de/wz
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Computerastronomie
+ + + + + + + + + + Computer-Ecke + + + + + + + + + +
Kimmtiefe
Die Sichtweite wird umso größer, je höher man auf einen Berg steigt - so weit, so trivial. Ein weiteres Phänomen ist, dass damit auch der Horizont sich absenkt. Das Maß für die höhenabhängige Horizontabsenkung ist die Kimmtiefe. Sie wird in Grad ( Grad ) gemessen.
Die Kimmtiefe lässt sich relativ einfach in Formeln fassen - mehr als Trigonometrie und Pythagoras ist nicht enthalten. Für die Kimmtiefe gilt:
= arccos ( R/( R + h ) ),
wobei R der Erdradius und h die Höhe über dem Meeresspiegel ist; beides ist in gleichen Einheiten zu messen. Auch für die Sichtweite W von Berggipfeln gibt es einen einfachen Ausdruck:
W = ( R + h )2 - R2
Ein paar Zahlenbeispiele und Sichtweite: Brocken (1.141 m) Teneriffa (2.500 m) Reiseflughöhe (11.000 m)
für Kimmtiefe
1,08 Grad 120 km 1,60 Grad 179 km 3,36 Grad 375 km
Schon bei den deutschen Mittelgebirgen kommt man folglich auf eine Horizontabsenkung vom Zweifachen des Vollmonddurchmessers.
Auf Teneriffa ist es im Frühjahr möglich, drei der fünf Sterne des ,,Kreuz des Südens" knapp über dem Horizont zu sehen. Das gleiche gilt übrigens für Achernar und Car. Dies wird durch die Kimmtiefe ebenso entscheidend begünstigt wie durch die atmosphärische Refraktion.
Auf Helgoland ist es selbst bei ausgezeichneter Fernsicht nicht möglich, vom Oberland (62 m Höhe über dem Meeresspiegel) aus das 47 km entfernte Festland zu sehen (wir nehmen eine Baumwipfelhöhe von 20 m über dem Meeresspiegel an und nehmen zudem Leuchttürme von unserer Betrachtung aus). Dennoch gibt es auf der Überfahrt eine Stelle, von der aus man nicht nur das Festland, sondern auch das helgoländische Oberland gleichzeitig klar und deutlich erblicken
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kann. Dies scheint nur auf den ersten Blick paradox.
Wenn man wie in diesem Beispiel entscheiden will, ob zwischen zwei höher gelegenen Punkten Sichtverbindung besteht, dann muss man die rechnerischen Sichtweiten addieren (Abb. 1). Für die Sichtweiten vom Oberland ergibt sich mit obiger Formel 28 km, während man für das Festland 16 km bekommt. Zusammengenommen reichen diese 44 km nicht für eine direkte Sichtverbindung.
Bei der Überfahrt liegt jedoch eine anderen Geometrie vor: Man befindet sich an Bord in etwa 5 m Höhe, d. h., man bekommt an Bord eine Sichtweite von immerhin 8 km, die man in beide Richtungen anwenden darf (s. Abb. 2). Damit bekommt man insgesamt 60 km, was ausreicht, um während der Überfahrt beide Ziele am Horizont ausmachen zu können.
Schöner Nebeneffekt bei den Betrachtungen zur Kimmtiefe ist, dass man sich die Erdkrümmung mit sehr einfachen Mitteln vor Augen führen kann.
Bücherkiste
Solar System Dynamics
von C. Murray und St. Dermott ist ein Fachbuch, welches sich den vielfältigen ausgefallenen und teilweise bemerkenswerten Phänomenen der Gravitation in unserem Sonnensystem widmet. Es wendet sich an jene Leser, die bereits himmelsmechanische Grundkenntnisse besitzen und etwas tiefer in die wunderbare Welt der Schwerkraft einsteigen möchten. Als Themen werden z. B. das 2- und 3-Körperproblem, Gezeitenkräfte, Rotation-Bahn-Kopplung, Störungsrechnung, Resonanzen, Langzeitentwicklungen und Planetenringe behandelt. Es bietet zwar viel Formelwerk, kann aber auch als Textbuch gelesen werden. Im Netz sind Leseproben verfügbar.
1 Grenzfall einer Sichtverbindung zwischen zwei Objekten, die gegenüber ihrem Umfeld
erhöht sind. Um zu entscheiden, ob zwischen ihnen eine Sichtverbindung vorliegt, können die höhenabhängigen Sichtweiten der einzelnen Objekte zu ihrem jeweiligen Horizont addiert werden.
2 Geometrie der Sichtverbindung zu zwei Objekten von einer erhöhten Position
zwischen ihnen. Obwohl zwischen den beiden Objekten selbst keine Sichtverbindung besteht, können beide von der Zwischenposition aus gesehen werden.
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,,Jeder kann programmieren"
ist eine Initiative des Fraunhofer-Verbundes IUK-Technologie sowie einigen Partnern mit dem Ziel, eine Plattform mit Informationen, Workshopmaterialien und Tutorials zu schaffen, um Menschen, insbesondere Jugendliche, für das Programmieren zu begeistern und Berührungsängste abzubauen. Das Leitmotiv dieser Initiative ist, dass Menschen sich in der digitalen Welt nicht nur als Konsumenten verstehen sollten, sondern vielmehr entsprechende Kenntnisse erwerben und
somit sich selbst in die Lage versetzen sollten, eben diese digitale Welt mitzugestalten. Ein weiteres Anliegen ist, das Bild über IT-Experten von ,,verschrobenen Nerds" zu korrigieren. Vorbild dieser Aktion ist die amerikanische Initiative code.org, welche eine ähnliche Zielsetzung verfolgt.
Die Hürden für den Einstieg in die Programmierung waren in der Tat noch nie so niedrig wie gegenwärtig: Im Netz ste-
hen extrem viele Anleitungen und teils kostenlose Tools sowie reife und komfortable Entwicklungsumgebungen zur Verfügung. Es gibt eigentlich alles, was man braucht; und kleine Helferlein für Ausbildung, Beruf, Steuer, Finanzen, Verein oder Hobby wie dem unsrigen sind damit in der Tat schnell umzusetzen.
http://jeder-kann-programmieren.de/
Software
Autostakkert
Für Sternfreunde, die mit einer Webcam arbeiten und die von ihr gelieferten Einzelbilder zu Summenbildern ,,stacken", könnte sich ein Blick auf die Software Autostakkert lohnen. Eine der Stärken dieses Programms ist die MultipointAusrichtung: Anstatt die Einzelbilder unter Verwendung eines Bildpunkts auszurichten, können mehrere Bildpunkte für das Ausrichten definiert werden. Damit nutzt diese Methode aus, dass die Luftunruhe nicht gleichmäßig ausfällt, sondern über das gesamte Bildfeld variieren kann. Autostakkert wurde vom Niederländer Emil Kraaikamp geschrieben und kann unter www.autostakkert.com/ kostenfrei heruntergeladen werden, wo-
bei der Programmautor um einen freiwilligen Obolus für seine Bemühungen bei der Entwicklung dieses Tools bittet. Von Hartwig Lüthen gibt es zudem im Netz eine ausführliche Videoanleitung zu Autostakkert und der Handhabung der Multipoint-Ausrichtung.
Dateien mergen und vergleichen mit ,,Beyond Compare"
Der Begriff ,,Mergen" bezeichnet das Verschmelzen zweier Textdateien, die nur geringfügige Unterschiede aufweisen. Ein typischer Anwendungsfall für das Mergen ist das Arbeiten zweier oder mehrerer Personen an ein und derselben Textdatei; z. B. ein Skript, eine Tabelle
oder eine Quelltextdatei für ein Programm.
Wenn nun die Arbeiten abgeschlossen sind, stellt sich oft folgende Frage: Wie bekommt man die Änderungen aller Beteiligten möglichst elegant in eine Datei zusammenkopiert, ohne dass sich die Änderungen aus verschiedenen Quellen gegenseitig überschreiben bzw. ohne dass Änderungen vergessen werden? Dies in Handarbeit mit Copy und Paste lösen zu wollen, kann sehr unübersichtlich und fehleranfällig werden.
Abhilfe schaffen hier spezielle Werkzeuge; auch Merge-Tools genannt. Die Software Beyond Compare leistet gute Dienste beim Analysieren der Unter-
1 Screenshot von Beyond Compare. Das Tool erkennt Unterschiede in Textdateien sowohl auf Zeilen- als auch auf Zeichenbasis und
ermöglicht das komfortable Zusammenbauen von Dateien, die alle gewünschten Textbestandteile enthält.
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Computerastronomie
schiede zwischen zwei Textdateien und dem etwaigen Verschmelzen. Fehlende bzw. überschüssige Zeilen werden von dieser Software ebenso erkannt wie einzelne textuelle Abweichungen innerhalb einer Zeile, wie in der Abbildung 1 angedeutet. Das Mergen, also das eigentliche Verschmelzen der Dateien, kann dann mittels Mausklick auf eine Schaltfläche, die an jeder Abweichung platziert wird, vorgenommen werden. Auf diese Weise behält der Bearbeiter stets die volle Kontrolle über sämtliche Änderungen und kann auch jederzeit Merge-Konflikte (z. B. Änderungen aus verschiedenen Quellen an der gleichen Position) erkennen und klären.
Das Mergen kann zudem auf komplette Verzeichnisse ausgedehnt werden; auch das Synchronisieren von Verzeichnissen ist möglich, z. B. für Backup-Zwecke.
Beyond Compare ist Shareware mit einer 30-tägigen Evaluierungsphase; der Kaufpreis beträgt 30 US-Dollar. Für Leute, die zumindest hin und wieder vor diese Aufgabe gestellt sind, ist es eine sinnvolle Überlegung: www.beyondcompare.de/
Für die reine Merge-Funktionalität wäre WinMerge eine Alternative, welches weniger komfortabel, jedoch dafür kostenlos ist: http://winmerge.org/?lang=de
R - eine Programmiersprache mit umfangreichen Statistikmöglichkeiten
von Frank Theede Der Computer wird seit seiner Erfindung eingesetzt, um große Mengen von Daten statistisch auszuwerten und darzustellen. Diese Aufgaben begegnen auch dem (Amateur-)Astronomen bei diversen Fragestellungen, z. B. bei der Erstellung von Statistiken zu Kleinplanetenverteilungen und Auswertungen von Lichtkurven.
Als Standardsoftware für derartige Aufgaben hat sich das Statistik-Paket ,,R" etabliert. Es handelt sich dabei um eine Programmiersprache, mit der man statistische Auswertungen und Grafiken, z. B. zur Zeitreihenanalyse, erstellen kann.
R ist für die Betriebssysteme Unix (diverse Derivate), Windows und MacOS unter der ,,GNU General Public License" sowohl als fertig compiliertes Programm als auch im Source-Code frei verfügbar. Die Software ist weitverbreitet und wird aktiv gepflegt, es gibt z. B. ein ,,R Journal" auf der Projekt-Homepage www.r-project.org/. Die Dokumentation (englisch) ist professionell und ausführlich (mehrere Tausend Seiten). Daneben sind diverse Bücher (auch auf Deutsch) erhältlich; diese reichen von ,,R for Dummies" über das ,,R Cookbook" bis zu ,,Using R for Numerical Analysis in Science and Engineering".
Neben der Bedienung von R über die Kommandozeile stehen mehrere grafische Benutzeroberflächen zur Verfügung, hier sei besonders das Plugin ,,StatET" für die weit verbreitete IDE ,,Eclipse" erwähnt.
Ein wichtiger Vorteil von R ist die große Nutzerbasis und die daher gut getesteten Implementierungen der Algorithmen. Somit kann R zur Verifizierung eigener spezialisierter Software dienen - und der oder die C- und FORTRAN-Kundige kann sich eine funktionierende Umsetzung im Source-Code anschauen.
Im Netz
ISS-Transits abpassen mit CalSKY
Vorübergänge der Internationalen Raumstation (ISS) vor der Sonnen- oder Mondscheibe erfreuen sich als reizvolle Fotomotive wachsender Beliebtheit. Solche Ereignisse berechnen zu lassen ist mit den einschlägigen Webseiten relativ einfach. CalSKY beispielsweise bietet unter www.calsky.com/cs.cgi einen Online-Rechner für solche Ereignisse an (auf der Seite einfach dem Link ,,Transite der ISS vor Sonne und Mond" folgen). Dort können der Wohnort bzw. die geografischen Koordinaten des Beobachters, die Zeitspanne und die Art des Ereignisses (Transits, Überflüge und Begegnungen mit Gestirnen) vorgegeben werden. Eine besondere Option ist die Angabe eines Radius in km um den Beobachtungsort, den man für solche Transits zu reisen bereit wäre. Eine alternative Website ist ISS Transit Prediction unter: http://pictures.ed-morana.com/ISSTransits/ predictions/.
Online-Rechner für Durchmesser von Asteroiden
Auf den Seiten von Dan Bruton (Stephen F. Austin State University, Texas) findet sich ein Formular zur Berechnung des
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Durchmessers eines Asteroiden anhand seiner absoluten Helligkeit und seiner Albedo. Die Absolute Helligkeit ergibt sich aus der gemessenen Helligkeit, normiert auf die Entfernung des Asteroiden von 1 AU zur Erde und 1 AU zur Sonne. Link: www. physics.sfasu.edu/astro/asteroids/sizemagnitude.html
Hotel Mauna Kea
,,Hotel Mauna Kea" ist ein Stück, welches eine Gruppe junger Astronomen auf der Grundlage des Songs ,,Hotel California" von den Eagles aufgenommen hat. Sie haben darin die Facetten (und manchmal auch Widrigkeiten) des astronomischen Alltags auf einer der höchstgelegenen Sternwarten der Welt thematisiert. Der Song ist schon ein paar Jahre alt, aber richtig gut gemacht: www.sciencefriday.com/video/12/04/2007/yourvideo-hotel-mauna-kea.html
Alle Webseiten-URLs haben den Stand Oktober 2014.
Deep Sky
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HTT 2014 - ein kleiner visueller Rückblick
von Robert Zebahl
Das 15. Herzberger Teleskoptreffen (HTT), welches Ende September 2014 im südbrandenburgischen Flachland stattfand, war wieder einmal ein Höhepunkt des Jahres. Viele alte und neue Bekannte, Gespräche und Anekdoten konnten uns selbst bei dem meist trüben Wetter nicht die Laune verderben. Die letzte Nacht war dann endlich durchgehend klar und die meisten nutzten diese für ausgiebige Beobachtungen und Fotografie, auch wenn es sehr feucht zuging. Ich selbst war mit meinem 8-Zoll-f/6-Dobson vor Ort und konnte so einige Objekte auch mit größerer Öffnung beobachten. Der Himmel war insgesamt leicht aufgehellt, die visulle Grenzgröße lag bei mindestens 6,0 mag (Bortle 4, SQM-L im Zenit ca. 21,1 mag/arcsec2). Messier 33 konnte ich freisichtig indirekt gerade noch erkennen. Nachfolgend möchte ich zwei Objekte kurz beschreiben, welche mir besonders in Erinnerung geblieben sind.
Hickson 88 Am Anfang der Nacht war die recht tief stehende Galaxiengruppe Hickson 88 (HCG 88) im Sternbild Aquarius das Ziel. Hickson Compact Group (HCG) bezeichnet dabei einen Katalog von heute insgesamt 100 Galaxiengruppen, welcher von Paul Hickson erstmals im Jahr 1982 veröffentlicht wurde. Die Gruppe Hickson 88 umfasst insgesamt 4 Galaxien, wobei die beiden hellsten Mitglieder (NGC 6977 und NGC 6978) eine visuelle Gesamthelligkeit von ca. 13,3 mag aufweisen. Zuerst durfte ich die Gruppe in Kai Kretzschmars neuem 33-Zoll-Dobson bestaunen, wobei wir recht einfach 3 Galaxien sehen konnten, welche in einer Reihe mit fast gleichen Abständen zueinander lagen. NGC 6978 zeigte sich bei 194x als deutlich elongierter Nebel mit hellerem Kernbereich, wobei der Rand sehr diffus in den Hintergrund überging. NGC 6977 wirkte dagegen rundlich bis leicht oval mit einem leicht helleren Zentrum. Beide Galaxien waren direkt ohne Probleme sichtbar. Das dritte Mitglied dieser Gruppe ist NGC 6975 mit einer visuellen Gesamthelligkeit von ca. 14,0 mag und konnte nur indirekt als rundlicher, schwacher Nebel mit etwas helle-
rem Zentrum gesehen werden. Das vierte Mitglied (PGC 65612, Blauhelligkeit 15,0 mag) blieb uns verborgen, da wir schon mit Tau auf dem Fangspiegel zu kämpfen hatten. Nun war ich gespannt, was davon mit 8 Zoll Öffnung zu
sehen war. Leider steht diese Galaxiengruppe in unseren Breiten mit einer Kulminationshöhe von ca. 32 Grad nicht sehr hoch, so dass gute Horizontsicht erforderlich ist. In dieser Himmelsregion konnte ich einen SQM-L-Wert von ca. 20,6 mag/ arcsec2 messen. Schon vor zwei Jahren, ebenfalls auf dem HTT unter besseren Bedingungen (Bortle 3), versuchte ich mich vergeblich an dieser Galaxiengruppe. Doch die zahlreichen Beobachtungen lichtschwacher Objekte sollten sich nun bezahlt machen: Ich beobachtete bei
1
GM1-29 (vgl. S. 80), gesehen am 18-Zoll-Dobson
bei 205x (Mathias Sawo) 171x und konnte nach einer kleinen Weile NGC 6978 indirekt sicher als ovalen, nahezu gleichmäßigen Nebel ausmachen. Die nahestehende NGC 6977 war etwas schwächer und wirkte rund. Die beiden anderen Mitglieder blieben mir verborgen. Ein schöner Auftakt für eine lange Nacht unter klarem Himmel.
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Deep Sky
GM1-29 Ein weiteres, höchst interessantes Objekt ist GM1-29 (HH 215, Gyulbudaghians Nebel) im Sternbild Kepheus, welcher sich ca. 1,5 Grad entfernt vom bekannten Irisnebel befindet. GM1-29 zählt zu den Herbig-Haro-Objekten, benannt nach den Astronomen George Herbig und Guillermo Haro, welche sich um junge Sterne (Young Stellar Objects) bilden. Sie entstehen durch ausgestoßenes Gas dieser Sterne, welches auf umliegende Staubwolken trifft. Visuell handelt es sich im Allgemeinen um meist sehr kleine und schwache Objekte. Für die meisten Herbig-Haro-Objekte dürften Nebelfilter eher weniger gewinnbringend sein. Das Besondere an GM1-29 ist seine Variabilität, welche sich auch in seiner Helligkeit widerspiegelt. So wurde er über einige Jahre selbst in großen Teleskopen
nicht gesehen. Angeregt durch einen Bericht im Jahr 2013, wo dieser Nebel mit 12 Zoll Öffnung erfolgreich beobachtet wurde, habe ich mich das erste Mal mit Erfolg an diesem Nebel mit 8 Zoll Öffnung versucht. Es war lediglich ein kleiner, sehr schwacher Nebel erkennbar. Zum HTT 2014 wollte ich ihn nun endlich mit größerer Öffnung sehen. Mathias Sawo aus dem Raum Erfurt stand mir mit seinem 18-Zoll-f/4,5-ObsessionDobson zur Seite und wir stellten das Objekt ausgehend vom Irisnebel ein. Bei ca. 205-facher Vergrößerung war der Nebel indirekt ein auffälliges Objekt und zeigte die charakteristische dreieckige Form ähnlich einem Kometen. Nach Süden hin war GM1-29 gut definiert und heller werdend, nach Norden fächerförmig und diffus in den Hintergrund auslaufend. Indirekt konnten wir beide blickweise
eine stellare Aufhellung an der Südspitze erkennen. War das vielleicht PV Cephei, durch welchen der Nebel angeregt wird? Mathias fertigte daraufhin eine Zeichnung an (Abb. 1). Im Anschluss beobachteten wir den Nebel noch in meinem 8-Zoll-Dobson bei 171x, wo er indirekt als recht kompakter, schwacher Nebel ohne klare Form erkennbar war.
Neben diesen beiden Objekten wurden natürlich noch viele andere Objekte, vornehmlich Galaxien, beobachtet. Es war für mich und sicher auch andere wieder einmal ein gelungenes Teleskoptreffen mit familiärer Atmosphäre, bei dem man sich auf eine Fortsetzung freuen darf.
Planetarische Nebel
in kosmischer Nachbarschaft
von Frank Leiter und Christian Weis
- Teil 2 -
Es gibt von unseren Breiten aus 14 sichtbare interessante ,,kosmische Begegnungen" von Planetarischen Nebeln (PN) mit anderen Deep-Sky-Objekten. Im ersten Teil dieses Artikels wurden die Auswahlkriterien definiert und die Liste veröffentlicht sowie der visuelle Anblick der Objektpaare 1 und 2 beschrieben. In diesem zweiten Teil werden nun die restlichen Objektpaare besprochen. Zum Einsatz kamen dabei ein 16-zölliger (F. L.) bzw. ein 18-zölliger Selbstbau-Dobson (C. W.). In den Abbildungen ist das Gesichtsfeld (GF) in Bogenminuten angegeben. In allen Abbildungen liegt Norden oben und Osten links.
Objekt 3: PK 107-2.1/NGC 7423
F. L.: Bei 225-facher Vergrößerung (ab jetzt kurz: 225x) fällt PK 107-2.1 durch ein sehr starkes Ansprechen auf den [O III]-Filter auf. Blinken des Objekts ist einfach und erlaubt sicheres Identifizieren. Im Rahmen der Luftruhe war der PN an diesem Tage stellar. Die Galaxie NGC 7423 wurde nicht gezielt gesucht und fiel nicht auf.
C. W.: Der PN ist gerade noch sichtbar und kann durch Filterblink identifiziert werden. Er verbleibt stellar. NGC 7423 ist groß, verfügt aber nur über eine geringe Flächenhelligkeit. Zwei Sterne in der Galaxie blitzen hervor, die Galaxie ist diffus und etwa 1:1,5 in N-S elongiert.
1 PK 107-2.1 und NGC 7423, 18-Zöller und 226x, GF ca. 16'
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FÜR ALLE, DIE MEHR WISSEN WOLLEN.
Wie wurde das berühmte ,,Gottesteilchen" entdeckt? Und welche Bedeutung hat sein Nachweis für unser Verständnis der Naturgesetze? Jon Butterworth berichtet hautnah über die Ereignisse hinter den Kulissen der Weltmaschine und von der unglaublichen Entdeckung.
,,Die meisten Berichte über die Ereignisse am CERN wurden aus einer theoretischen Sicht von Außenstehenden geschrieben. Jon Butterworth hingegen ist ein beteiligter Forscher und schildert als Erster, wie die Entdeckung aus der Sicht eines Insiders ablief." - Peter Higgs, Nobelpreisträger für Physik
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F. L.: Bei 400x ist PK 52-4.1 ein sternförmiges Objekt, das sehr gut auf den [O III]-Filter anspricht und entsprechend mit Blinken leicht zu identifizieren ist. Der benachbarte PK 51-3.1 steht am rechten Winkel eines rechtwinkligen Dreiecks. Bei 145x lässt sich der PN bereits mit [O III]-Blink identifizieren. Er erscheint bei 400x leicht ausgedehnt, etwas größer als ein Sternscheibchen vergleichbarer Helligkeit. Bei 660x in einer Phase überdurchschnittlich ruhiger Luft bestätigte sich diese feine Ausdehnung, zudem ist der Anblick am besten mit einem sichtbaren Zentralstern zu vereinbaren.
C. W.: Zwei sehr schöne stellare PN in einem Gesichtsfeld. Beide sind direkt ohne Filter einfach sichtbar und können per Filterblink als PN identifiziert werden. Sie zeigen eine gute Reaktion bei [O III]- und UHC-Filterung, bleiben aber stellar innerhalb des Seeings bis zu einer angewendeten 452-fachen Maximalvergrößerung.
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Deep Sky
Objekt 5: PK 43+11.1/NGC 6635
F. L.: nicht beobachtet
C. W.: Die Galaxie NGC 6635 - bei 94x sofort indirekt sichtbar - ist aber relativ schwach. Bei hoher Vergrößerung ist der der Kernbereich etwas heller, blickweise leicht in SW-NO elongiert (unsicher), PK 43+11.1 ist äußerst schwierig, da Filter und Gitter nicht helfen. Das richtige Objekt konnte ich erst mit genauer Kenntnis der Lage (ALADIN) identifizieren; insgesamt ist das Objekt bzw. die Konstellation eher unspektakulär.
3 PK 43+11.1 und NGC 6635, 18-Zöller und 94x, GF ca. 48'
Objekt 6: PK 21-0.1/NGC 6649
F. L.: nicht beobachtet
C. W.: Der Offene Sternhaufen NGC 6649 ist sehr hell und einfach zu sehen, indirekt ist er komplett aufgelöst, kein Nebel involviert; der PN selbst ist grenzwertig. Nach langer Suche mit Hilfe von SIMBAD konnte ich ihn finden, nur bei 94x und mit Filter etwas flächig gesehen (80 % sicher), bei höheren Vergrößerungen sind die Filter zu stark, aber auch ohne Filter ist der PN bei hohen Vergrößerungen nicht besser zu sehen, PK 21-0.1 bleibt ein schwieriges Objekt.
4 PK 21-0.1 und NGC 6649, 18-Zöller und 94x, GF ca. 48'
Objekt 7: NGC 6543/NGC 6552
F. L.: Auf den ersten Blick zeigt sich bei 92x ohne Filter eine leuchtend grüne und elliptische Scheibe. In dieser steht ein sehr heller Zentralstern. Mit Filter und 225x scheint die scharf begrenzte Ellipse noch von einem schwachen Halo umgeben zu sein. Die Galaxie NGC 6552 habe ich nicht aufgesucht.
C. W.: NGC 6543 ist sehr hell und erscheint grün, Zentralstern ist auffällig hell, Strukturen sind schon ohne Filter sichtbar, mit Filter erscheint zusätzlich noch IC 4677 - ein Ausläufer des Planetarischen Nebels. NGC 6552 ist deutlich schwächer aber noch direkt sichtbar, indirektes Sehen hilft hier sehr.
5 NGC 6543, NGC 6552 und IC 4677, 18-Zöller und 161x,
GF ca. 23'
Objekt 8: M 46/PK 231+4.1
Diese Objekte wurden bereits im ersten Teil dieses Artikels beschrieben, da sie zusammen mit NGC 2438 ein schönes Trio bilden.
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Objekt 9: IC 1295/NGC 6712
6 IC 1295 und NGC 6712 im 3,5-Zoll-Refraktor mit UHC-Filter, Kombination von
25 Einzelaufnahmen zu je 120 s Belichtungszeit bei ISO 3200, GF ca. 60' x 46'
Dieses Objekt war der Auslöser für diesen Artikel. Bei einer Beobachtung unter praktisch perfektem Himmel in den Vorarlberger Alpen stolperte einer der Autoren (C. W.) beim ,,Schlendern" durch die Milchstraße über dieses hübsche Pärchen. Da beide Objekte recht hell sind, sind sie auch für kleinere Optiken geeignet und sind schon in einem 6-Zöller zu sehen. Dabei leistet ein UHC-Filter beim Nebel gute Dienste.
F. L.: Der PN IC 1295 ist bei 92x bereits ohne Filter sichtbar und erscheint als sehr großes, rundes Objekt. Die Helligkeitsverteilung der Fläche ist unregelmäßig. Der Kugelsternhaufen NGC 6712 ist bei 225x bis zur Mitte aufgelöst.
C. W.: Der Kugelsternhaufen ist sehr hell und auffällig flächig, dabei eckig. Der hellere Kernbereich wird von einem schwächeren ,,Halo" umgeben, der nach Nordwesten größer ist. Der PN selbst ist eher schwach zu sehen, wird aber zum Hingucker, wenn ein [O III]- oder UHC-Filter eingesetzt wird. Dann erscheint ein runder Fleck, ähnlich groß wie der Kugelsternhaufen, zum Rand ein wenig schwächer, kein Zentralstern. Mit [O III]-Filter erscheinen beide Objekte etwa gleich hell.
7
IC 1295 und NGC 6712, 18-Zöller und 94x, GF ca. 48'
Objekt 10: PK 210+1.1/Biur 10
F. L.: Bereits bei 156x ist der PN leicht und ohne Filter als kleines, aber flächenhaftes Objekt zu sehen. Erhöhen der Vergrößerung auf 400x bringt keine zusätzliche Struktur. Der PN erscheint als etwa runde Scheibe, trotz erhöhter Vergrößerung ist kein Zentralstern zu sehen. Der Einsatz eines [O III]-Filters bringt keine zusätzlichen Details zum Vorschein. Biur 10 fiel beim Aufsuchen des PNs nicht auf.
C. W.: Biur 10 ist ein kleiner Offener Sternhaufen, der bei 94x durch nebliges Erscheinen mit ca. sieben direkt sichtbaren Sternen auffällt, bei höherer Vergrößerung (283x) können etwa 12 bis 13 Sterne gesehen werden, der Sternhaufen verbleibt aber weiterhin neblig. PK 210+1.1 kann nach längerem Suchen per Filterblink bei 94x identifiziert werden. Er ist nicht sehr hell, aber noch direkt sichtbar und bleibt dabei stellar.
8 PK 210+1.1 und Biur 10, 18-Zöller und 94x, GF ca. 48'
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Deep Sky
Objekt 11: NGC 246/NGC 255
F. L.: nicht beobachtet
C. W.: Die Galaxie NGC 255 ist deutlich zu sehen und recht hell sowie diffus, bei 94x kein Helligkeitsgradient sichtbar, bei höheren Vergrößerungen ein geringer Gradient. Der PN NGC 246 ist grandios, er zeigt eine deutliche Ringstruktur. Bei 94x sind vier Sterne (bei 283x sogar fünf) in den Nebel eingebettet, darunter befindet sich auch der Zentralstern. Im Westen ist der Nebel in einem Streifen deutlich heller, auch im Norden und im Süden ist er heller als im Osten, [O III]- und UHC-Filter verbessern den Kontrast; NGC 246 ist ungefähr gleich hell wie NGC 255.
Das Gesichtsfeld bietet dem aufmerksamen Beob-
achter noch eine kleine Überraschung: Ganz am
9 NGC 246 und NGC 255, 18-Zöller und 94x, GF ca. 48'
nordwestlichen Gesichtsfeldrand befindet sich ein kleines diffuses Objekt. Selbst bei höheren Vergrö-
ßerungen verschwindet es nicht, löst sich nicht in
Sterne auf und reagiert nicht auf Filter. Schon bei
der Beobachtung bleibt daher der Verdacht, dass es sich um eine Galaxie handelt. Dieser Verdacht konnte durch nachfol-
gende Recherche in SIMBAD und ALADIN erhärtet werden. Tatsächlich befindet sich an gezeichneter Stelle eine schwache
Galaxie, nämlich MCG-02-03-009, die eine Helligkeit von 14,5 mag besitzt.
Objekt 12: PK 103+0.2/ NGC 7261
F. L.: nicht beobachtet
C. W.: Der Offene Sternhaufen NGC 7261 ist nicht sehr auffällig, er besteht aus nur wenigen Sternen unterschiedlicher Helligkeit in Kastenform, das Objekt ist voll aufgelöst und enthält keinen Nebel. Eine schwächere Sterngruppe im Osten gaukelt einen Sternhaufen vor und wurde von mir zuerst als NGC 7261 fehlidentifiziert. PK 103+0.2 konnte ich nur sehr unsicher wahrnehmen, nur bei 94x und mit dem [O III]-Filter konnte ich an der betreffenden Stelle unter Einsatz der Fieldsweeping-Technik in weniger als 50 % der Zeit ein schwaches Glimmen sehen.
10 PK 103+0.2 und NGC 7261, 18-Zöller und 94x, GF ca. 48'
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11 PK 89-0.1 und IC 1369, 18-Zöller und 94x, GF ca. 48'
Objekt 13: PK 89-0.1/IC 1369
F. L.: nicht beobachtet
C. W.: IC 1369 ist zwar auffällig, trotzdem habe ich zunächst einen M-förmigen Asterismus für den Offenen Sternhaufen gehalten. Das Objekt besteht aus ca. einem Dutzend direkt sichtbarer Sterne, bei indirektem Sehen erscheint der Sternhaufen neblig, er ist nicht vollständig aufgelöst. Der PN ist nur mit Filter sichtbar, deutlich ausgedehnt und von uniformer Helligkeit. Bei 94x vermag ich keine Elongation auszumachen, bei 161x würde ich zu 1:1,5 in O-W tendieren (unsicher). Bei 226x erscheint ein schwacher Stern im Nebel. Ich glaube aber nicht, dass es sich um den Zentralstern handelt. Die Schwierigkeit hierbei besteht darin, die Position des Nebels, der nur mit Filter zu sehen ist, mit derjenigen des Sterns, der nur ohne Filter zu sehen ist, gegeneinander abzugleichen.
Objekt 14: NGC 1535/NGC 1538
F. L.: Bereits bei 92x ist von NGC 1535 ein großer und heller Zentralbereich sichtbar, der von einer lichtschwächeren äußeren Hülle umgeben ist. Das Objekt besitzt eine deutlich wahrnehmbare Grünfärbung. Ein Zentralstern wurde bei 225x sicher gesehen. Erhöhen der Vergrößerung auf 400x zeigt ein Ausfransen des Randes der inneren Hülle und nur zwei Segmente behalten ihren harten Rand bei. Der Durchmesser der inneren Hülle erscheint etwa halb so groß wie der der äußeren Hülle. Die Galaxie NGC 1538 in der Nachbarschaft fiel nicht auf.
C. W.: Der PN NGC 1535 ist sehr hell und zeigt eine ausgeprägte Scheibe, indirekt ist er im Zentrum heller, er verfügt über eine schwächere Hülle und erscheint kreisrund. Die Galaxie NGC 1538 ist sehr schwach und konnte erst bei 226x gefunden und sicher gesehen werden. Bei dieser Vergrößerung befindet sich der PN nicht mehr im gleichen Gesichtsfeld. Bei bekannter Lage ist die Galaxie bei 94x und indirektem Sehen sichtbar. Sie hat eine punktförmige Aufhellung im Nordosten. Bei noch kleinerer Vergrößerung (64x) kann ich NGC 1538 nicht mehr sicher sehen.
12 NGC 1535 und NGC 1538, 18-Zöller und 94x, GF ca. 48'
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Deep Sky
Ein Beobachtungswochenende in Melle
von Tom Börger
Am Wochenende des 26./27. September 2014 reisten drei holländische Beobachter nach Deutschland, um dort Deep-SkyBeobachtungen durchzuführen. Außer dem Autor (VdS-Mitglied) waren das noch Harro Treur und Marco Tocino. Harro hatte schon lange eine Beobachtungsrunde mit dem Meller 1,12-m-Teleskop geplant, und an diesem Wochenende sollte es endlich stattfinden.
Am Freitag waren die Bedingungen mit ausgedehnter Bewölkung und Nebel noch nicht gut genug. Bernd Schröter von der Sternwarte gab uns daher für die folgende Nacht eine zusätzliche Möglichkeit. Aber da es später doch noch ein wenig aufklarte, konnten wir mit unseren eigenen, mitgebrachten Teleskopen beobachten. Verglichen mit dem niederländischen, lichterfüllten Himmel war das sehr schön. Unsere Teleskope von 40 und 50 cm Öffnung zeigten einige schöne Herbstobjekte wie die Galaxien NGC 925, NGC 1023 und M 33. Wir suchten aber auch Herausforderungen. Das interessanteste Objekt war NGC 185 mit seiner inneren Dunkelwolke. Bei stärkerer Vergrößerung war in der Tat auch etwas von der Galaxie zu sehen: ein unregelmäßig heller Schein. Auch den nahegelegenen Kugelsternhaufen Hodge 5 probierten wir. Bei 550-facher Vergrößerung war er letztlich indirekt gerade zu sehen. Am folgenden Tag wollten wir dieses Objekt mit dem Meller Spiegel nochmals probieren. Die Nacht auf Samstag verbrachten wir in einem nahegelegenen Hotel (Bed & Breakfast).
nung schaute ich ins Okular. Bei 350-facher Vergrößerung sah ich den Ringnebel offenbar so, wie ich ihn auch von den 40- und 50-cm-Teleskopen kenne, also nicht allzu spektakulär anders. Mit einiger Mühe ist die Galaxie IC 2196 noch gerade in der Ecke zu erkennen, aber nichts von dem erhofften zweiten Stern innerhalb des Ringnebels. Laut Bernd Schröter soll der aber mit diesem Teleskop gut zu sehen sein. Die Vergrößerung wird wohl zu hoch sein. Später sollten wir dann merken, dass die Vergrößerung dem Objekt gut angepasst werden muss! Dann der ,,blinkende PN", NGC 6826 (Abb. 2). Er war bei 350-facher Vergrößerung wieder ein netter Anblick, aber noch nicht so, dass man staunt. Jetzt wählten wir eine stärkere Vergrößerung von 700-fach. Und plötzlich war die subtile Struktur sichtbar, wonach ich mit den 40- und 50-cm-Teleskopen so lange gesucht habe: die Schalen und die zwei dreieckigen Lobes in der äußersten Schale. Ich stieß einen Schrei der Erregung aus. Die Orientierung stimmte dann bei uns allen eindeutig überein.
Das nachfolgende Objekt war der Kugelsternhaufen M 15. Den schauten wir uns mit der stärkeren 700-fachen Vergrößerung an, um den darin enthaltenen PN
1 Von links: Tom Börger, Marco Tocino
und Harro Treur am Meller NewtonTeleskop
Samstagabend, 21 Uhr, kamen wir an der Sternwarte an, Herr Schröter war bereits dort. Und dann stiegen wir die Treppe zum Hauptinstrument hoch (Abb. 1). Voller Spannung schlugen wir vor, zuerst den Planetarischen Nebel (PN) M 57 zu probieren. Das Problem war jedoch, dass der Okularauszug nach dem Meridiandurchgang schon weit westlich stand und von der östlichen Beobachtungstreppe aus nicht mehr einfach zu erreichen war. Ein wenig ängstlich balancierten wir auf einem zusätzlichen, wackeligen Hocker und lehnten uns gegen das Instrument. Man muss sich einfach trauen! Mit Span-
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2 PN NGC 6826 im Schwan
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3 Pease 1, ein PN im Kugelsternhaufen M 15
4 NGC 7027, ein junger PN im Schwan
5
Der ,,Egg Nebula" PK 080-06 1, ein bipolarer, protoplanetarer Nebel im Schwan
Pease 1 zu suchen. Am Okular nahm ich eine digitale Aufsuchkarte zu Hilfe. Der Startpunkt des bekannten Vierecks war schnell gefunden und danach auch die Sternkette dicht am Haufenzentrum, an deren Ende sich der PN befinden musste. Ohne Filter war er nicht gut herauszuarbeiten, denn viele Fleckchen waren vage zu sehen. Aber mit dem [O III]-Filter und mittels Blinktechnik stand er plötzlich als sehr helles grünes Sternchen exakt an der erwarteten Stelle - kein Nebelchen, sondern ein Punkt (Abb. 3). Das hatte ich nach älteren Beobachtungen mit kleineren Teleskopen nicht erwartet. Ich war gehörig beeeindruckt.
Wir wählten dann NGC 7027, einen anderen PN (Abb. 4). Wie erwartet, war ein eckiger, strukturierter Körper zu sehen. Er ähnelte ein wenig einer Skizze von Uwe Glahn. Der aber hatte unter Alpenhimmel beobachtet. Solche Objekte - PNs mit hoher Oberflächenhelligkeit - eignen sich hervorragend für große Fernrohre, bei denen die Himmelsqualität (dunkel genug) nicht unbedingt so von Bedeutung ist.
Jetzt ein Favorit von Harro, der ,,Egg Nebula" PK 080-06 1. Es ist noch nicht lange her, dass ich ihn letztmalig sah. Damals konnte ich (unvorbereitet) nicht
so ganz nachvollziehen, was nach Harros Schilderung sichtbar war, nämlich ein bipolares Nebelchen mit einer Art Schein wie bei einem Leuchtturm. Ich sah ihn als ein elliptisches Kügelchen, wohl darum auch der Name ,,Egg Nebula". Aber nun, mit diesem Teleskop, sollte es wohl glücken, die wahre Objektnatur aufzudecken. Mit 700-facher Vergrößerung war tatsächlich ein doppeltes Nebelchen zu sehen, darin mehrere Lichtpunkte. Und der charakteristische ,,Leuchtturm-Lichteffekt"? Die V-förmigen Begrenzungsstreifen des Nebelschleiers sah ich erst nicht, aber Harro wohl (Abb. 5). Nach nochmaligem sorgfältigem Nachschauen blitzten sie in
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Deep Sky
6 Die Galaxie NGC 7320C liegt weit außen in Stephans Quintett.
7 PN NGC 7662, der ,,Blaue Schneeball" im Pegasus
8 Die Zwerggalaxie NGC 185 in der Cassiopeia gehört zum
Andromeda-System.
9 Uranus mit vier Monden
der Tat ab und zu auf. Zu der Zeit kamen auch zwei deutsche Amateure an: Peter Riepe und Jens Leich. Glücklicherweise deckten sich unsere Beobachtungspläne mit denen der beiden: Dunkelwolken in NGC 185 und M 110. Schön, dass Peter mit dem Niederländischen vertraut ist.
Danach wollten wir erst Stephans Quintett anschauen. Persönlich war ich vor allem auf die Sichtbarkeit des schwächsten Mitglieds NGC 7320C gespannt.
VdS-Journal Nr. 53
In der beschränkten Beobachtungszeit konnte ich mich nicht auf andere Details in dieser Hickson-Gruppe konzentrieren. Also wurden mit der Aufsuchkarte in der Hand die Steuerungsknöpfe des Teleskops betätigt, bis das Objektfeld ins Bild kam. Das glückte, und dann stand da doch tatsächlich am Bildrand das erhoffte Sternsystem! Es war möglich, dieses Objekt in direkter Sicht klar zu halten (Abb. 6). Eigentlich erstaunte mich das doch ein wenig. Nochmals in den Kar-
ten von Skytools nachgesucht schien es, als hätten die schwächsten Sternchen der Skizze halbwegs die 16. Magnitude. Das passte gut zu Peters Kommentar, dass mit diesem Teleskop Sterne von 17 mag zu sehen sind, aber keine von 18 mag. Lord Rosse hat mit seinem Leviathan bei NGC 2419 auch nur Sterne bis zur 18. Magnitude erreicht. Das absolute ,,Schauobjekt" NGC 7662 war für alle beeindruckend. Der Nebel stand so hell und scharf im Bild, dass ich mir auch so ein Fernrohr
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wünschte! Unglaublich, wie scharf definiert dieses NGC-Objekt erschien (Abb. 7). Besonders die Schalen am Rand des Nebels waren fantastisch. Noch schnell eine Skizze anfertigen. Bei längerer Betrachtung kamen zahllose Details zum Vorschein. Harro wies noch auf die radialen Streifenstrukturen hin, die tatsächlich durchschimmerten. Er steckte ein noch stärkeres Okular ins Fernrohr und erhielt eine sehr hohe, aber nicht zu hohe 1660-fache Vergrößerung.
Die Details waren jetzt noch zahlreicher. Und wieder war leider nicht genügend Zeit, um dieses Objekt komplett zu skizzieren, jedoch standen die wesentlichen Umrisse fest.
Wechsel zu NGC 185 (Abb. 8). Dieses Objekt wurde zusammen mit M 110 ausgewählt, um zu prüfen, ob die Dunkelwolken in Kernnähe erkennbar sind. Das fiel uns jedoch gehörig schwer, denn man sieht sie nicht so wie auf Fotos als gerade Trennlinie zwischen hell und dunkel, sondern mehr als Unebenheit in Kernnähe. Wir beobachteten mit einem Delos 10 bei 500-facher Vergrößerung. Es gab noch mehr Strukturen als nur die Dunkelwolke. Die zwei Kugelsternhaufen GC-4 und GC-5 waren beide sichtbar, GC-5 als der hellere und GC-4 etwas schwächer. Der Letztere war deutlich als
Kügelchen zu sehen.
M 110 war danach an der Reihe. Diese Galaxie ist noch viel schwieriger, was Strukturen betrifft. Das Sternsystem füllt bequem das Bildfeld. Mit 500-facher Vergrößerung ist eigentlich wenig zu sehen außer einigen Objekten im Halo. Beispielsweise sah Harro den Kugelsternhaufen G 73.
Dann kam endlich M 31 an die Reihe, besser gesagt, NGC 206 darin. Bei 500-facher Vergrößerung war die Assoziation als dreieckig geformte Wolke zu sehen, inmitten einiger Vordergrundsterne und kaum abgehoben vom hellen Hintergrund von M 31. Das Bild war zu hell, um Sterne in der Assoziation aufzulösen. Also wieder zur 700-fachen Vergrößerung wechseln. Jetzt war NGC 206 bildfüllend zu sehen. Tatsächlich waren feine Sternpünktchen derart in der Wolke gruppiert, dass wir nicht den Eindruck von Vordergrundsternchen hatten. Wunderbar - uns wurde bewusst, dass es sich um die hellsten Überriesen dieses Sternsystems handelt.
Leider war dann der Himmel nicht mehr gut genug für echte ,,Grenzobjekte". Auf Harros Wunsch fuhren wir das Teleskop zum Planeten Uranus. Harro schraubte die Vergrößerung wieder hoch auf 1660x und schaute sich den Planeten an.
Drei Monde waren unmittelbar sichtbar (Abb. 9). Und etwas später meinte er auch den vierten - Ariel - zu sehen, knapp über einem Spike des Fangspiegels. Ich war davon nicht gänzlich überzeugt, obwohl ich an der Stelle ab und zu auch wohl ein Pünktchen aufblitzen sah. Der Planet selbst war ordentlich scharf, aber doch verschmiert durch die atmosphärische Dispersion und das Seeing. Die Farbe war geradewegs ein heller Blauton, nicht im Entferntesten grün, was uns Raumfahrt und Fotos glauben machen.
Damit endete unsere ,,Sitzung" etwa um halb drei, eine einzigartige Erfahrung! Wir nahmen noch ein paar Fotos der Gruppe auf. Um halb vier saßen wir im Auto - ab zu unserem Quartier. Die deutschen Beobachter mussten noch ein gehöriges Stück fahren. Bei unserer Ankunft sahen wir gerade noch Jupiter, der hinter dem Horizont zum Vorschein kam. Aber da der Himmel sich verschlechtert hatte, konnten wir uns erlauben, unsere eigenen Fernrohre nicht mehr aufzustellen und stattdessen zum Abschluss einen kleinen Whisky zu genießen. Und die Leser des VdS-Journals können jetzt unsere Zeichnungen genießen, sie stammen von mir - außer Abbildung 5, die ist von Harro Treur.
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Geschichte
Jupiterbeobachtungen an der Manora-Sternwarte
von Christian Harder
In diesem Jahr jährte sich am 9. Mai die Einweihung der Manora-Sternwarte. Spiridon Gopcevic alias Leo Brenner gründete sie auf der damalig zur K.u.KMonarchie gehörenden Adria-Insel Losinj, genauer, mitten in der Hafenstadt Lussinpiccolo (heutzutage: Mail Losinj/ Kroatien). Von 1892-1908 beobachtete Brenner primär die Planeten in der nach seiner Gattin Manora benannten Sternwarte.
Leo Brenner stand mit einem 7-ZollRefraktor der Fa. Reinfelder & Hertel ein optimales Instrument zur folgenden jahrelangen ausgiebigen Studie des Jupiter zur Verfügung. Die Objektivöffnung war einerseits groß genug, um bei ruhigerer Luft festgesteckte Detailstudien der Wolkenstrukturen durchzuführen, anderseits aber klein genug, um auch bei mäßigerer Luftruhe noch nutzbringend einsetzbar zu sein. Die vier Galileischen Jupitermonde ließen sich als unterschiedliche große Scheibchen auflösen und bei Passagen ihre Schattenwürfe auf der Jupiteratmosphäre verfolgen. Leo Brenner hatte nach
1 Manora-Sternwarte
eigener Aussage schon 1892, also vor seinem Wohnortwechsel nach Lussinpiccolo, regelmäßige Jupiterbeobachtungen
Neues aus der Fachgruppe Geschichte der Astronomie
von Wolfgang Steinicke
Unsere 11. Tagung in Dresden ist bereits vorüber. Meinen Bericht dazu lesen Sie in diesem Heft. Des Weiteren gibt es folgende Beiträge: Christian Harder bringt uns die ,,Jupiterbeobachtungen an der Manora-Sternwarte" näher, inklusive ihres skurrilen Besitzers Spiridon Gopcevic (alias Leo Brenner). Elvira Pfitzner setzt ihre Reihe über ostdeutsche Astronomen fort (siehe Heft 48, 49 und 52). Der vierte Teil trägt den Titel ,,Ich wage es nicht, den gelben Lichtern ein Amt zuzuweisen" - lassen Sie sich überraschen. Wie immer wünsche ich Ihnen viel Spaß beim Lesen und versorgen Sie mich auch weiterhin mit interessanten Artikeln.
Informationen zur Fachgruppe ,,Geschichte der Astronomie" finden Sie auf unserer Webseite http://geschichte.fg-vds.de.
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durchgeführt. Leider veröffentlichte er keinerlei Beschreibungen oder Zeichnungen aus dieser Frühphase. So ist nicht nachvollziehbar, ob er schon als geschulter Planetenbeobachter seine Studien auf Losinj fortsetzte oder sich doch hier erst einarbeitete. Der Zeitpunkt war jedenfalls günstig gewählt, da in den ersten Jahren der Jupiter die höchsten Bahnbereiche der Ekliptik durchwanderte. So waren die Beobachtungsphasen in den Monaten um die jeweiligen Oppositionen optimal lang, und Jupiter stand durchweg sehr hoch am Nachthimmel über den meist unruhigeren tieferen Luftschichten. Leo Brenner konnte unter diesen Voraussetzungen häufig hohe, manchmal sogar höchste Vergrößerungen anwenden. Die Bandbreite möglicher Vergrößerungen erstreckte sich von 108- bis zu einer 830-fachen Vergrößerung. Der Refraktor (178 mm/2.680 mm) wurde am Jupiter regelmäßig mit einer 146-, 196-, bei besten Bedingungen 242-, 310-, und bei allerbester Luft 410-facher Vergrößerung eingesetzt. Üblicherweise arbeitete Leo Brenner aber mit der 196- und 192-fachen Vergrößerung. Ab und an blendete
Geschichte
91
er (wegen mäßigem Seeing?) den Refraktor auf 165 mm ab. Aber nicht nur die stetig wechselnde Atmosphäre machte Brenner zu schaffen, häufig beklagte er auch die nur unzureichende Messgenauigkeit seines benutzten Mikrometers. Ihm stand aus eigener Tasche bzw. aus erhofften Zuwendungen von außen über die Jahre kein Geld für präzisere Messwerkzeuge zur Verfügung. Erst 1897 erhielt er ein (Zitat) ,,wirklich gutes Mikrometer" für weitere Messungen. Die Schwierigkeiten bei den Durchgangsmessungen rührten aber nicht nur von den Messinstrumenten sondern auch von Seiten der Montierung und ihres Uhrwerkantriebes her. Vollends überzeugt von der einmaligen Leistungsfähigkeit seines 7-Zöllers bat Brenner den Hersteller Reinfelder & Hertel um Überlassung zweier gut 4-zölliger Refraktoren zu, wie er es nannte, ,,vergleichenden Versuchen". Das Unternehmen kam seinem Wunsch nach, so dass er zuerst 1898 einen ,,kurzen" 4,25-Zoll-Refraktor (108 mm/1.270 mm), den er angetan fortan in seinen Bestand aufnahm, und 1900 noch einen ,,langen" 4,2-Zoll-Refraktor (107 mm/1.905 mm) leihweise erhielt. Letzterer ließ Vergrößerungen von 54- bis 360-fach zu, war Brenner aber im Großen und Ganzen zu sperrig. Er benutzte ihn daher nur in einer einzigen Beobachtungsnacht.
Stand der Jupitererforschung zu Beginn von Brenners Beobachtungsaktivitäten Die Erforschung und Beobachtung der Planeten stützte sich im 19. Jahrhundert durchweg auf die visuelle Beobachtung und zeichnerische Erfassung ihrer Gestalten. Ambitionierten Amateurastronomen gelangen noch ab und an Entdeckungen, die den Profi-Astronomen mit den durchweg größeren und leistungsfähigeren zur Verfügung stehenden Instrumenten nicht aufgefallen waren. So erkannte 1861 der scharfsichtige britische Amateurastronom A. Stanley Williams mit seinem nur 6,5 Zoll Öffnung messenden Reflektor erstmalig bei einem Monddurchgang, das sich der projizierte dunkle Schatten am Rand der Jupiterkugel als elliptisch verformt darstellte. Einen wahren Schub erhielt die Jupiterbeobachtung aber 1878/79, als sich der, bis dato zwar vorhandene, aber unscheinbar gefärbte, große ovale Fleck anschickte, nun in einem intensiven Rot zu erscheinen. Dieses
daraufhin als Großer Roter Fleck (kurz GRF) benannte und als riesiger Wirbelsturm gedeutete Objekt war jetzt auch in kleineren Instrumenten quasi für Jedermann leicht bei seinen Umläufen im Wolkenmeer zu beobachten. Die Ausmaße des GRF waren mit rund 48.000 km in der Länge und einer Ausdehnung von gut 11.000 km in der Breite schlichtweg gewaltig! Die markante rote Färbung dieses scheinbar unvergänglichen Sturmes hielt bis 1882 an. Ab dann schwächte sich die Einfärbung bis 1890 zusehends ab, um aber 1891 noch einmal kurzzeitig kräftiger zu erscheinen. In den Jahren 1893-94 wurde der GRF wieder als leicht zugängliches Objekt beschrieben, welches 1896-97 erneut rötlich erschien. In den folgenden Jahren schwächte er sich aber soweit ab, dass er 1903-07 nurmehr schwer zu erkennen war. Über die Jahre verkleinerte der GRF zudem kontinuierlich seine Längenausdehnung.
In diesen Jahren begannen führende Profi-Astronomen wie Edward E. Barnard, William H. Pickering und auch später Percival Lowell mit größtmöglichen Instrumenten, bevorzugt Refraktoren, zu observieren. Diese Meisterwerke der optischen Industrie wurden mittlerweile meist schon in abgelegenen hoch liegenden Standorten unter optimalen Bedingungen, sprich auf Bergen, postiert.
2 Das Haus, Zustand 2010, in der
heutigen ,,Ulica Spiridona Gopcevica"
3
Leo Brenners Nomenklatur der Bänder und Zonen
4 Brenners Gesamtkarte des Jupiter vom 27.1.1895
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92
Geschichte
turierten Monde durch den Einfluss der
immensen Anziehungskräfte des Jupiters
verformbar wären. Barnard konnte diese
Beobachtung an dem größeren 36-Zöller
allerdings nicht bestätigen, und so ist Pi-
ckering bei seinen Beobachtungen wohl
phasenweise auftretender Luftunruhe in
seinem Fernrohrtubus aufgesessen ge-
5 Jupiter, links: 16.3.1895; rechts: 18.11.1895
wesen. Ab 1894 observierte P. Lowell an seinem privaten Observatorium mit
einem 24-Zoll-Refraktor gemeinsam mit
seinem Mitarbeiter, dem schon ander-
Wenn möglich, wurden Standorte mit W. Pickering war 1890 gerade im Begriff weitig zuvor erwähnten A. E. Douglass,
Lage in südlicher Breite angestrebt, da erste Aufnahmen Jupiters am 13-Zoll- vornehmlich die Planeten. Sie kartogra-
die Planeten dort noch höhere Bahnla- Refraktor in Arequipa/Peru auf 2.600 fierten über die Jahre hinweg die beiden
gen in dünnerer und ruhigerer Luft am m Höhe zu erstellen. Sie zeigten ent- großen Jupitermonde Ganymed und Cal-
Nachthimmel erreichten. Man hatte aus täuschenderweise aber nicht mehr als listo und fertigten aus dem gewonnenen
der Vergangenheit gelernt und die zu- die schon bekannten Hauptbänder. Die Material Gesamtkarten von ihnen an. Es
künftigen Sternwarten aus der Stadtnä- auch hier oben, in der dünneren Luft gab aber noch immer Bereiche, in denen
he bzw. dem Flachland hinaus dorthin vorhandene Luftunruhe verwischte na- gut ausgerüstete und akribisch arbeiten-
verlagert. Eine Ausnahme sollte aber türlich bei den langen Expositionszeiten de Amateurastronomen neben den Profis
just das Yerkes-Observatorium mit dem weitere, zwar vorhandene, aber zu kleine mit ihren größeren, meist unter besten
1897 eingeweihten 40-Zoll-Refraktor und kontrastlose Details. Visuell waren Gegebenheiten aufgestellten Instrumen-
als nun weltgrößtem Instrument seiner somit noch immer bedeutend mehr De- ten durchaus noch wissenschaftlich in-
Klasse bilden. Der ungünstige Standort tails für die Astronomen wahrnehmbar. teressante Beitrage beisteuern konnten.
und das nicht perfekte Objektiv hatten Aber nicht alle Beobachtungen sind real. Mithilfe präziser Mikrometer konnten
übrigens zur Folge, dass mit diesem In- So meinten Pickering und sein damaliger so genaue Längenpositionsbestimmun-
strument keine spektakulären Planeten- Assistent A. E. Douglass 1892 beobachtet gen von hellen und dunklen Objekten in
beobachtungen bzw. Mondentdeckungen zu haben, dass der Mond Europa pha- den verschiedenen Bändern und Zonen
folgen sollten. Im Jahr 1890 bemerkte E. senweise elliptisch erschien. Später er- erfasst werden. Es wurden die verschie-
Barnard erstmalig Details auf einem Ju- kannte Pickering auch, dass die anderen denen Rotationszonen immer genauer
pitermond während seines Durchganges Monde verformt seien. Er verstieg sich in bestimmt und fortlaufend gerechnet. Im
vor einem hellen Jupiterband. Der Mond die Theorie, dass die wohl locker struk- Jahr 1897 wurden daraufhin die Null-
erschien dabei bei sehr hoher Vergröße-
rung scheinbar doppelt im eingesetzten
12-Zoll-Refraktor des Lick-Observatoriums. Dieser Eindruck wurde durch einen breiten hellen Bereich auf ihm hervor-
Tabelle 1: Angaben zu den Beobachtungszeiten von Leo Brenner an der Manora-Sternwarte
gerufen. Dieser Kontrasteffekt hob die beiden dunklen Polregionen hervor und ließ ihn so scheinbar als einen Doppelmond erscheinen. E. E. Barnard arbeitete auch an dem neuen, 1888 eingeweihten 36-Zoll-Teleskop des Lick-Observatoriums. Im Jahr 1892 entdeckte er damit den Mond V des Jupiters. Er wurde später in Amalthea umbenannt. Dieser mit 14 mag Helligkeit zwar recht helle Mond war aber bisher mit den vorhandenen kleineren Instrumenten nicht auffindbar gewesen, da er sich auf seiner na-
Beobachtungsfenster
Anfang
Ende
* .07.1892 * .08.1893 10.12.1894 31.08.1895 08.09.1896 19.10.1897 12.12.1898 24.02.1900 25.06.1900** 19.07.1901
* .02.1893 * .02.1894 24.05.1895 12.06.1896 25.06.1897 18.08.1898 14.09.1899 * .04.1900 08.09.1900 29.11.1901
Beobachtungen Anzahl
* * 83 112 44 52 29 44 (44) 40
Zeichnungen Anzahl
* * 120 103 20 25 21 32 (32) 37
hen Umlaufbahn bisher immer in der ihn überstrahlenden Lichtaura des Jupiter unerkannt verbergen konnte. Mit Amalthea schloss sich die Ära der visuellen Entdeckungen von Monden in unserem
danach nur noch sporadische Beobachtungen:
1902*
24
* . 06.1902
* .01.1903
1903*
12
17 einige
Sonnensystem, denn unaufhaltsam hielt
die noch junge Fotografie auch in der * keine näheren Angaben auffindbar,
Astronomie Einzug.
** Datenausfall wegen langer Reise zur Sonnenfinsternis vom 28. Mai
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Geschichte
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punkte der Rotationssysteme I und II, ähnlich wie der Längengrad auf unserer Erde, willkürlich festgelegt, um jedwedes Objekt mit international vergleichbaren Koordinaten festhalten zu können. In dieser lebhaften Epoche schickte sich nun Leo Brenner an, mit seinen praktischen Studien an der Manora-Sternwarte zu beginnen.
Beobachtungen an der ManoraSternwarte Aufgrund seines wechselvollen und reichlich detaillierten Antlitzes zog Jupiter Leo Brenner in seinen Bann. Er stürzte sich förmlich auf die Observation des Gasriesen. Keinem anderen Himmelsobjekt schenkte er in den kommenden Jahren soviel Aufmerksamkeit und Beobachtungszeit. Bevor er mit dem Zeichnen am Fernrohr begann, hatte er sich fundiert in das Thema eingearbeitet. Er studierte zeitgenössische Literatur und Beobachtungsberichte der Altvorderen. Diese Fleißarbeit half ihm Jahre später, genauer 1903, eine Tafel zu veröffentlichen, welche die Wandlung des NEB innerhalb des Zeitraumes von 1834-1902 eindrucksvoll darstellte. Darin stützte er die eingetragenen Daten der letzten 10 Jahre auf seine eigenen Beobachtungen. Mittels dieser Angaben und unter Zuhilfenahme der veröffentlichten Jahresberichte lassen sich die Angaben zu seinen Beobachtungszeiten zusammenstellen (Tab. 1).
6 Jupiter-Gesamtkarte vom 31.3.-1.4.1896
Der Jupiter rotierte in weniger als 10 Stunden um seine Achse. In den Monaten um die Opposition herum ließ sich so, bei ruhiger Luft vorausgesetzt, ein großer Bereich seiner Oberfläche kartieren. In der Nacht des 27. Januar 1895 passte alles zusammen, und Brenner schaffte damals die Beobachtung einer kompletten Rotation. Der zu dieser Zeit 40-jährige brachte die Energie auf, alle 40 Minuten eine Zeichnung zu erstellen. In jener Nacht kamen so 15 Zeichnungen zusammen. Brenner erstellte seine Reinzeichnungen von Jupiter durchweg farbig und zudem in einer beachtlich hohen Qualität. Diese erhaltenen Einzelzeichnungen fügte er zu Gesamtkarten in MercatorProjektion zusammen. Mit ihrer Hilfe ließen sich so über Monate bzw. Jahre die Positionen einzelner Objekte besser
im Wolkensystem vergleichbar darstellen. Brenner befasste sich ausgiebig mit dem GRF, dessen wechselnde Gestalt und Ausdehnung er ebenso richtig erkannte wie auch seine schwankende Eigendrift. Er hielt den GRF aufgrund seiner Langlebigkeit nicht für ein Wolkengebilde, sondern für einen sichtbaren Bestandteil der festen Jupiteroberfläche die seiner Meinung nach nicht permanent von Wolken verdeckt würde. Das wechselnde Aussehen des GRF käme somit durch unterschiedlich dichte vorüberziehende Wolken zustande. Die hellen und dunklen Flecken wiederum schwebten seiner Meinung nach über den Wolkenbändern und würden somit nicht von ihnen bedeckt werden. Die Bänder- und Zonenbreiten vermaß er ebenfalls akribisch. Immer wieder addierte er die gesehenen
7 Der GRF am 10.4.1896
8 Jupiter am 14.8.1898, gezeichnet am kurzen 4-Zöller
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Geschichte
9 Jupiter am 3.7.1900, direkt hintereinander zum Vergleich gezeichnet;
links: langer 4-Zöller, rechts 7-Zöller
Bänder und Zonen zusammen und hoffte dabei, wie schon bei den Marskanälen und den Rillen in den Saturnringen, mehr sehen zu können als die anderen Beobachter. Generell gab es aber wenig Neues auf Jupiter zu entdecken. Umso dankbarer war Brenner, als es ihm in den Jahren gelegentlich gelang, neue helle Flecken oder auch dunkelrot gefärbte sog. Granatflecken vor anderen Beobachtern zu entdecken. Es ist in diesem Zusammenhang auffällig, dass in seinen Zeichnungen die Bänder und Zonen häufig augenscheinlich aus vielen Flecken bestehen, wohingegen parallel andere Bebachter diese Bereiche durchweg homogener darstellen. Es gab auf Jupiter keine festen Objekte, abgesehen vom schon erwähnten GRF. Das Wolkenmeer war in immerwährender Bewegung und Wallung. Das Antlitz konnte sich dabei innerhalb kurzer Zeit gravierend ändern. Die beiden Hauptbänder konnten sich unabhängig voneinander auflösen, sich aber auch genauso wieder verbreitern. So war Leo Brenner gespannt, nach der jeweiligen Konjunktion mit der Sonne den Jupiter erstmalig tief am Morgenhimmel wieder in Augenschein zu nehmen. Er benannte einige von ihm entdeckte, sich überraschend lang zeigende Objekte mit fantasievollen Namen wie: Pyramiden-, Violin- und Kastanienflecken. Diese markanten Objekte nutzt er, um mit ihnen die Rotationsgeschwindigkeiten der beiden Jupitersysteme zu vermessen.
Über die Jahre revidierte und verfeinerte er seine Ergebnisse. Er lag gar nicht so
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weit ab von den heute gültigen Werten: Rotationszeit System II: 1901 - 9 h 55 min 41,382 s, 1902 - 9 h 55 min 40,632 s, heute - 9 h 55 min 41 s.
Jupiters Durchmesser bestimmte Brenner nach zahllosen Messungen zu 136.112 km von Pol zu Pol und 145.172 km am Äquator. Die heutzutage gültigen, exakt vermessen Werte liegen bei 133.708 km und 142.984 km.
Brenner beschäftigte sich aber auch mit den Jupitermonden. Nach W. Pickering meinte nun auch Brenner, die Monde elliptisch geformt zu erkennen. Er führte aufwendige Mikrometermessungen durch, um seine Wahrnehmungen zu untermauern. Dabei verrannte er sich aber zusehends. Sein 7-Zöller sollte theoretisch (nach der Definition von Dawes, die besagt, dass Doppelsterne mit Einschnürung als getrennt gelten) eine Auflösung von 0,64'' erreichen. Brenner gab an, sogar Komponenten bis herunter zu 0,4'' getrennt haben zu wollen!
Er stellte mit der Zeit Messungen des Mondes II (Europa) vor. Dieser Mond zeigt sich, wie wir heute genauestens wissen, von der Erde aus als max. 1,0'' großes Scheibchen. Brenner bestimmte den Durchmesser von Pol zu Pol auf 3.609 km und am Äquator auf 4.004 km. Die daraus folgende, angebliche elliptische Verformung läge somit bei 1/9, d. h., gemessene unrealistische 0,11''! Den max. 1,7'' groß erscheinenden Ganymed vermaß Brenner am Poldurchmesser mit 5.665 km und
äquatorial mit 6.419 km. Erneut kam ein Verhältnis von knapp 1/9 heraus, d. h., er lag bei einer gemessenen Differenz von 0,19''. Nach heutigem Wissen haben Europa 3.122 km und Ganymed 5.268 km Durchmesser.
Auf den Mondscheibchen selber erkannte Leo Brenner allerdings gegenüber den Profis keine Schattierungen. Er machte zwar 1897 die unrealistische Ansage, dieses nachschauen zu wollen, legte aber in den Folgejahren diesbezüglich keinerlei Ergebnisse vor. Ab 1898 ließ der Elan bei Leo Brenner zunehmend nach. Er beklagte, dass sein (Zitat) ,,lustrum vergangen" sei. So schmolz seine eingebrachte jährliche Beobachtungszeit ab 1899/1900 auf 1/4 der vorigen Jahre. Neben dem immer tiefer und kleiner werdenden Bahnbogen des Jupiters am Nachthimmel waren ab und an gesundheitliche wie auch hauptsächlich andere persönliche Gründe Auslöser für diese Entwicklung. Er hatte sich mittlerweile mit den meisten Profi-Astronomen überworfen und duldete seitdem nur wenige, vornehmlich Amateurastronomen wie A. Williams und P. Fauth neben sich.
Im Jahr 1902 raffte er sich auf, in dem sich nur alle sechs Jahre öffnenden Zeitfenster nach den dann beobachtbaren gegenseitigen Mondbedeckungen Ausschau zu halten. Das Wetter spielte mit, und ihm gelangen tatsächlich einige Beobachtungen dieser recht seltenen Erscheinungen. Ende 1903 stellte er das Zeichnen ein, da ihm der Jupiter zu detail- und interesselos erschien. Nur noch sporadische, kurzzeitige Beobachtungsschilderungen veröffentlichte er in den nun folgenden Jahren in seiner Zeitschrift ,,Astronomische Rundschau". Nach den fotografischen Entdeckungen der Monde VI und VII in den Jahren 1904 bzw. 1905 durch Charles D. Perrine meldete sich Brenner in seiner Zeitschrift zu Wort. Er schlug vor, die neuen Monde V-VII in Danae, Leda und Alcmene umzubenennen. Die Zeit war noch nicht reif und zudem griff natürlich niemand den Vorschlag Brenners, eines sich international ins Abseits Bugsierten, auf. Es sollte noch bis 1975 dauern, ehe die IAU offiziell Namen für die Monde vergab und der erst 1974 entdeckte Mond XIII dann später, sicherlich zur Genugtuung von Brenner, tatsächlich mit Leda benannt wurde.
Geschichte
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Literaturhinweise: [1] Littrow, 1897: ,,Wunder des Him-
mels", Berlin, F. Dümmler [2] Diesterwegs Populäre Himmelskun-
de,1898: Hamburg, H. Grand [3] J. Weeder, 1898-99 (?): ,,De Ster-
renhemel", Leiden, A. W. Sijthoff [4] L. Brenner, 1898: ,,Spaziergänge
durch das Himmelszelt", Leipzig, E. H. Mayer [5] L. Brenner, 1898: ,,Handbuch für Amateurastronomen", Leipzig, E. H. Mayer
[6] Klein, Hermann, 1901: ,,Handbuch der allgemeinen Himmelsbeschreibung", Braunschweig, F. Vieweg
[7] L. Brenner,1902: ,,BeobachtungsObjekte für Amateur-Astronomen", Leipzig: E. H. Mayer
[8] L. Brenner, 1903: ,,Neue Spaziergänge durch das Himmelszelt", Berlin, H. Paetel
[9] Klein, Hermann, 1905: ,,Astronomische Abende", Leipzig, E. H. Mayer
[10] L. Brenner, 1899-1908: ,,Astronomische Rundschau", Lussinpiccolo
[11] H. H. Kritzinger, 1927: ,,Spaziergänge durch den Weltenraum", Berlin, die Buchgemeinde
[12] W. Sandner, 1971: ,,Planeten Geschwister der Erde", Weinheim Bergstr., Verlag Chemie
[13] T. Dobbins, W. Sheehan, 2004: "The Story of Jupiter´s egg moons", Sky and Telescope 1/2004, Cambridge, USA, Sky Publishing Corporation
Astronomische Beobachtungen in Rostock
- Teil 4: ,,Ich wage es nicht, den gelben Lichtern ein Amt zuzuweisen."
von Elvira Pfitzner
Diesen recht ungewöhnlichen Satz äußerte Gustav Schadeloock (27.7.17322.5.1819) im Jahr 1781. Als Architekt und Baumeister waren seine Arbeiten weit über die Grenzen Rostocks hinaus gefragt. Weniger bekannt sind seine astronomischen und meteorologischen Arbeiten.
Der Vater, Gustav Schadeloock, Stadtsekretär in Stettin, erlebte die Geburt seines Sohnes nicht mehr. Die Mutter, Christina Hedewig, geborene Becker, zog daraufhin mit ihrem Sohn in ihre Heimatstadt Rostock. Nach dem Besuch der Domschule in Schwerin studierte G. Schadeloock von 1750-1754 an der Rostocker Universität Philosophie, Mathematik und Rechtswissenschaften. Einer seiner Lehrer war sein Onkel Peter Becker (1672-1753), Prof. der Mathematik und Pastor an St. Jakobi. Von 1754-1757 nahm G. Schadeloock eine Stelle als Informator bei Edelleuten auf dem Lande an. Krankheitshalber musste er zurück nach Rostock. Hier wurde er von seinem anderen Onkel, Johann Heinrich Becker (1698-1774), Pastor an St. Nikolai, liebevoll aufgenommen und konnte in aller Ruhe gesund werden, soweit dies möglich war. In dieser Zeit beschäftigte sich G. Schadeloock als Autodidakt intensiv mit Architektur, Bauwesen, Meteorologie und Astronomie [1].
Schon bald waren seine Risszeichnungen und sein Rat als Bausachverständiger gefragt. Auf Bestreben des Herzogs
1 Schattenriss G. Schadeloock,
UA Rostock, Professorenbilder
Friedrich von Mecklenburg-Schwerin (1717-1785), der wegen Unstimmigkeiten um die theologische Ausrichtung an der Akademie in Rostock im Jahr 1760 eine eigene Universität in Bützow gründete, sollte die Rostocker Hochschule aufgelöst werden. Nach der Klage der Rostocker Ratsmitglieder bekamen diese am 23. Dezember gleichen Jahres vom Reichskammergericht in Wetzlar die Befugnis, die Universität weiterzuführen. Doch wertvolle Dokumente aus dem Archiv, mathematische und astronomische Instrumente und vieles mehr wurden an die ,,Fridericiana" überführt. In Rostock bestand ab 1760 nur noch eine kleine Teiluniversität, mit wenigen Gebäuden,
einigen Professoren und einer kleinen Sternwarte, Specula genannt, die Caspar March (1619-1677) 1662 auf dem Turm der alten Wasserkunst an der Grube gründete und einrichtete, ohne Instrumente und Zubehör (Abb. 2) [2, 3].
Nur die Bibliothek, die in der Butterkapelle der St. Jakobikirche aufbewahrt wurde, blieb hier. Ab 1765 hielt G. Schadeloock private Vorlesungen über architektonische Themen an der kleinen Teiluniversität in Rostock. Zwei Jahre später erhielt er an der Greifswalder Akademie die philosophische Magisterwürde, denn in Rostock durften bis 1789 keine Promotionen durchgeführt werden. Seit 1778 wirkte G. Schadeloock als ordentlicher Professor für Metaphysik an der hiesigen Universität und ab 1798 zusätzlich als Mathematikprofessor.
In den Jahren von 1772-1806 sind mehrere von G. Schadeloock entworfene Bauprojekte umgesetzt worden. 1772 ein Orientierungszeichen (Wasserziel) auf der Oberwarnow, 1783 ein Blitzableiter für die St. Jakobikirche und 1803 ein neuer Altar für sie. Das neue Schauspielhaus kam 1786 hinzu und 1806 war der tiefgreifende Umbau des Mönchentores abgeschlossen. Auf sein Wirken ist auch die Einrichtung des 1. Bauamtes für Rostock im Jahr 1812 zurückzuführen [4].
Professor P. Becker vermittelte dem jungen G. Schadeloock schon während dessen Studienzeit Grundkenntnisse in
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Astronomie und Fertigkeiten in der praktischen Beobachtung. So vorgebildet war er schon am 6. Mai 1753 einer der Helfer bei der Beobachtung des Merkurvorübergangs vor der Sonne durch F.U.T. Aepinus (1724-1802) auf dem Turm der St. Jakobikirche. Alles, von atmosphärischen Erscheinungen über Planeten, Finsternisse, Feuerkugeln und das Zodiakallicht bis zu Elmsfeuern und Polarlichtern wurde von G. Schadeloock aufmerksam betrachtet und notiert. In seinem Privatbesitz waren nicht nur Beobachtungsgeräte wie ein hölzernes Astrolabium, verschiedene Erd- und Himmelsgloben, Sonnenuhren, verschieden große Fernrohrkörper, ein ,,meßingnes Calendarium perpetuum", Quadrant, Storchschnabel, Camera obscura und weitere Instrumente, das ,,Astronomische Jahrbuch" seit 1776, sondern auch zahlreiche weitere Fachbücher über Astronomie, Architektur und Baukunst sowie Anleitungen zum Bau von Instrumenten für die Sternbeobachtung und zum Vermessen von Flächen und Gebäuden [5].
Als ihm 1780 angetragen wurde, die Wetterbeobachtungen und deren Publikationen in der Reihe ,,Gemeinnützige Aufsätze aus den Wissenschaften für alle Stände zu den Rostockschen gemeinnützigen Nachrichten" fortzusetzen, übernahm er diese zusätzliche Aufgabe.
Zu dieser Zeit gab es in Mecklenburg noch kein Wetternetz. Folgende Erläuterungen gab G. Schadeloock zu Beginn dieser Arbeit:
,,Das Barometer zeiget die Schwehre der Luft, und deren Ab- und Zunah-
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2
Specula im Südosten an der Stadtgrenze. An Stelle des Windtriebwerkes wurde die Sternwarte eingerichtet. StA Rostock (Lorenz, A. F.: Zur Geschichte der Rostocker Stadtbefestigungen, in: Beiträge zur Geschichte der Stadt Rostock, Rostock, 1935, Tafel D)
me. Aber zeiget er auch Regen und Sonnenschein und Wind? Aber wie? Und schließt man von dem einen auf das andere? Das ist noch nicht ausgemacht. Aber man wird es doch nicht anders finden können, als durch Beobachtung."
Instrumente: ,,... reaumurisches quecksilber Thermometer wobei der Raum zwischen dem Gefrier= und Sied= Punkt, wie gewöhnlich in 80 gleiche Theile getheilet worden. Es hängt an der Mitternachts=Seite des Hauses, 4 Fuß von der Erde, zwar wohl unter einer Bedeckung, aber frei. Der Barometer ist in pariser Zoll, und jeder Zoll in 10 Linien, und diese wieder in fünf Puncte getheilet = 100 Teile eines Zolls."
Der Barometerstand wird 3-mal täglich abgelesen, die Windstärke wird in 5 Stufen, ohne fürchterliche Orkane, eingeteilt und am Mittag gemessen. Für das 18. Jahrhundert bedeutete diese Beobachtungspraxis des G. Schadeloock in Rostock eine neue Qualität (vgl. Abb. 3).
Von besonderem Wert sind die Polarlichtbeschreibungen, die systematisch erfolgten. Sie sind so präzise, dass sie Rückschlüsse sowohl auf die Sonnenaktivität als auch auf den Zustand der Hochatmosphäre erlauben oder möglich machen. Dabei ist die Faszination des Beobachters unverkennbar [4, Bände 3-7]. Die erste ausführliche Beschreibung gibt der Autor im August des Jahres 1780:
,,Den 26. Abends um 8 Uhr zeigte sich im Westen ein Licht, das einem Nord-
schein ähnlich war von gelblicher Farbe. Es entstand bei heiterer Luft unter dem Bootes zwischen Arcturus und der Wage als aus einem Klumpen, warf drey bis vier breite Strahlen hoch, alle südlich, davon zwei besonders wegen ihrer ungemeinen Länge merklich waren. Einer von ihnen ging durch den Kopf der Schlange des Ophiuchus bei der nördlichen Krone vorbei, durch den Hercules, durch den Schwaan und zwischen dem Delphin durch den Pegasus bis unterhalb Marcab desselben. Im Norden war nichts von einem Nordschein zu bemerken, wie denn auch nach Verlauf einer kleinen halben Stunde alles Licht aufhörete, und dieser Abend einer der reinsten und heitersten war."
An anderer Stelle schreibt G. Schadeloock, der sich über Zusammenhänge mit der Witterung Gedanken machte:
,,Ich meine die Bemerkung gemacht zu haben, daß ein rothes Nordlicht im Winter gelinde Witterung mit sich bringe, und dies je mehr, je allgemeiner und je stärker die rothe Farbe ist. Im Anfang des Frühjahrs 1780 fand ich es sehr bestätigt. Es fanden sich viele Nordlichter, und alle waren, so nicht ganz roth, doch mit starken rothen Streiffen, und wir hatten im ganzen Märtz nur einmal am Tage einen kleinen Frost von 2 Grad. Im November desselben Jahres hatten wir am 19. ein röthliches Nordlicht, und es fror in dem übrigen Theil des Monats nicht wieder, da wir doch sonst oft im November schon scharffen Frost haben. Im Dezember zeigte sich ein blasrothes Nordlicht, und die Kälte nahm nicht zu, sondern vielmehr ab. Im Januar dieses Jahres ging vor der stärksten Kälte ein starkes aber sehr gelbes Nordlicht vorher. Ich wage es nicht, den gelben Lichtern ein Amt zuzuweisen. Aber nichts kann weder das eine, noch das andere bestätigen, oder verwerfen, als die Erfahrung, und die hat man durch Beobachten."
Für den Monat März 1781 wird mitgeteilt:
,,Am 27. 28. 29. waren Nordlichter meistens weisgelbche, unter welchen das mittelste das schönste war. Um 10 Uhr zeigte es sich nur als ein weisgelblich lichter Bogen ohne Streiffen
Geschichte
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und Strahlen, um 11 1/2 Uhr erstreckte es sich von Nordosten bis in Südsüdwesten und schoß seine Strahlen weit übers Zenith bis unterhalb Vindemiatrix der Jungfrau bis an den Raben, der eben kulminierte."
Ein Beispiel für Oktober 1782: ,,Nordlichter waren am 1. 3. und 8. Das erste war zwischen 7 und 8 Uhr. Von Nordnordost bis in Nordnordwest erstreckte sich ein niedriger Lichtbogen, unter welchem es ganz dunkel war, und das Ansehen hatte, als wenn dunkle Nebenwolken diesen innern Raum ausfüllten. Von diesem hellen Bogen verbreiterte sich ein einfärbiges weislich Licht, und nur dann und wann zeigeten sich einige ausfahrende schwache Strahlen."
Vorerst letzte Beobachtung im Monat Mai:
,,Am 2. Abends um 9 1/2 Uhr war ein Nordlicht, das sich vorzüglich in einige Streifen aus Nordost bis in Südwest doch unterbrochen zeigete, vom weislichen Licht, worinnen eine beständige wellenförmige Bewegung von Süd nach Nord, und wieder zurück wahrgenommen ward, die da verursachte, daß das Licht bald stärker bald schwächer, die Streifen bald breiter bald schmähler sich zeigten."
Juni, 20.: ,,Mit diesem Tage nahm die in diesem Jahr so merkwürdige und durch ganz Europa und noch weiter verbreitete dicke Luft ihren Anfang. Schon am 26. war sie so dicke, daß man um 7 1/2 Uhr Abends die Sonne nur glühend roth sahe."
Januar 1784, besonders kalter Winter, der kälteste wohl im Jahrhundert:
,,Merkliche Nordlichter zeigten sich auch in diesem Monat nicht, wie denn auch die mehresten Abende trüb waren."
Aus dem Jahre 1785, September: ,,Von nun an blieb die Luft kalt, und es war kein angenehmer Tag mehr im ganzen noch übrigen Theil des Jahres. Nordlichter fielen gar nicht vor."
November: ,,Am 2. war ein schwaches gelbliches ruhiges Nordlicht, und in der Nacht vom 6. nördliche Helle."
3 Wetterbericht für September/Oktober 1788, StA Rostock
Die große Pause von über zwei Jahren war vorüber und die Beobachtungen konnten wieder kontinuierlich verzeichnet werden, letztes Beispiel vom November 1789:
,,Am 15. frühe Morgens um 2 1/2 Uhr war eins der schönsten Nordlichter, das den ganzen Himmel einnahm. Von NO. bis W. stand ein ruhiges blaulicht weisses Licht auf einem sehr dunkeln Grunde am Horizont, aus welchem einige graue Streifen hervorgingen. Von W. bis ganz in S. und von NO. bis weit in S. bedeckte ein rothes Licht den Himmel. Besonders zeigte sich in NO. ein 1 1/2 Fuß breiter sehr langer Strahl, der in seiner Breite vom weissen Licht bis ins Blutrothe durch unmerckliche Nuancen sich schattierte. Im Osten stellete Jupiter, Mars und das Löwenherz nahe bei einander eine herrliche Gruppe in ganz rothem Licht dar."
Betrachtet man die Übersicht aller Aufzeichnungen ergibt sich folgendes Bild: Es wurden insgesamt 160 Polarlichter vom schwachen Schimmern bis zu intensivem Farbenspiel mitgeteilt. Die lange Pause von 2 Jahren und 2 Monaten könnte möglicherweise mit dem katastrophalen Vulkanausbruch der LakiSpalte auf Island und dem verheerenden Ausbruch des Asama/Japan zusammenhängen, die im Juni bzw. Mai 1783 begannen und mehrere Monate dauerten.
Auffallend ist die Farbverteilung. Von den 160 Polarlichtern waren 80 weiß, 32 mehrfarbig, 23 gelb und je 5 rot und rötlich. Bei 15 Erscheinungen wurden keine Einzelheiten mitgeteilt.
Im Jahr 1787 zeigten sich mit 37 Nordlichtern die meisten, gefolgt von 1782
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4 Polarlicht über Finnland, Aufnahme: Claudia und Wolfgang Hinz
und 1786 mit je 23. Da G. Schadeloock wegen des Wetters ja nicht alle erfasst haben kann, zeigt sich doch deutlich die Tendenz eines Maximums um 1787/1788. Diese Feststellung passt recht gut mit den Angaben einer Tabelle zusammen, in welcher die Polarlichthäufigkeit mit jener der Sonnenfleckenmaxima verglichen wird [6].
Der Rostocker G. Schadeloock setzte die Wetterbeobachtungen fort, teilte sie aber nicht mehr in den ,,Gemeinnützigen Aufsätzen" mit. Das geht aus einer Wetterü bersicht mit Vergleichen der monatlichen mittleren Thermometer- und Barometerhöhen zwischen Rostock und Leipzig hervor. Diese sehr saubere kleine Handschrift ist nur mit G. S. unterzeichnet [7].
Möglicherweise ist die Zusammenführung der beiden Teiluniversitäten Rostock und Bützow im Jahr 1789 mit neuen Aufgaben für G. Schadeloock der Grund, dass er einfach keine Zeit mehr hatte, alles aufzuzeichnen, was er am Himmel sah.
Das besondere Verdienst dieses Gelehrten war auch, dass er in den schwierigen Jahren, als in Rostock nur die kleine Teiluniversität den Lehrbetrieb durchführte, mit seinen wenigen Kollegen das hohe Niveau der Ausbildung der Studenten sicherte.
Literaturhinweise: [1] UA Rostock, Personalakte: Mag.
Phil. Gustav Schadeloock, Bl. 71-74 [2] UB Rostock, Sondersammlungen,
Acten-mäßige Nachricht von dem Streit der Stadt Rostock mit ihrem
Durch. Ietzt regierenden Landes Herrn Herzog Friedrich, Sign.: KL 242 Varia, / 11 [3] UA Rostock, Rektorat der Uni Bützow, Mathematische Instrumente, Bl. 12/ b/ 2 [4] StA Rostock, Gemeinnützige Aufsätze aus den Wissenschaften für alle Stände zu den Rostockschen Nachrichten der Jahre 1765-1798, Bände 3-8, Sign.: Z-03 9188, [5] UB Rostock, Sondersammlungen, Verzeichniß einer Sammlung von Büchern - welche nebst mehreren physikalischen Instrumenten und Kupferstichen im Hause des verstorbenen Herrn Prof. Schadeloock meistbietend verkauft werden sollen, Rostock 1819, Sign.: MK 11737/ 3 Rara [6] W. Schröder, 1984: Das Phänomen des Polarlichts, Erträge der Forschung, Darmstadt, S. 72-74, S. 73 Tab. 4 [7] G. Schadeloock: 20-jährige Beobachtung der monatlichen mittlern Thermometer- und BarometerHöhen von 1780-1799 in Rostock, UB Rostock, Sondersammlungen, Signatur: Mss. Meckl. A 266 [8] M. Lissiok, 1995: Das Wirken des Universitätsgelehrten Gustav Schadeloock, in: Universität und Stadt, 1995, S. 167-187 [9] J. Koppe, 1784: Jetztlebendes gelehrtes Mecklenburg, Rostock 1784, S. 187-194
Impression
Venus, Mars und die schmale Mondsichel am Abend des 20. Februar 2015 über dem Schloss Solitude bei Stuttgart. Foto: Sven Melchert
Geschichte
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11. Tagung der Fachgruppe ,,Geschichte der Astronomie" in Dresden
von Wolfgang Steinicke
Die diesjährige Tagung fand vom 31. Oktober bis 2. November 2014 in Dresden statt. Ort war das Lohrmann-Observatorium der TU Dresden. Mit über 40 Teilnehmern war die Veranstaltung wieder gut besucht (Abb. 1). Sie findet stets um Allerheiligen statt und hat einen festen Platz im astronomischen Terminkalender. Die Atmosphäre wird als angenehm und familiär empfunden. Neben bekannten Gesichtern kommen auch immer wieder Neulinge zur Tagung.
Am Freitagabend traf man sich im traditionellen Altmarktkeller bei böhmischer Küche und Bier. Es wurde zünftig gegessen und getrunken und wie immer viel geredet. Der Samstag ist Vortragstag. Dazu stand der ,,historische" Hörsaal des Instituts für Planetare Geodäsie im Beyer-Bau zur Verfügung, der durch seinen Kuppelturm weithin sichtbar ist (Abb. 2). Der Saal bot genügend Platz und moderne Präsentationstechnik (Abb. 3). Nach dem ,,Einchecken" begann die Veranstaltung um 9:45 Uhr mit der Begrüßung durch Wolfgang Steinicke und den Hausherrn, Professor Michael Soffel. Das Vortragsprogramm war wieder breit gestreut, von der Steinzeit (Kreisgrabenwallanlage) bis zur Neuzeit (Smartphone).
1 Das obligatorische Gruppenfoto (alle Bilder: W. Steinicke)
Traditionell sind die einige Beiträge dem Standort gewidmet. Jürgen Helfricht begann mit einer ausführlichen Darstellung der ,,Astronomiegeschichte in Dresden". Eine wichtige Rolle spielte dabei August der Starke, ein großer Förderer der Wissenschaft. Auf ihn geht der Mathematisch-physikalische Salon zurück. Gelehrte wie Johann Gottfried Koehler, diverse Bauernastronomen und der Astronom Wilhelm Gotthelf Lohrmann wurden vorgestellt. Interessant war auch die DDR-Zeit mit Manfred von Ardenne. Die Entwicklung nach der Wende zum heutigen Observatorium bildete den Abschluss dieses interessanten und kompetent vermittelten Überblicks. Die Stadt ist der Aufbewahrungsort einer der drei letzten erhaltenen Mayahandschriften, dem ,,Dresdener Kodex". Andreas Fuls hat
2 Der Tagungsort: das Lohrmann-Observatorium
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Geschichte
3 Der ,,historische" Hörsaal
Dresden" vor. Johann Gottfried Koehler wird in der Literatur als Entdecker von drei Messier-Objekten gesehen (177279). Es waren aber insgesamt sechs, wie eine neuere Recherche zeigt. Basilius von Engelhardt betrieb Ende des 19. Jahrhunderts ein beachtliches Observatorium in Dresden. Mit einem 30-cm-Refraktor beobachtete er Sternhaufen und Nebel und
darüber seine Doktorarbeit geschrieben und die astronomisch relevanten Fakten in seinem Vortrag ,,Eine kurze Geschichte der Dresdener Mayahandschrift" präsentiert. Ein anspruchsvoller Stoff, der wohl bei Vielen Interesse geweckt hat. Das Original ist im Buchmuseum der Sächsischen Landes- und Universitätsbibliothek (nicht weit vom Tagungsort) unter Glas ausgestellt. Irina Tupikova, Mitarbeiterin von Professor Soffel, sprach anschließend zum Thema ,,Ptolemaios: Astronom und/oder Geograph?". Im berühmten Werk ,,Geographie" sind die Koordinaten von mehr als 6.000 Orten aus der Antike überliefert. Einige liegen richtig, andere zeigen systematische Abweichungen. Aktuelle Forschungen der Referentin haben gezeigt, dass dies wohl auf verschiedene Werte des Erdumfangs zurückgeht.
In der Mittagspause wurde das Lohrmann-Observatorium in zwei Gruppen besucht. Dazu musste man einige Stufen nach oben steigen. Im Turm befindet sich noch ein kleines Museum, weiter oben gibt es eine wunderbare Terrasse, die bei bestem Wetter einen tollen Blick über Dresden bot (Abb. 4). Ganz oben im Kuppelbau, in 40 m Höhe, ist der 30-cmHeyde-Refraktor untergebracht (Abb. 5). Während eine Gruppe mit Lutz Gräfe das Observatorium besuchte, erhielt die andere im Hörsaal durch Professor Soffel einen Überblick über die aktuellen Forschungsprojekte am Institut. Es blieb auch noch etwas Zeit zum Essen.
Den Nachmittag eröffnete Marco Levenhagen mit dem Thema ,,Elektronische Rechenanlagen - Erste Einsätze von Computern in der Astronomie". Ein historischer Überblick zeigte zunächst die Entwicklung von den ersten me-
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4 Die Terrasse des Observatoriums bot einen fantastischen Rundblick
chanischen Rechenhilfen bis hin zu den elektronischen Rechnern von Konrad Zuse. Mit seiner Z3 brach 1943 ein neues Zeitalter an und Astronomen erkannten schnell das Potenzial dieser Geräte - Ludwig Biermann war einer der Pioniere. Rechenintensive astronomische Probleme konnten nun in kurzer Zeit bewältigt werden. Als nächstes folgte Wolfgang Steinicke. Als Ersatz für einen ausgefallen Vortrag, stellte er ,,Koehler und v. Engelhardt - Deep-Sky-Beobachter in
5 Der 30-cm-Heyde-Refraktor
bestimmte ihre Positionen mit großer Genauigkeit. Dabei fand er auch ein neues Objekt, später als IC 1463 katalogisiert - leider nur ein Sternpaar, wie sich herausstellte. Olaf Kretzer stellte anschließend ,,Die erste Kreisgrabenwallanlage in Thüringen" vor. Solche Anlagen wurden in den letzten Jahren in verschiedenen Regionen Mitteleuropas ausgegraben und
Geschichte
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erkundet. Bei einigen konnten astronomische Ausrichtungen und Bezüge festgestellt werden. Nun wurde eine Anlage in Thüringen entdeckt. Vorgestellt wurden Fundumstände und erste Ergebnisse einer astronomischen Analyse.
In diesem Jahr war ein lokaler Service mit der Ausgabe von Kaffee und Kuchen beauftragt worden (Abb. 6). Das bedeutete zwar höhere Kosten als sonst, es hat aber allen vorzüglich geschmeckt. Nach der Pause ging es weiter mit dem Thema ,,Kosmische Himmelszeichen in der Bibel", präsentiert von Regina Umland. In der Bibel finden sich zahlreiche Erwähnungen von Himmelskörpern, Leuchterscheinungen, Wunderzeichen und Finsternissen, wobei der ,,Stern von Bethlehem" sicherlich herausragt. Der Vortrag zeigte, wie die Verfasser der Bibel das jeweilige Weltbild als Grundlage für ihre Berichte nahmen und dabei auch eine andere Sprache und andere Erklärungen benutzten. Wir dürfen also nicht mit unserem heutigen Verständnis des Kosmos an diese Berichte herangehen. Den Abschluss bildete Lutz Clausnitzer. Er stellte die App ,,AudioHimmelsführungen" vor, die Astronomie am Himmel und im kulturhistorischen Kontext vermittelt. Mit Ton- und Grafikbeispielen zeigte er, was ein Smartphone auf diesem Gebiet leisten kann. Es gibt sechs 20-minütige Führungen, deren letzte ein astronomiehistorischer Rückblick ist, der eine sachlich-kritische Auseinandersetzung mit der Astrologie einschließt.
Pünktlich um 18:30 Uhr fand die Abschlussbesprechung statt und anschließen ging es zur Nachsitzung ins ,,Italienische Dörfchen" gegenüber der Semperoper (Abb. 7). Der Biersaal bot ausreichend Platz für einen gemütlichen Abend, der einen interessanten Vortragstag abschloss. Sonntags um 10:00 Uhr trafen sich die Teilnehmer im Zwinger zum Besuch des Mathematisch-physikalischen Salons (Abb. 8). Die einstündige Führung durch die beeindruckende Ausstellung historischer Instrumente der Astronomie, Physik und Geodäsie fand in zwei Gruppen statt. Ein ganz besonderes Erlebnis in einer Stadt, die so viel Kultur bietet. Wo die nächste Tagung (2015) stattfinden wird, steht noch nicht fest, vieles spricht aber für die Berliner Archenhold-Sternwarte.
6 Kaffee und Kuchen! 7 Abendessen im ,,Italienischen Dörfchen" 8 Blick ins Mathematisch-physikalische Kabinett (Zwinger)
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Jugendarbeit
Erste Eindrücke aus dem Astronomischen Sommerlager 2014
von Caroline Reinert
Auch 2014 veranstaltete die VEGA (Vereinigung für Jugendarbeit in der Astronomie e. V.) wieder ein Astronomisches Sommerlager (ASL) für naturwissenschaftlich interessierte Jugendliche. Diesmal fanden sich im schön gelegenen Schullandheim in Bischofsheim an der Rhön fast 70 Schüler und Studenten ein, um die Sterne zu beobachten, Raketen zu bauen und natürlich, um neue Dinge über unser Universum zu lernen. In 13 Arbeitsgruppen wurde von unseren Camp-Leitern Wissen über Raumfahrt, Robotik, aber auch Atmosphärenphysik und aktuelle Beobachtungen am Nachthimmel vermittelt. Unterstützt wurden wir in diesem Jahr von der Joachim-HerzStiftung und dem Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR), denen wir auf diesem Weg herzlich danken wollen.
Das nächste Camp wird vom 1. bis 15. August 2015 in Mühlhausen stattfinden, und wir freuen uns über viele neue Teilnehmer. Alle Infos zum Camp und zur Anmeldung gibt es unter: www.vega-astro.de/sommerlager.
1 Endlich oben! Gruppenbild auf dem Gipfel des Kreuzberges, der beim Tagesausflug
erklommen wurde, natürlich mit den tollen, grünen Camp-Shirts.
2
Unsere Sponsoren in diesem Jahr
Impression
Polarlichtexpedition Lofoten
Dieses Bild vom 20.03.2014, 00:22 Uhr, zeigt ein helles Polarlicht über der vom Mond beschienenen schneebedeckten Landschaft. Aufgenommen am Rande des Nordmeeres in der Ortschaft Borgvag auf den Lofoten. Aufnahmedaten: Canon EOS 7D, ISO 1600, Objektiv Canon EFS 10-22 mm bei 10 mm Brennweite, Bildautor: Manfred Kiau.
Jugendarbeit
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Hoch hinaus mit dem Wetterballon
von Kristin Bönicke
In der Arbeitsgruppe zum Thema ,,Atmosphären" im ASL 2014 hatten die Teilnehmer die Möglichkeit, sich einmal ganz praktisch mit den Phänomenen innerhalb der schmalen, blau schimmernden Hülle, die für das irdische Leben so wichtig ist, auseinanderzusetzen.
Unter der Leitung von Vik-
toria lernten die jungen
Astronomiebegeisterten zu-
nächst den Aufbau der Erd-
atmosphäre sowie die spezi-
fischen Eigenschaften ihrer
einzelnen Schichten kennen.
So erfuhren wir, dass sich
Großteile der Masse unserer
Atmosphäre in der untersten
Schicht, der sogenannten
Troposphäre konzentrieren
und die Temperaturen pro
Kilometer innerhalb dieser
Zone um sechs Kelvin ab-
nehmen. Auch die meisten
meteorologischen Phäno-
mene finden in der Tropo-
sphäre statt. All das macht
gerade eine nähere Erfor-
schung des sich zwischen
Null und - je nach Lehrbuch
- 8 bis 16 Kilometern über
der Erdoberfläche befindlichen Bereiches interessant.
1 Ein Schnitt durch die Schichten der Erdatmosphäre
(maßstäblich gezeichnet, Quelle: Wikimedia)
Die sich an die Troposphäre
anschließende Stratosphäre
wird hingegen insbesonde-
re von Astronomen geschätzt, die über geografischem Auftreten werden sie als
der Wolkendecke gute Beobachtungs- ,,aurora borealis" (Norden) oder ,,aurora
möglichkeiten vorfinden. Hier wird bei- australis" (Süden) bezeichnet. Schluss-
spielsweise die Infrarotstrahlung nicht endlich markiert die bis zu 500 Kilometer
mehr vollständig absorbiert, wovon ak- über dem Erdboden befindliche Exosphä-
tuelle Projekte wie beispielsweise ,,SO- re den Übergang zwischen unserer Erdat-
FIA" (Stratosphären-Observatorium für mosphäre und den Weiten des Alls.
Infrarot-Astronomie) profitieren.
Trotz der weitreichenden Erforschung des
Ab einer Höhe von 50 Kilometern be- Aufbaus der hiesigen Atmosphäre ist das
ginnt schließlich die Mesosphäre. Hier Feld der Atmosphärenphysik noch lange
und in der darüberliegenden Thermo- nicht erschöpft. Wenn beispielsweise op-
sphäre treten die Polarlichter auf, die tische Teleskope nur undetaillierte Resul-
von polnahen Gebieten von der Erde tate zur Beschreibung von Exoplaneten
aus beobachtet werden können. Je nach liefern, spielt die Analyse von extrater-
restrischen Gashüllen mithilfe von Spektren eine umso bedeutendere Rolle. So lassen Beschaffenheit und Elementzusammensetzung von Atmosphären Rückschlüsse auf die Entstehung und Entwicklung der Exoplaneten zu. Durch einen Vergleich der Gashüllen der Planeten unseres Sonnensystems mit den Atmosphären der neu entdeckten Planeten können zudem zur Erleichterung der Suche und Kategorisierung von Exoplaneten Modellatmosphären erstellt werden.
Auf den einführenden Theorieteil folgte der Höhepunkt der AG: die Planung eines eigenen Wetterballonprojektes. Die Jugendlichen bildeten hierfür zwei Gruppen mit unterschiedlicher Zielsetzung ihres Projekts und konnten am eigenen Leib erfahren, wie viel Arbeitsaufwand für die Planung und anschließende Durchführung notwendig ist, denn schon die Beschaffung größerer Mengen Helium für den Antrieb stellt eine erste große Hürde dar. Glücklicherweise stand uns mit Viktoria eine enthusiastische und kenntnisreiche Leiterin zur Seite, die selbst kurz vor dem Start ihres eigenen Wetterballons stand, der wenige Tage nach der AG im Astronomischen Sommerlager erfolgen sollte. So konnten alle am Ende der AG stolz ihre Projekte vorstellen, die, bei Interesse und den entsprechenden Geldmitteln, auch real durchgeführt werden könnten.
Die AG-Mitglieder waren am Ende der fünftägigen AG begeistert - von ihrem neu gewonnen Wissen über Atmosphären und der Tatsache, dass Wissenschaft und Spaß sich nicht ausschließen, sondern vielmehr zusammengehören.
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104
Jugendarbeit
Eine Reise durch die faszinierende Welt der Raumfahrt
von Tobias Schepers
Wozu betreibt man Raumfahrt? Wie wählt man einen Orbit für eine Raumfahrtmission aus und wie erreicht man diesen problemlos? Wie funktionieren moderne Antriebssysteme und welche Triebwerkstypen gibt es? Diesen und vielen weiteren spannenden Fragen sind wir eine Woche lang in der Raumfahrt-AG im Astronomischen Sommerlager 2014 nachgegangen und haben dabei viel Neues und Interessantes über die Raumfahrt, aber auch über die Astronomie im Allgemeinen gelernt. In einer kleinen Gruppe von sechs Personen haben wir mit unserem erfahrenen und raumfahrtbegeisterten Leiter Florian die verschiedensten Gebiete der Raumfahrt besprochen und bearbeitet.
Am Anfang der AG sind wir dem Sinn und dem Nutzen der Raumfahrt nachgegangen und haben herausgefunden, wie eine vollständige Raumfahrtmission funktioniert und welche möglichen Probleme und Schwierigkeiten dabei auftreten können und berücksichtigt werden müssen. Uns wurde schnell bewusst, wie kompliziert, aufwendig und dennoch faszinierend jede einzelne gestartete Raumfahrtmission ist, und was für eine technische Meisterleistung hinter einem Raketenstart und schließlich dem einwandfreien Betrieb eines Satelliten im Weltraum steckt.
1 Bahnelemente und
weitere Beschreibungsgrößen der elliptischen Umlaufbahn eines Himmelskörpers um einen Zentralkörper, z. B. einer Satellitenbahn um die Erde (Quelle: Wikimedia), Erläuterungen s. Tab.
Bahnelemente und weitere Beschreibungsgrößen der elliptischen Umlaufbahn eines Himmelskörpers um einen Zentralkörper (Quelle: Wikimedia)
a
Länge der großen Halbachse
e
numerische Exzentrizität
i
Bahnneigung, Inklination
Länge/Rektaszension des aufsteigenden Knotens, Knotenlänge
Argument der Periapsis, Periapsisabstand
M
Ellipsenzentrum
B
Brennpunkt, Zentralkörper
P
Periapsis
A
Apoapsis (AP: Apsidenlinie)
HK
Himmelskörper, Planet/Satellit
r
Abstand des Himmelskörpers vom Zentralkörper
absteigender Knoten
aufsteigender Knoten
Frühlingspunkt
wahre Anomalie
Während unserer AG sind uns auch die verschiedensten mathematischen Gleichungen und Formeln begegnet. Wir beschäftigten uns mit den Keplerschen Gesetzen und dem Zweikörperproblem sowie mit der Umlaufdauer von Satelliten und deren Bahngeschwindigkeiten. Wir haben viele Rechnungen angestellt, Formeln hergeleitet und alles an praktischen Beispielen angewendet. Schon nach den ersten Tagen sind wir mit Hilfe von Formeln und Physik ein ganzes Stück in die Raumfahrt eingedrungen.
Selbstverständlich haben wir uns auch eine Zeit lang mit den sechs sogenannten Bahnelementen beschäftigt, da diese
VdS-Journal Nr. 53
auch in der Raumfahrt unerlässlich sind. So haben wir verstanden, was unter der Exzentrizität zu verstehen ist und was die große Halbachse, die Anomalie und die Inklination bedeuten. Zusätzlich hat uns Florian alle Bahnelemente an einem Tellurium, einem mechanischen Gerät, das die Bewegung der Planeten veranschaulicht, erklärt. So konnte sich wirklich jeder am Ende unserer AG etwas unter den Bahnparametern vorstellen. Den Bahnelementen begegnet man außer bei der Raumfahrt auch in der beobachtenden Astronomie sehr häufig, wo man mit ihnen die Position von aktuell sichtbaren Objekten bestimmen kann, so dass dieses Thema universell anwendbar ist.
Passend zum Ablauf von Satellitenmissionen mussten wir natürlich auch die verschiedensten Satellitenbahnen und ihre Vor- und Nachteile verstehen. Dazu haben wir viel berechnet und gezeichnet. Es war sehr erstaunlich, wie viele verschiedene Orbits überhaupt möglich sind, wobei uns auch sehr außergewöhnliche Orbitvarianten begegnet sind. Wir haben die Vor- und Nachteile von erdsynchronen und sonnensynchronen Orbits herausgefunden und vieles anhand der Orbitdynamik nachvollzogen.
In den letzten Tagen beschäftigten wir uns noch mit Antriebssystemen, der Raketengleichung und den unterschied-
Kleine Planeten
105
lichsten Treibstoff- und Triebwerksarten. Zu guter Letzt haben wir uns gemeinsam bestehende Umwelteigenschaften des Weltraums überlegt und sogar selbst eine mögliche Satellitenmission komplett geplant.
Die Woche ging sehr schnell vorüber und ist sehr lehrreich und spannend gewesen. Es ist eine super Erfahrung, mit Gleichgesinnten viel Neues über die vielen verschiedenen Gebiete der Astronomie zu lernen. Der zusätzlich jedes Jahr im ASL stattfindende Raketenbau-Workshop war außerdem die ideale Gelegenheit, um selbst einen eigenen Raketenstart durchzuführen und seine selbst gebaute Rakete aus PET-Flaschen auf bis zu 100 Meter Höhe zu bringen.
Insgesamt war die AG ein voller Erfolg und wird jedem von uns in bester Erinnerung bleiben.
2 Verschiedene Erdorbits im richtigen Maßstab zur Erde selbst (von innen
nach außen): rote Linie = Internationale Raumstation, blauer Bereich = ,,Low Earth Orbit" (160-2.000 km Höhe), gelber Bereich = ,,Medium Earth Orbit" (2.000-36.000 km Höhe), grüne Linie = Orbit der GPS-Satelliten, schwarze Linie = geostätionärer Orbit (ca. 36.000 km Höhe). Quelle: Wikimedia
Neues aus der Fachgruppe Kleine Planeten
von Gerhard Lehmann
Von Wolfgang Ries, Mitglied der FG Kleine Planeten der VdS, und Klaus Hohmann liebevoll betreut, erscheinen seit vielen Ausgaben des VdS-Journals für Astronomie meist farbige Bilder von kosmischen Begegnungen zwischen Deep-Sky-Objekten und Kleinplaneten. Doch die Mehrzahl aller Kleinplanetenbilder besteht nur aus Graustufen. Die Bildverarbeitung beschränkt sich auf eine Korrektur mit einem Dunkelbild und einem Flatfield. Primäres Ziel der Beobachtung ist die
Ableitung einer Position und einer Helligkeit. Wenn einem dann noch ein bis dato unbekanntes Objekt während des Auswertens mehrerer Bilder vor der Nase herumhüpft, dann ist das ein tolles Gefühl.
In der heutigen Zeit ist es aber schwer geworden, noch etwas Neues zu entdecken. Um so kostbarer sind die eigenen Entdeckungen, wenn sie nach der Nummerierung noch immer die eigenen Kleinplaneten sind. Dann hat man das
Namensbegründungen
(319227) Erichbär = 2006 AJ8 Discovered 2006 Jan. 9 by M. Fiedler at Radebeul.
Erich Bär (1905-1981) was a German electrical engineer and amateur astronomer. In 1953 he built a private astronomical observatory in Radeberg. He founded the Radeberg public observatory in 1964. He became the honorary director and remained in that position until his retirement in 1971.
1
Nummerierte und benannte Kleinplaneten von Mitgliedern der FG Kleine Planeten der VdS. Stand: Oktober 2014
VdS-Journal Nr. 53
106
Kleine Planeten
Recht einen Namensvorschlag einzureichen. Stellvertretend für die vielen nummerierten und benannten Kleinplaneten in der Fachgruppe (Abb. 1) wird von einer ersten Nummerierung und einer sehr schönen Benennung berichtet.
Bernhard Häusler, Mitglied der FG Kleine Planeten der VdS, kann sich über seine erste Nummerierung eines Kleinplaneten freuen. Am 26. September 2009 entdeckte er einen Kleinplaneten, welcher vom Minor Planet Center in den USA [1] die provisorische Bezeichnung 2009 ST242 bekam. Ein Entdeckungsbericht ist im VdS-Journal für Astronomie 33 erschienen. Im Oktober 2014 erhielt er die Nummer 410928. Damit hat Bernhard Häus-
ler das Recht, einen Namensvorschlag einzureichen. Wenn dieser akzeptiert ist, wird er darüber berichten.
Die Gründung der Volkssternwarte Radeberg [2] am 6. Juni 1964 erfolgte auf Anregung von Erich Bär, dem Nestor der Radeberger Amateurastronomie. Viele Jahre leitete er erfolgreich die Sternwarte. So war es nur logisch, dass die Sternwarte im 25. Jubiläumsjahr ihrer Gründung den Namen ,,Erich Bär" erhielt. Nun gibt es seit dem vergangenen Jahr auch den Kleinplaneten (319227) Erichbär am Sternenhimmel. Entdeckt wurde der Kleinplanet von Martin Fiedler, Mitglied der FG Kleine Planeten der VdS, in der Sternwarte Radebeul.
Am Schluss dieser Zeilen möchte ich im Namen der FG Kleine Planeten ganz herzlich zur 18. Kleinplanetentagung am 27./28. Juni 2015 nach Essen in die dortige Walter-Hohmann-Sternwarte [3] einladen. Wenn Sie dieses VdS-Journal in Ihren Händen halten, wird es eine Tagungswebseite mit weiteren Informationen geben. Schauen Sie dazu bitte auf die Internetseite www.kleinplanetenseite.de.
Weblinks: [1] Minor Planet Center:
www.minorplanetcenter.net/ [2] Sternwarte Radeberg:
www.sternwarte-radeberg.de/ [3] Sternwarte Essen:
www.walter-hohmann-sternwarte.de/
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 weiterbewegt 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.
Frühlingszeit ist Galaxienzeit. Besonders viele helle und große Galaxien findet man bekanntlich in den Sternbildern Löwe und Jungfrau. Da auch die Ekliptik durch diese beiden Sternbilder führt, kann man zu dieser Zeit besonders viele kosmische Begegnungen zwischen Galaxien und Kleinplaneten beobachten. Für das heutige Foto belichtete Michael Deger [1] in mehreren Nächten eine der schönsten Galaxienansammlungen im Virgo-Cluster, die als Markarian's Chain bekannt ist. Michael zeigt mit seinem Bild, dass Galaxien auch mit relativ kurzer Brennweite toll in Szene gesetzt werden können. Benannt wurde dieser kettenförmige Strang aus Galaxien nach dem armenischen Astrophysiker Beniamin Egishevitch Markarian (1913-1985), der in den frühen 60er-Jahren des letzen Jahrhunderts eine gemeinsame Bewegung der Mitgliedsgalaxien feststellte. Als prominenteste Mitglieder von Markarian's Chain gelten M
84 und M 86, die sich im Bild oben in der Mitte befinden.
Das Galaxienfeld wurde am 4. März 2013 vom Kleinplaneten (745) Mauritia besucht. Die 15,1 mag schwache Strichspur ist mit der Nummer 1 markiert. Die Detailbilder sind 300-prozentige Vergrößerungen, um die Spuren auch in der Duckversion sichtbar zu machen. Der 1913 vom deutschen Astronomen Franz Kaiser in Heidelberg entdeckte Kleinplanet (745) Mauritia ist ein ca. 29 km großer Hauptgürtelasteroid. Benannt wurde er nach dem Heiligen Mauritius.
Genau 12 Tage später, am 16. März, sammelte Michael weitere Bilder von Markarian's Chain. Dabei befanden sich die beiden Asteroiden (742) Edisona (Nr.
2) und (1078) Mentha (Nr. 3) im Bildfeld. Der zum Aufnahmezeitpunkt 14,5 mag helle (742) Edisona wurde ebenfalls 1913 von Franz Kaiser entdeckt. Dieser Hauptgürtelasteroid ist mit 46 km fast doppelt so groß wie (745) Mauritia. Mit ihm wurde der amerikanische Erfinder Thomas Alva Edison an den Himmel versetzt.
Der Kleinplanet (1078) Mentha zeichnete eine 14,0 mag helle Strichspur. Dieser Hauptgürtelasteroid ist ca. 13 km groß. Wenn sich nun jemand fragt, wie es sein kann, dass die kleinere Mentha heller ist als Edisona, der sei auf den Abstand zur Erde verwiesen. Edisona war zum Aufnahmezeitpunkt ca. 2,4 AE von der Erde entfernt, während Menthas Abstand nur 1 AE betrug. Entdeckt wurde (1078) Mentha von Karl Wilhelm Reinmuth 1926 in
Tabelle 1: Übersicht über interessante Begegnungen zwischen Deep-Sky-Objekten und Kleinplaneten
Datum Uhrzeit Kleinplanet
mag Objekt Art mag Abstand
16.04.2015 24:00 (692) Hippodamia 14,1 NGC 5701 Gx 10,9
9'
18.04.2015 24:00 (920) Rogeria
14,7 NGC 5015 Gx 12,3
4'
14.05.2015 24:00 (24) Themis
12,1 NGC 6401 GC 7,4
7'
17.05.2015 24:00 (3209) Buchwald 15,9 M 107 GC 7,8
1'
13.06.2015 24:00 (163) Erigone
13,5 M 17
GN 6,1 12'
18.06.2015 24:00 (2454) OlausMagnus 14,9 NGC 6445 PN 11,2
5'
Abkürzungen: Gx-Galaxie, GC-Kugelsternhaufen, GN-Galaktischer Nebel, PN-Planetarischer Nebel
VdS-Journal Nr. 53
Heidelberg. Er verewigte damit die Pflanzengattung der Minzen.
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 Möglichkeit, sich täglich über aktuelle kosmische Begegnungen zu informieren, finden Sie auf der Homepage von Klaus Hohmann [2]. Dort kann sich der interessierte Astrofotograf in dem von Klaus geschriebenen Tool kosmische Begegnungen anzeigen lassen. Interaktiv hat man die Möglichkeit, verschiedene
1 Die Kleinplaneten (742) Edisona, (745) Mauritia und (1078) Mentha bei Markarian's
Chain. Aufgenommen mit einer SBIG-CCD-Kamera ST8300M und einem 4,5-zölligen Newton bei f/4 von Michael Deger. Bildorientierung: Norden links und Osten unten
Parameter wie die Helligkeit des DeepSky-Objektes oder die Helligkeit des Kleinplaneten selbst auszuwählen, um eine passende Konjunktion für sich zu finden.
Wir möchten Sie im Namen der Fachgruppe Kleine Planeten der VdS bitten, Ihre kosmische Begegnung einzusenden, um zukünftige Ausgaben des VdS-Journals für Astronomie mit Ihren Bildern zu bereichern. Schicken Sie die Bilder per Mail mit dem Betreff ,,Kosmische Begegnung" an diriesw@aon.at. Bitte vergessen Sie nicht, das Aufnahmedatum, die
fotografierten Objekte und die Daten des Teleskops bzw. der Kamera mitzuteilen. Der Autor eines ausgewählten Bildes wird anschließend aufgefordert, eine unkomprimierte Version des Bildes für den Druck zur Verfügung zu stellen.
Weblinks: [1] Homepage M. Deger: www.
galaxyphoto.de/markarianschain_ I.htm [2] Homepage K. Hohmann: http:// astrofotografie.hohmann-edv.de/ aufnahmen/kosmische.begegnungen. aufnahmen.php
VdS-Journal Nr. 53
108 Kometen
Zum Gedenken an Friedrich Wilhelm Gerber (1932-2014)
von Uwe Pilz
Mit Friedrich Gerber verband mich in den letzten Jahren seines Lebens eine intensive Freundschaft, welche auf unseren gemeinsamen astronomischen Interessen beruhte. Fritz hatte sich mit der visuellen Spektroskopie von Kometen beschäftigt und mir anlässlich der als ,,groß" erwarteten Kometen des Jahres 2013 Hinweise für diese Art der Beobachtung gegeben. In einem Alter von über 80 Jahren sind Reisen anstrengend, so dass es lange zu keiner persönlichen Begegnung kam. Ein erster konkreter Reiseplan im Frühjahr 2014 wurde durch die plötzliche Erkrankung seiner Frau Helga vereitelt. Noch im Frühjahr ist sie verstorben. Dennoch war uns ein Treffen vergönnt: Im Spätsommer war Fritz bei mir in Leipzig zu Gast. Ich bin dankbar, dass uns das Schicksal diese Begegnung gewährt hat. Auch Fritz kam ganz euphorisch von dieser Reise zurück und sah einer Vertiefung unserer Freundschaft erwartungsvoll entgegen. Aber es ist dann anders gekommen.
Fritz wird mir ein Vorbild bleiben: Die Fähigkeit, unter einfachsten Bedingungen ein glückliches Leben zu führen, seine Lebenszuversicht, Schaffenskraft und Begeisterung trotz des hohen Alters und der familiären Verluste werden mir stets gegenwärtig sein. Es bleibt mir, das Leben dieses Hobby-Astronomen und Kometenentdeckers aus meiner Sicht zu würdigen. Ich ahne, dass wichtige Abschnitte seines Lebens in unseren Gesprächen nicht berührt wurden, und dass manches im Verborgenen bleiben wird.
1 Besuch in Leipzig, Ende August 2014
recht unbeschwert, auch wenn sein Vater als Militärpfarrer in den Krieg ziehen musste. Für Fritz war rasch klar, dass er eine Pfarrerslaufbahn einschlagen würde. Bei einer Begegnung mit Krankenschwestern-Schülerinnen lernte er seine Frau kennen. Er wählte sie auch danach aus, ob sie eine gute Pfarrersgattin abgeben würde. Er traf eine gute Wahl: Beide waren die ganzen Jahrzehnte ihres Lebens innig verbunden und haben gemeinsam viele Jahre unter einfachen Bedingungen voll von Schwierigkeiten des Alltagslebens verbracht - in harmonischem Zusammensein.
Auch von hier aus unternahm er lange Reisen nach Russland bis nach Sibirien, um die Russland-Deutschen in ihrem Glauben zu unterstützen. Diese Reisen setzte er auch nach seiner Rente und trotz einer Herzerkrankung fort. So war er zuletzt 2004, im Alter von 72 Jahren, in Irkutsk.
Die Kometenentdeckungen In den abgeschiedenen Weiten Argentiniens sind die atmosphärischen Bedingungen ausgezeichnet. Fritz entdeckte dort mehrere Kometen. Viele davon waren aber schon einige Zeit vorher von anderen Beobachtern aufgespürt worden, was er aber nicht wusste: In seinem Wohnort Lucas Gonzalez in der Provinz Entre Ríos gab es nicht einmal ein Telefon. Wichtige Nachrichten mussten per Telegramm übermittelt werden. Am 8. Juni 1964 gelang Fritz seine erste ,,wirkliche" Entdeckung. Er berichtete mir darüber:
Am Morgen setzte ich Wasser an zum Windeln waschen. Wir hatten ja dort nur Petroleum und das dauerte eine ganze Weile. Also nahm ich mein Fernglas und ging ein paar Minuten vor die
Kurzer Überblick über sein Leben Friedrich wuchs in Jentkental auf. Dieser Ort gehört heute zu Polen und heißt heute
Jerzykowo. Den wenigen Zeugnissen nach war die Jugend
VdS-Journal Nr. 53
2
Als Schüler von 12 Jahren
Ende der 1950er-Jahre (unmittelbar nach seinem Studium) erhielt Fritz das Angebot, als Pfarrer nach Argentinien zu gehen und dort die deutschstämmige Gemeinde zu betreuen. Die Lebensbedingungen waren mehr als bescheiden. Zudem standen oft weite Reisen auf dem Plan, zu Hochzeiten oder Begräbnissen. Als Fortbewegungsmittel durch die matschige Pampa dienten Pferde, später ein Motorrad. Aus den geplanten drei Jahren wurden schließlich über 20: Erst 1981 kehrte die Familie nach Mainz zurück.
3
Fritz und Helga heirateten 1959.
4
Als junger Pfarrer in Argentinien
Kometen 109
5
Alle vier Kinder des Ehepaares Gerber wurden in Argentinien geboren.
6
Ein wichtiges Transportmittel in Argentinien war das Pferd. Später kam ein Motorrad hinzu.
Tür. Ich sah einen Stern 6. Größe, der sich ein klein wenig von den anderen Sternen unterschied. Also holte ich meinen Refraktor vor die Tür und sah ganz sicher, dass es ein Komet war.
Fritz sandte die Entdeckungsnachricht telegrafisch an das Observatorium in Córdoba (Argentinien) ein. Die Antwort erhielt er drei Tage später wiederum telegrafisch - er war tatsächlich einer der drei Entdecker des Kometen C/1964 L1 (Tomita-Gerber-Honda), seinerzeit Komet 1964c.
Drei Jahre später gelang ihm eine weitere Entdeckung, die des Kometen C/1967 M1 (Mitchell-Jones-Gerber), seinerzeit 1967f. Diesmal benutzte er ein größeres
Fernglas mit 6 Zentimetern Öffnung. Mit diesem Instrument konnte er den Schweif des 5-mag-Kometen 8 Grad weit verfolgen.
Andere astronomische Arbeiten Fritz widmete sich sowohl in Argentinien als auch in Deutschland der Astronomie. Seine Interessen waren weit gefächert. Nach seiner Rückkehr trat er der Astronomischen Arbeitsgemeinschaft Mainz bei. Ihr derzeitiger Kassenwart, Otmar
7
Mit diesem 58-mm-Refraktor der Fa. Wörle entdeckte Fritz seinen ersten Kometen. Das an der Entdeckung beteiligte Fernglas ist ebenfalls zu sehen. Der Firmengründer Martin Wörle war übrigens bei Fraunhofer als Glasschleifer gelistet.
Nickel, schrieb mir hierzu: 1981 kehrte Fritz nach Deutschland zurück und arbeitete bis 1997 als Pfarrer der evangelischen Kirchengemeinde Mainz-Weisenau. Seinem Hobby Astronomie blieb er auch in Mainz treu und schloss sich im Jahr 1985 der Astronomischen Arbeitsgemeinschaft Mainz an. Von 2002 bis 2006 war er Vorsitzender unseres Vereins, bis 2012 blieb er Vorstandsmitglied. Bis zuletzt war er mit Vorträgen und Beiträgen bei amateurastronomischen Veranstaltungen präsent. Vor allem als Kometenbeobachter war er in
9
C/1967 M1 (Mitchell-Jones-Gerber)
8 Bestätigungstelegramm der IAU zur
Kometenentdeckung
10
IAU-Zirkular Nr. 2012, welches die Entdeckung des Kometen 1967f vermeldet.
110
11 Nova Cygni, aufgenommen mit einem
Objektivprisma auf Farbfilm
12 Spektrum des Kometen Hale-Bopp, aufgenommen mit
einem Objektivprisma
13 Aufnahme des Südhimmels 14
um den Südpol herum. Rechts sind die Magellanschen Wolken zu erkennen.
Komet Hale-Bopp über dem Feldberg im Taunus
der Gemeinde der deutschsprachigen Amateurastronomen, z. B. in der Fachgruppe Kometen der VdS, aktiv. Die Astronomische Arbeitsgemeinschaft Mainz hat mit ihm einen guten Freund verloren.
Besonders angetan hatte es ihm die Spektroskopie und auch die Himmelsfotografie mit einfachen Mitteln. Seine Anregungen und Hinweise zur Beobachtung sind heute noch hilfreich [1-3]. In seinem
Nachlass finden sich spektroskopische Aufnahmen der Nova Cygni von 1975 und des Kometen Hale-Bopp. All diese Aufnahmen entstanden an einem kleinen Refraktor mit einem Objektivprisma.
Literaturhinweise: [1] F. W. Gerber, U. Pilz, 2013:
,,Beobachtungen heller Kometen", kometen.fg-vds.de/Publ/ isonpanstarrsgerber.html
[2] F. W. Gerber, 1996: ,,Spektroskopische Beobachtungen des Kometen C/1996 B2 (Hyakutake)", kometen. fg-vds.de/Publ/FWGHyakutake 1996spektroskopisch2012.pdf
[3] F. W. Gerber, 2013: ,,Visuelle Spektralbeobachtungen von Kometen", kometen.fg-vds.de/Publ/Gerber VisuelleSpektralbeobachtungVon Kometen.pdf
Zu Helligkeitsschätzungen des False Nucleus
von Volker Kasten
Anlass zu den folgenden Überlegungen war, dass Andreas Kammerer und ich einen Unterschied von 3 Größenklassen in unseren Helligkeitsschätzungen für den False Nucleus des Kometen C/2014 E2 (Jacques) feststellten. Andreas schätzte den False Nucleus am 28.7.2014 mit seinem 8-Zoll-SC und einer Vergrößerung von 161x auf 10,5 mag, während ich den False Nucleus am selben Tag im 20x80Bino grob auf 7,5 mag geschätzt habe. Eine Aufnahme des Kometen zu jener Zeit
zeigt die Abbildung 1. Die Frage war, ob diese Diskrepanz auf Beobachtungsfehler zurückging, und/oder ob sie durch unsere verschiedenen Instrumente mit ihren unterschiedlichen Vergrößerungen und Auflösungen verursacht sein konnte. Um das zu untersuchen, ist zunächst festzustellen, dass es so etwas wie einen physisch realen False Nucleus ja gar nicht gibt. Die praktisch punktartige zentrale Verdichtung, die Beobachter als False Nucleus ansprechen, ist nur der hellste
Komateil nahe dem wahren Kometenkern. Aber welchen Komateil man dabei wahrnimmt, hängt vom verwendeten Instrument (Vergrößerung, Auflösung) ab. Der Radius r (gemessen z. B. in Bogensekunden) dieses als False Nucleus beobachteten zentralen Komascheibchens dürfte in der Nähe der Auflösungsgrenze des Instrumentes anzusetzen sein, also größenordnungsmäßig etwa zwischen r = 0,5'' bei Fernrohren (mit hinreichenden Vergrößerungen) und vielleicht r = 5-10''
VdS-Journal Nr. 53
Amateurteleskope / Selbstbau
111
für Feldstecher. Weil demnach bei Ferngläsern im Vergleich zu Fernrohren das Licht eines größeren Komaausschnittes bei der False-Nucleus-Schätzung eingeht, ist schon prinzipiell zu erwarten, dass Feldstecherschätzungen ,,des" False Nucleus höhere Helligkeiten liefern als Fernrohrbeobachtungen. Die Frage ist, wie viel das ausmachen kann.
Für eine quantitative Beurteilung dieses Effektes sei r der Radius eines beliebigen Komascheibchens (Scheibchen als Projektion an den Himmel), gemessen in Bogensekunden ab Komazentrum. Die Lichtintensität (nicht die Helligkeit in mag!), die von diesem Scheibchen beim Beobachter ankommt, sei I(r). Nach einem einfachen ,,Abströmungsmodell" strömt der Staub (ich berücksichtige hier nur die Staubkomponente) gleichmäßig und radial vom wahren Kometenkern nach außen. In diesem Modell ist die Staubmenge und damit die Lichtintensität I(r) proportional zu r. Das kann man sich klar machen, wenn man die Koma in konzentrische Kugelschalen gleicher Dicke zerlegt. Jede solche Schale enthält nach dem Abströmmodell die gleiche Staubmenge, vgl. hierzu auch den Aufsatz [1].
Es gibt also eine Proportionalitätskonstante
a mit
I(r) = a · r
(1)
Die Bedeutung von a ist offensichtlich a = I(1), das ist die Lichtintensität einer zentralen Scheibe mit Radius 1 Bogensekunde.
Zum Übergang auf beobachtete Helligkeiten muss man nur wissen, dass diese im Wesentlichen logarithmisch von der Intensität abhängen. Genauer gilt für die Helligkeit m(r) eines Komascheibchens mit Radius r und Intensität I(r)
m(r) - m(1) = - 2,5 · lg ( I(r) / I(1) ), (2)
wobei lg den Zehner-Logarithmus bezeichnet. Einsetzen von (1) in (2) liefert mit I(1) = a
m(r) = m(1) - 2,5 · lg r
(3)
Bei stärkerer Vergrößerung/Optik wird der Radius r des beobachteten False Nucleus kleiner, damit wird auch lg r kleiner, der Zahlenwert m(r) also größer, und die beobachtete Helligkeit ,,des" False Nucleus nimmt gemäß Formel (3) ab.
Für Abbildung 2 habe ich als Beispiel m(1) = 10 mag angesetzt (Helligkeit der innersten Komascheibe mit 1'' Radius). Dargestellt ist die Helligkeit in mag, die man dann für den False Nucleus schätzen würde, wenn der als False Nucleus wahrgenommene Komateil einen Radius von r Bogensekunden besitzt.
Nehmen wir als Beispiel an, für ein gutes Astro-Fernglas mit V = 20x hat der False Nucleus vielleicht einen Radius von r = 5'', bei einem 20-cm-Spiegel bei hoher Vergrößerung aber r = 0,5''.
Dann zeigt der Plot, dass der Fernglasbeobachter einen etwa 2,5 mag helleren False Nucleus beobachtet als der Fernrohrbeobachter. Diese Differenz ist we-
1 Komet C/2014 E2 (Jacques),
30. Juli 2014, Instrument: Newton 140 mm/400 mm, 25 min auf Moravian-G3-11002-CCD-Kamera (Michael Jäger)
2 Abhängigkeit der Helligkeit des False
Nucleus vom wahrgenommenen Durchmesser des Pseudokerns, dargestellt an einem Beispiel
gen Formel (3) unabhängig von der hier willkürlich angenommenen Helligkeit m(1) = 10.
Damit kommt man schon in die Größenordnung der Diskrepanz zwischen den Schätzungen von Andreas und mir. Natürlich schließt das nicht aus, dass zusätzlich auch Beobachtungsfehler im Spiel waren. Es zeigt aber deutlich, dass es nicht ,,die" Helligkeit eines False Nucleus gibt.
Literaturhinweise: [1] U. Pilz, B. Häusler, 2011: ,,Elektro-
nische Photometrie heller Kometen - der Parameter Af", kometen. fg-vds.de/Publ/afrho.pdf
VdS-Journal Nr. 53
112 Kometen
Kometenbeobachtung auf dem Herzberger Teleskoptreffen
von Uwe Pilz
Jedes Jahr im September treffen sich einige Hundert Astronomiebegeisterte im kleinen Dorf Jeßnigk bei Herzberg. Dieses Treffen gewinnt seinen besonderen Reiz nicht nur durch die günstigen atmosphärischen Bedingungen, sondern auch durch die familiäre Stimmung auf dem Platz und das interessante Rahmenprogramm. Robert Zebahl von der Fachgruppe Deep Sky und ich steuern stets eine geführte Himmelstour zum Treffen bei. Ich versuche dort auch jedes Mal, wenigstens einen Kometen zu zeigen. Da der Himmel üblicherweise eine halbe Größenklasse besser ist als bei meinem leicht erreichbaren Beobachtungsort in der Dübener Heide, nehme ich mir für das HTT stets einige schwierigere Schweifsterne vor. Dieses Mal spielte das Wetter nicht ganz so mit. Die Luft war feucht, was die Durchsicht beeinträchtigte. Mein SQM-L-Gerät zeigte 21,3 mag/arcsec2 im Zenit, das ist nur wenig besser als an gu-
1 Komet C/2014 E2 (Jacques), 27. September 2014, 19 h UT, gesehen am
32-cm-Dobson (Uwe Pilz)
ten Abenden vor den Toren von Leipzig. Der hellste Komet im September 2014 war C/2014 E2 (Jacques), der erst im
März 2014 entdeckt wurde. Schon im April konnte ich ihn beobachten, seinerzeit 10 mag hell und knapp über dem Ho-
2 Komet C/2014 E2 (Jacques), 27. September 2014, 18:53 UT, Instrument: Teleobjektiv 1:3,5/200 mm, 66 min auf Pentax-K5-Kamera
(Thomas Lehmann)
VdS-Journal Nr. 53
Kometen 113
3 Komet 32P/Comas-Sola, 28. September 2014, 3 h UT,
gesehen am 32-cm-Dobson (Uwe Pilz)
4 Komet C/2012 K1 (PANSTARRS), 28. September 2014, 3:30 UT,
gesehen am 32-cm-Dobson (Uwe Pilz)
rizont im Achterdeck stehend. Der Komet lief in den folgenden Monaten sehr rasch über den Himmel. Im Verlauf des Sommers zog der Komet quer über den Himmel: Dies zu beobachten war schon reizvoll. Zur Sichtung reichte ein Fernglas aus, der Komet war zwischen Mai und August heller als 8 mag und verfehlte im Sommer die Grenze zur Freisichtigkeit knapp. Ende September war die Helligkeit leider schon auf 9 mag gefallen - sic transit gloria mundi. Der Komet war kein ausgesprochen auffallendes Objekt mehr. Erschwert wurde die Sichtbarkeit durch den Sternenhintergrund: Im nördlichen Flügel des Adlers stört das dichte Sternfeld der Milchstraße die Beobachtung von Nebelobjekten. In meinem 32-cmDobson war der Komet leicht erkennbar, zeigte aber bei Weitem nicht das Maß an Einzelheiten, das er im Hochsommer offenbarte (Abb. 1). Thomas Lehmann fertigte eine schöne Übersichtsaufnahem mit einem Teleobjektiv an, die ich zum Vergleich zeigen möchte (Abb. 2).
Jacques war leider der einzige am Abendhimmel erreichbare Komet. Ich hatte aber Aufsuchkarten für den Morgenhimmel vorbereitet. Ich hoffte den periodischen Kometen 32P/Comas-Sola einmal auffinden zu können. Er stand nördlich der Krippe in über 30 Grad Höhe: Trotz der prognostizierten Helligkeit von etwa 13 mag schien er mir bei diesen guten atmosphärischen Bedingungen erreichbar. Als ich morgens kurz nach vier mein Teleskop abdeckte, war der Fangspiegel klitschnass, so viel Feuchtigkeit lag in der Luft. Nach ganz kurzem Zögern nahm ich ein
frisches Tempo-Taschentuch, presste es ohne zu reiben auf den Fangspiegel: Der Spiegel war trocken, die Morgenbeobachtung gerettet. Comas-Sola war zwar nicht einfach, aber schließlich sicher zu sehen. Ich erkannte sogar eine leicht fächerförmige Form (Abb. 3).
Die letzte Beobachtung war ein Kampf gegen die Dämmerung. Kurz vor Ende der astronomischen Nacht sollte C/2012 K1 (PANSTARRS) tief am Osthorizont auftauchen. Der Komet war vor dem Perihel ein lohnendes Ziel gewesen und wurde von Januar bis Juli viel beobachtet. Die Helligkeit lag anfangs bei 11 mag und stieg mit der Sonnenannäherung
stetig. Die letzten Messungen im Juli lagen bei ca. 8,5 mag. Nach dem Perihel bewegte sich PANSTARRS rasch nach Süden. Im September und Oktober war er aber für kurze Zeit noch von Deutschland aus erreichbar, tief am Morgenhimmel. Mir gelang eine Sichtung in 5 Grad Höhe (Abb. 4), die Helligkeit bestimmte ich auf 7 mag. Wenige Minuten nach dieser Beobachtung war der Himmel schon sehr hell, ich hatte gerade den richtigen Moment abgepasst. Am selben Morgen fotografierten Mark Emmerich und Sven Melchert den Kometen. Neben dem breiten Staubschweif (den ich auch sah) konnten sie den schmalen Plasmaschweif nachweisen (Abb. 5)
5 Komet C/2012 K1 (PANSTARRS), 28. September 2014, 3:40 UT. Instrument: 8-cm-
Refraktor, f/6, 20 min auf ST-8-XME-CCD-Kamera (Mark Emmerich, Sven Melchert)
VdS-Journal Nr. 53
114 Planeten
Doppelsichtbarkeiten der Venus
von Friedhelm Dorst
Wenn sich unserer innerer Nachbarplanet wegen seiner Bahnneigung von 3,4 Grad gegen die Ekliptik bei großer Knotendistanz in Erdnähe begibt, kann er sich aus Beobachtersicht bis zu rund 9 Grad abseits der Erdbahnebene aufhalten. In geografischen Breiten von ca. 50 Grad N ist er nahe einer unteren Konjunktion mit der Sonne (im Frühjahr, vorzugsweise im März bzw. Januar) für einen kurzen Zeitraum schon vor Sonnenaufgang mit dem freien Auge erkennbar und des Abends noch nach Sonnenuntergang aufzufinden.
Erweitert man seinen Beobachtungsmodus hingegen durch Hinzunahme geeigneter fotografischer Hilfsmittel oder durch ein Fernglas bzw. Teleskop, so kann es gelingen, die Venus auch nahe der oberen Konjunktion mit der Sonne (vorzugsweise im Herbst, derzeit im August bzw. Oktober) zu beiden Tageszeiten zu beobachten, wenn sich die Sonne noch (bzw. schon) sicher unter dem Horizont befindet und so den Beobachter und seine Geräte keinesfalls gefährden kann. Einige der im deutschen Sprachraum gebräuchlichen astronomischen Jahrbücher (Kosmos Himmelsjahr, Der Sternenhimmel) weisen - wie zuletzt im März 2009 - auf die Doppelsichtbarkeit des Planeten hin, die am Tage der Konjunktion in Rektaszension von Sonne und Venus gleich gute Sichtchancen morgens wie abends bereithält. Mitte des vergangenen Jahrhunderts boten auch die unteren Konjunktionen im Januar mit >6 Grad Minimalelongation eine vergleichbar gute Sichtgeometrie, doch die im synodischen 8-Jahreszyklus rückläufigen Konjunktionstermine erfordern derzeit bei Januarkonjunktionen wohl doch schon optische Hilfsmittel wegen der bereits auf <5 Grad gesunkenen Konjunktionsdistanz beider Gestirne. Dafür gewinnen die im März auftretenden Konjunktionen wegen noch wachsendem Minimalabstand an Attraktivität.
Eigene Beobachtungen haben 2001 gezeigt, dass schon deutlich vor dem Konjunktionstag (30. März) wesentlich bessere Sichtchancen bestanden als am 30. selbst. Bereits am 20. März stand die Venus zum Sonnenaufgang fast 4 Grad hoch
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1
Venus am 20.03.2001 kurz vor Sonnenaufgang bereits als Morgenstern.
2 Venussichel in unterer Konjunktion am 14.01.2006 vor Sonnenaufgang.
Bildausschnitt mit 400 mm Brennweite.
und war mit >17 Grad Elongation längst nicht so nah an der starken Horizontaufhellung in Sonnenrichtung. Zudem war die Helligkeit der Venus etwas größer als am Konjunktionstag, an dem ich sie mangels hinreichender Klarheit gar nicht freiäugig auffinden konnte. Hingegen war sie an jenem 20. März auch tagsüber bequem für das bloße Auge sichtbar und dank der fast optimalen Höhenausnutzung ihrer Elongation abends noch sehr eindrucksvoll bis zur Dunkelheit zu verfolgen!
Da nicht immer mit besten Sichtbedingungen gerechnet werden kann und somit leichte optische Hilfsmittel zu empfehlen sind - ferner auch der loka-
le natürliche Horizont bezüglich seiner Konturen in der Regel stark vom Meeresniveau abweicht -, lohnt sich zumindest für die persönliche Abschätzung eine Betrachtung für den Idealhorizont. Wie lange dauert eigentlich der Zeitraum, in dem die Venus bei Sonnenaufgang wie auch bei Sonnenuntergang über dem Horizont steht? Vorab werde noch (entgegen der gängigen Definition) angenommen, der Sonnenaufgang erfolge, wenn der Sonnenmittelpunkt den Horizont überschreitet.
Rechnet man für die geografische Breite meines Beobachtungsorts Witten (51,4 Grad N) - also etwa für den Mittelwert von Deutschlands Nord-Süd-Ausdehnung -,
Planeten 115
so dauerte dieser Zeitraum vom 11. März bis zum 1. April 2001, umfasste also 22 Tage. Nimmt man für Sonnenauf- und -untergang definitionsgemäß den Sonnenoberrand, verkürzte sich der Zeitraum um gerade mal 1 Tag und endete dann am 31. März 2001. Die Abbildung 1 zeigt die Venus noch vor Sonnenaufgang am 20. März, also 10 Tage vor der unteren Konjunktion mit der Sonne, aufgenommen mit einem DV-Camcorder.
Auch bei Januarereignissen dieser Art kommt man in Situationen, wo ein Verzicht auf Bilder sehr schwer fällt und auch mir einfach nicht gelang: Die Abbildung 2 zeigt die aufgehende Venussichel vom 14. Januar 2006 (Konjunktionstag), mit einer Digitalkamera und 400 mm Brennweite erhalten. Der steil nach unten und etwas nach rechts gewandte ,,Blick" der Sichel (bei Abb. 1 eher leicht nach unten) ist normalerweise für Abendbeobachtungen der Venus typisch, doch bereits tags darauf wurde praktisch die ,,Kahnlage" erreicht und in der Folge die für den Morgenhimmel gewohnte Sichelorientierung. Am Morgen des Aufnahmetages war die Sichel freiäugig dank bester Lufttransparenz soeben noch wahrnehmbar, abends schon nur noch im Fernglas wegen industrieller Dunsteinträge des westlichen Ruhrgebiets und wegen geringerer Höhe bei Sonnenuntergang als zuvor bei Sonnenaufgang.
Am 18. Oktober 2014 ließ ich durch entsprechende Standortwahl die Nachmittagssonne hinter einem nahen Waldrand verschwinden und konnte mit einem bildstabilisierten 12x36-Feldstecher die Venus erstaunlich deutlich rechts oberhalb der Sonnenposition bei 2,1 Grad Elongation orten. Eine Berechnung zeigte, dass sie ca. 4 Minuten nach der Sonne untergehen sollte, also 1 Woche vor der oberen Konjunktion rein formal schon klar als (auch) Abendstern zu bezeichnen war! Ob das für eine fotografische Dokumentation reichen würde? Die beeindruckende Luftdurchsicht machte Hoffnung darauf, das - was sich dem freien Auge fraglos entziehen würde - wenigstens mit optischen Hilfsmitteln in den Griff zu bekommen. Ein Camcorder sollte es richten. Mit interner 16x-Filterung und zusätzlicher Abblendung des Objektivs konnte sogar gewagt werden, die horizontnah schon kraftlos gewordene Sonne mit ih-
3 Venus bereits als Abendstern am 18.10.2014, eine Woche vor der oberen
Konjunktion mit der Sonne. Oben: einzelner Frame aus dem Videostrom, unten: Bildbearbeitung des Mittels aus 33 Frames mit Giotto.
rem Oberrand mit auf das Bild zu lassen. Auf dem Suchermonitor war nichts von einer Liebesgöttin wahrnehmbar es blieb nur die Hoffnung, ihr am heimischen Bildschirm in HDV-Auflösung habhaft zu werden. Dies gelang nahe am Limit, bei noch genügend häufigem Aufszintillieren verbunden mit der Aussicht, auch geeignete Einzelbilder zu isolieren. Die Abbildung 3 zeigt einen solchen Moment, denn Szintillation gibt es in solcher Horizontnähe auch bei Planeten und erst recht bei einem Scheibchendurchmesser von <10''. Die Abbildung 3 unten zeigt die Giotto-Bearbeitung einer 4/3 s dauernden Videosequenz (33 Frames), die auch den einzelnen Frame in der Abbildung 3 oben enthielt.
Auch der folgende Morgen war klar - mit der Venus schon geringfügig links oberhalb der Sonne stehend. Nunmehr in einer Elongation von nur noch 1,9 Grad , war sie immer noch als Morgenstern im tags zuvor benutzten Feldstecher zu erkennen (selbst lediglich 6-fache Vergrößerung reichte hierfür aus). Die Abbildung 4 (mit
dem gleichen Camcorder erhalten) belegt nicht nur die erfolgreiche Sichtung am 19.10.2014, sondern auch die aufgrund größerer Elongation noch bessere Chance vom Vortag, die nur wegen anfänglicher Bewölkung nicht genutzt werden konnte. Natürlich war von Interesse, wie lange die Doppelsichtbarkeit rein formal in diesem Falle dauerte. Das erstaunliche Ergebnis der Überprüfung lautete: Abendstern war die Venus schon ab dem 6.10. für den Sonnenmittelpunkt und regulär (also bezogen auf den Sonnenoberrand) ab dem 10.10.; Morgenstern blieb sie regulär bis zum 26.10. und 1 Tag länger für den Sonnenmittelpunkt. Der Vergleich zeigt: Für die Sonnenmitte dauert die gemeinsame Morgen- und Abendsichtbarkeit ebenfalls 3 Wochen, regulär hingegen nur gut 2 Wochen. Die lange Gesamtdauer wird verständlich durch die in Erdferne gemächlichere Relativbewegung von Venus und Sonne - die deutlich kürzere reguläre Dauer hingegen dadurch, dass hier der scheinbare Sonnenradius im Vergleich zur Minimalelongation (1,0 Grad ) einen nunmehr deutlicheren
VdS-Journal Nr. 53
116 Planeten
4 Venus vor Sonnenaufgang am 19.10.2014, noch klar als Morgenstern.
5 Venus am Vormittag des 28.10.2014, nur 57' nördlich des Sonnenrandes,
jedoch kein Morgenstern mehr.
6
Merkur bei Sonnenuntergang am 29.06.2010, knapp 1,8 Grad oberhalb des Sonnenrandes.
anteiligen Einfluss zur Folge hat. Die Abbildung 5 zeigt den Nachbarplaneten 57' links vom Sonnenrand am Vormittag des 28.10.2014, drei Tage nach der oberen Konjunktion, in einem Moment besonders hellen Aufszintillierens und dies endgültig nach Beendigung seiner Doppelsichtbarkeit. In Camcordersucher war Venus problemlos zu erkennen.
Äußere Planeten Für die äußeren Planeten kommen solche Doppelsichtbarkeiten wegen viel zu geringer Flächenhelligkeit gar nicht erst in Betracht, so dass hier ein Planetari-
VdS-Journal Nr. 53
umsbesuch als einzige und empfehlenswerte Alternative die real unterbleibende Beobachtung ersetzt.
Und Merkur? Merkur betreffend bleiben die unteren Konjunktionen wegen der dann völlig unzureichenden Helligkeit Merkurs außer Betracht. Gleiches gilt bei freiäugiger Betrachtung nahe einer oberen Konjunktion mit der Sonne. Nur maximal 5 Tage am Stück (regulär) verbringt Merkur um diese Zeit herum ohne Sonnenpräsenz simultan bei seinem Auf- wie auch Untergang. Da seine Flächenhelligkeit dann
immerhin deutlich über der Hälfte derjenigen der Venus liegen kann, wäre eine teleskopische Verfolgung des Planeten in Horizontnähe während dieses kurzen Zeitraums nicht gänzlich ausgeschlossen. Die Beobachtung des Götterboten während einer oberen Konjunktion mit der Sonne mit ND3-Filter vor dem Objektiv gelang mir hoch am Himmel schon des Öfteren, aber mangels freundlichen Wetters noch nicht am Horizont. Günstige Geometrie vorausgesetzt (Konjunktion in Rektaszension beim Meridiandurchgang), wird es dann dank der flinken Relativbewegung Merkurs möglich, dass der Planet passenderweise ganztägig annähernd oberhalb der Sonnenscheibe zu suchen ist.
Die Abbildung 6 vom 29.06.2010 zeigt, was möglich ist, wenn wetterbedingte Glücksfälle wie diese Lücke einer Stratusdecke mit einer Klarzone von vielleicht 0,1 Grad Breite den Merkur noch gerade eben mit einem HDV-Camcorder abzulichten erlauben. Er befand sich bei Sonnenuntergang am Tage nach der oberen Konjunktion mit der Sonne - hier durch differentielle Refraktion noch etwas vermindert - weniger als 1,8 Grad oberhalb des Sonnenrandes. Bei solch kleinen Abständen von der Sonne verliert auch die Ekliptikneigung zum Horizont ihren dominanten Einfluss zugunsten der namhaften ekliptikalen Breite - andernfalls wäre ein Beobachtungstermin Ende Juni so nicht nutzbar gewesen.
Der etwa gleich helle Jupiter hätte sich - an gleicher Stelle stehend - bei nur 3 % der Flächenhelligkeit Merkurs mangels Kontrast hier nicht vom hellen Sonnenuntergangshimmel abheben können!
Gesundheitlicher Hinweis Es sei abschließend noch einmal deutlich darauf hingewiesen, dass auch eine horizontnahe Sonne außerordentlich schädlich für das Augenlicht und ungeschützte Aufnahmegeräte sein kann! Nur wenn man die Spielregel (Sonne unter dem lokalen Horizont!) einhält, bestehen keine Gefahren für Augen und Aufnahmemedien! Die blendende Himmelshelligkeit in Sonnennähe ist visuell sehr unangenehm und verlangt schon deshalb nach Filterung. Wegen der Abwesenheit der Sonne sind dann ausnahmsweise auch Okularfilter empfehlenswert!
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Sternbedeckungen
Streifende Sternbedeckungen durch den Mond im 2. Quartal 2015
von Eberhard Riedel
Streifende Sternbedeckungen durch den Mond gehören zu den eindrucksvollsten Beobachtungsgebieten für den Astroamateur. Schon mit kleinen Fernrohren sind diese Ereignisse zu verfolgen und lassen innerhalb weniger Minuten die Bewegung des Mondes am Himmel direkt sichtbar werden. Das oft mehrfache schlagartige Verschwinden und Wiederauftauchen des Sterns am zerklüfteten Mondrand hat einen ganz besonderen ästhetischen Reiz. Mit technisch größerem Aufwand lassen sich auch die Zeiten des Bedeckungsfeuerwerks präzise festhalten, was bis heute einen bedeutsamen wissenschaftlichen Beitrag darstellt. In Deutschland finden im 2. Quartal vier sehenswerte Bedeckungen dieser Art statt.
Die Abbildung 1 zeigt, was sich bei einer Sternbedeckung durch den Mond auf der Erdoberfläche abspielt: Der unsichtbare Schatten des Mondes wird durch einen Stern auf die Erde projiziert und zieht gemäß der Eigenbewegung des Mondes auf der gesamten vom Mond aus sichtbaren Erdhemisphäre eine Bahn von West nach Ost. Außer bei zu weit nördlich oder zu weit südlich verlaufenden Bedeckungsbahnen beschreibt der Mondschatten zwei Grenzlinien: die nördliche ist in der Abbildung 1 rot, die südliche grün dargestellt. Je nach der Höhe des Mondes und des Sterns über dem Horizont ist der Schattenbereich (in der Zeichnung gelb umrandet) ein mehr oder weniger stark ovales Abbild des Mondes. Alle Beobachter, die sich zwischen den Grenzlinien befinden, sehen eine totale Bedeckung des Sterns, während diejenigen, die sich zum richtigen Zeitpunkt in der Nähe der Grenzlinien aufhalten, die Streifung des Sterns am nördlichen oder südlichen Mondrand verfolgen können. Die Grafik verdeutlicht auch, dass meist nicht entlang der gesamten Grenzlinie eine Beobachtung möglich ist. Die Sichtbarkeit hängt ab von der Sternhelligkeit in Relation zur Himmelshelligkeit, der Höhe über dem Horizont, dem Beleuchtungsgrad des Mondes (Mondphase) wie auch dem Ort der Streifung am beleuchteten oder unbeleuchteten Mondrand. Insofern
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1 Bedeckung von 35 Sextantis am 29.04.2015, Mondschatten sowie nördliche
und südliche Grenzlinie
reicht die Spanne aller streifenden Bedeckungen von ,,spektakulär" bis ,,schwierig zu beobachten".
Die hier dargestellten Ereignisse sind eher von einfachem bis mittlerem Schwierigkeitsgrad. Die Abbildung 2 zeigt die Grenzlinien der vier Ereignisse dieses Quartals. Bis auf Ereignis 3, das am Nordrand des Mondes stattfindet, sind alles südliche Grenzlinien.
07. April 2015 In den ersten Minuten nach Mitternacht (MESZ) am 7. April schiebt sich der Südrand des zu 94 % beleuchteten abnehmenden Mondes am 5,3 mag hellen Stern Librae vorbei. Die Grenzlinie verläuft durch Mecklenburg-Vorpommern. Wegen der Nähe der beleuchteten Mondstrukturen muss der Stern sorgsam verfolgt werden, wofür aber ein Fernrohr mit 10 cm Öffnung bereits genügen sollte.
Die Abbildung 3 zeigt die zu erwartende Situation beim Blick durch das Fernrohr (Norden ist oben). Das Mondrandprofil ist für eine geografische Länge von 13 Grad Ost dargestellt, gilt aber annähernd für die gesamte dargestellte Grenzlinie. Die scheinbare Sternbahn entlang des Mondrandes ist die blauweiß gestrichelte Linie, die Minuteneinteilungen zeigt. Die Länge eines weißen bzw. eines blauen Streifens entspricht jeweils 10 Zeitsekunden. Die Krümmung der scheinbaren Sternbahn ist grafisch erforderlich, weil die Profilstrukturen in 6-facher Überhöhung dargestellt sind. Auf diese Weise kann besser beurteilt werden, wann und wie viele Bedeckungsereignisse im Einzelnen zu erwarten sind.
Die Grafik zeigt die Streifungssituation, wie sie bei exakter Positionierung auf der vorausberechneten Grenzlinie stattfinden wird. Genau hier berührt die scheinbare
Sternbedeckungen
119
Sternbahn das mittlere Mondniveau, welches als weiß gepunktete Linie dargestellt ist. Würde man an genau dieser geografischen Position beobachten, würde man allerdings überhaupt keine Bedeckung erleben. Dieses liegt an den tatsächlichen Mondrandstrukturen, die an dieser Stelle bei der gegebenen Libration des Mondes fast überall deutlich unterhalb des mittleren Mondrandniveaus liegen.
Um eine oder mehrere Bedeckungen des Sterns sehen zu können, muss man in diesem Fall nach Norden ausweichen. Einen Anhalt über die Verlagerung der scheinbaren Sternbahn, wenn man die vorausberechnete (in der Grafik angegebene) geografische Breite verlässt, geben die roten Begrenzungslinien. Diese zeigen einen Abstand von der Grenzlinie von +/-3.000 m, welcher senkrecht zur Grenzlinie angetragen wird. Bei diesem Ereignis dürfte aber bereits eine Position ca. 500 bis 1.000 m weiter nördlich als in der Grafik angegeben die Beobachtung mehrfacher Bedeckungen ergeben.
Besonders interessant bei dieser Streifung ist der Doppelsterncharakter von Librae. Die Komponenten haben die visuellen Größen von 5,6 und 6,7 mag in einem Abstand von knapp 2'' in einem Positionswinkel von 2 Grad . Somit kann es zu einem geringfügig zeitversetzten Verschwinden der Komponenten oder auch nur zum Verschwinden einer Komponente kommen, wodurch ein zeitweiliger Helligkeitsabfall beobachtbar sein kann.
14. April 2015 Am 14.4. findet ab ca. 05:47 MESZ die Südrandstreifung des 6,7 mag hellen Sterns SAO 164388 (HIP 105856) statt. Der abnehmende Mond ist nur noch zu 27 % beleuchtet, jedoch findet das Ereignis bereits bei nautischer Dämmerung statt.
Das Mondrandprofil in der Abbildung 4 zeigt die Situation bei der geografischen Länge von 10 Grad Ost. Der Stern ist hier bei genügendem Abstand zu den beleuchteten Mondstrukturen gut zu erkennen. Allerdings liegt auch hier der tatsächliche Mondrand deutlich unterhalb des mittleren Niveaus. Eine Sternbedeckung wird daher erst zu beobachten sein, wenn man wenigstens 6 km nördlich der vorausberechneten Grenzlinie steht.
2 Karte der Grenzlinien der in Deutschland im 2. Quartal 2015 beobachtbaren
streifenden Sternbedeckungen
29. April 2015 Am 29.4. findet das einzige Nordrandereignis im Quartal statt. Der 6,3 mag helle Stern 35 Sextantis wird beginnend um 01:09 MESZ auf einer Linie von Flensburg über Kiel nach Schwerin vom 76 % beleuchteten Mond gestreift. Wegen eines relativ geringen Abstandes des Positionswinkels der Streifung vom Terminator (s. Abb. 5) kann es zu Überstrahlungen des Mondes kommen, die die Beobachtung etwas erschweren können. Eine Fernrohröffnung von 15 cm sollte deshalb das Minimum sein.
Die Vorausberechnung dieses Ereignisses bricht bei einer geografischen Länge von 12 Grad ab, da ab dort die Streifung nur noch am beleuchteten Mondrand passiert und deshalb nicht mehr sicher beobachtet werden kann. Die Profilgrafik (Abb. 5) ist für die geografische Länge 10 Grad Ost erstellt, an welcher Position die Grenzlinie genau durch die Stadt Kiel verläuft. Die
Abbildung 1 zeigt ebenfalls den Mondschatten genau zu diesem Zeitpunkt an. Auf der Grenzlinie wären voraussichtlich nur ein Verschwinden und ein Wiederauftauchen des Sterns zu sehen. Wenn man sich bis zu 2.500 m weiter südlich postiert, können auch Mehrfachereignisse zu sehen sein.
Auch 35 Sextantis ist ein Doppelstern mit dem Komponentenhelligkeiten 6,3 und 7,4 mag im Abstand von 6,8'' bei einem Positionswinkel von 240 Grad . Das zeitversetzte Verschwinden der Komponenten wird aber visuell schwer zu beobachten sein. Erst eine Videoaufzeichnung könnte dieses offenbaren.
27. Juni 2015 In der Nacht von 27. zum 28. Juni wird der Doppelstern Librae ein weiteres Mal streifend bedeckt. Diesmal verläuft die Grenzlinie von Hamm über Kassel und Erfurt nach Chemnitz. Die Streifung
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120
3 Bedeckung von Librae am 07.04.2015, südlicher Mondrand
4
Bedeckung von SAO 164388 am 14.04.2015, südlicher Mondrand
5 Bedeckung von 35 Sextantis am 29.04.2015, nördlicher Mondrand
6 Bedeckung von Librae am 27./28.06.2015, südlicher Mondrand
beginnt im Westen Deutschlands am 27. Juni gegen 23:56 MESZ und endet über Deutschland um 00:08 MESZ des nächsten Tages im Osten. Diesmal ist der Beleuchtungsgrad des noch zunehmenden Mondes mit 81 % etwas geringer als am 7. April. Bei ähnlicher Libration ist der Positionswinkel der engsten Annäherung von Mond und Stern knapp 4 Grad kleiner, weshalb die Streifung in die Nähe zweier hoher Mondberge, gefolgt von einem tiefen Tal rückt. Mehrfache Bedeckungsereignisse sind dadurch garantiert. Anhand der roten 3.000-m-Begrenzungslinien ist erneut erkennbar, dass die Sternbedeckungen innerhalb eines relativ breiten Streifens passieren können. In diesem Fall erstreckt er sich über insgesamt ca. 12 km, beginnend bei ca. 5 km südlich der berechneten Grenzlinie.
Beobachten! Alle streifenden Sternbedeckungen sollten am besten von mehreren Beobachtern gleichzeitig verfolgt werden. Wenn jeder sich in einer anderen Entfernung relativ zur Schattengrenze positioniert wird jeder Beobachter auch ein anderes Bedeckungsmuster des Sterns erleben. Aus der Summe der Bedeckungszeiten lässt sich dann das Profil des Mondrandes nachzeichnen.
VdS-Journal Nr. 53
Grundlage der hier veröffentlichten Profildaten sind Laser-Messungen der japanischen Kaguya-Sonde. Die Genauigkeit dieser Messungen ist jedoch nicht überall gleich gut, so dass erdgebundene Beobachtungen mit Hilfe von Sternbedeckungen die Profildaten noch etwas verbessern können. Voraussetzung hierfür ist in diesem Fall aber eine Aufzeichnung der Streifung per Video und eine hochgenaue Zeitsynchronisation. Viele Amateure auf der ganzen Welt verfügen über eine entsprechende Ausrüstung und sammeln auf diese Weise wertvolle Daten.
Der Wert von Sternbedeckungsbeobachtungen liegt aber nicht nur in der Vermessung der Mondoberfläche. Immer wieder kommt es vor, dass mehrere Beobachter die gleichen Unterschiede bei den Kontaktzeiten messen, was dann auf eine abweichende Sternposition hindeutet. Auch bisher unbekannte Doppeloder Mehrfachsternsysteme können bei Sternbedeckungen entdeckt werden.
Um streifende Sternbedeckungen erfolgreich beobachten zu können, werden eine ganze Reihe präziser Informationen benötigt. Die europäische Sektion der International Occultation Timing Association (IOTA/ES) stellt diese Daten zur
Verfügung. Kernstück ist die Software GRAZPREP des Autors, die sowohl eine komplette und stets aktualisierte Auflistung aller interessanten Ereignisse liefert als auch für jedes Ereignis die genauen Koordinaten der Grenzlinien und viele weitere Informationen. Darüber hinaus kann von jedem Standort aus das Profil des Mondes und die zu erwartende Sternbahn grafisch dargestellt werden, um so den besten Beobachtungsstandort auswählen zu können. Letzterer muss auch unter Berücksichtigung der Höhe optimiert werden, weil diese einen Einfluss auf den Blickwinkel zum Mond hat. Hierzu können höhenkorrigierte Grenzlinien direkt in eine Google-Earth-Karte übertragen werden, mit der es dann einfach ist, die besten Beobachtungsstationen festzulegen.
Die Software kann kostenlos unter www. grazprep.com heruntergeladen und installiert werden (Password: IOTA/ES). Die zusätzlich benötigten Vorhersagedateien sind direkt vom Autor (e_riedel@msn. com) oder über die IOTA/ES (www.iotaes.de) zu beziehen. Weiterführende Informationen, z. B. über die Meldung der Bedeckungszeiten, sind dort ebenfalls erhältlich.
Sternbedeckungen
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Astronomie 4.0
- zum Stand der Bedeckungsbeobachtungen zu Beginn des Jahres 2015
von Eberhard H. R. Bredner
In alter Tradition gibt es eine VdS-Fachgruppe ,,Sternbedeckungen", wurde die Bedeckung von Sternen am Mondrand doch seit mehr als 400 Jahren beobachtet. Totale Bedeckungen und mehr noch streifende Bedeckungen an den Mondpolen sind von hohem ästhetischen Reiz für den visuellen Beobachter, haben mit beachtenswerten, wissenschaftlichen Daten lange Zeit unser Wissen um die Mondränder und die Mondbewegung erweitert, sind jetzt aber nur noch im Grenzfall von Bedeutung, wenn mit hoher zeitlicher Auflösung Doppelsterne gesucht/beob-
achtet werden. Die um den Mond kreisenden Satelliten liefern heute in aller Regel genauere Daten.
Parallel zu dieser Entwicklung hat sich auch der Beobachtungsschwerpunkt der Fachgruppe verlagert. Mit den sich explosionsartig verbessernden Grundlagen der Astrometrie, den immer ausgefeilteren Berechnungsprogrammen, leistungsfähigen, transportablen Fernrohren, einer weltweit möglichen, präzisen Zeiterfassung und nicht zuletzt Video-Kameras von noch vor wenigen Jahren unglaubli-
cher Empfindlichkeit, hat sich eine völlig neue Situation entwickelt.
Eine ähnliche Entwicklung in der Industrie mit neuen Impulsen zeigt sich im Jahr 2014 deutlich, dabei wird die Verknüpfung/Vernetzung von Informationstechnologie (IT) mit der Fertigungstechnik als Industrie 4.0 beschrieben.
Genau das trifft aber auch für Beobachtungen im Bereich Bedeckungen zu. Die Verknüpfung von Astrometrie-Daten und den zugehörigen Programmen (entspre-
1 44 Beobachter waren unterwegs in einem Bereich Belgien, Frankreich, Schweiz, Italien und Deutschland. 29 Beobachter konnten mit
ihren Messungen zum Profil von (9) Metis beitragen.
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122
Veränderliche Sterne
chend IT) mit den Beobachtungen der einzelnen Amateur-Astronomen (entsprechend Fertigung) sollte demnach als ASTRONOMIE 4.0 beschrieben werden, um so ganz deutlich zu machen, in welchem Qualitätsbereich sich Amateur-Astronomie heute bewegt. ,,Sterne-Guckerei" ist lange vorbei.
Ein weltumspannendes Netz ist die Grundlage für nahezu alle unsere heutigen Beobachtungen im Bereich Bedeckungen. So werden die Astrometrie-Daten im Minor Planet Center/Cambridge, USA gesammelt, erste Berechnungen zu einem Ereignis liefert etwa ein Jahr vorher Edwin Goffin aus Belgien, viele hilfreiche Programme schreibt unter anderem Dave Herald aus Australien, Fein-Berechnungen (und auch noch wichtige ,,Updates" in letzter Minute) kommen von Steve Preston/Seattle, USA und am Ende - nach der Beobachtung - wird alles von Eric Frappa aus Saint Etienne/Frankreich ausgewertet und gespeichert. So gewonnene Daten gehen wieder an das Minor Planet Center - ein sich ständig verbessernder Kreislauf.
Ein gutes Ergebnis von der Beobachtung des Kleinplaneten (9) Metis aus dem
Frühjahr 2014 zeigt die Abbildung 1, jede einzelne Linie steht für die Messung eines Beobachters. Wir hatten uns vorher gut abgesprochen, auch dabei hilft eine Software und natürlich unsere Mobiltelefone, und so eine gleichförmige Verteilung erreicht. ,,Unser" Ergebnis stimmte hervorragend mit dem DAMIT-Modell überein (Database of Asteroid Models from Universion Techniques), das Modell des Kleinplaneten wird dabei aus Lichtkurven berechnet.
Mit all diesen Voraussetzungen wagen sich die Beobachter zunehmend auch in den höchst anspruchsvollen Bereich von Bedeckungen durch TNOs (Trans Neptun Objects). Die Ephemeriden der TNOs sind (noch) wenig genau und die bedeckten Sterne sehr lichtschwach (systematisch etwa 13 bis 15 mag), die Erfolgsaussichten also immer gering. Umso eindrucksvoller ist eine positive Beobachtung von Mitte November 2014, als in den USA erstmalig eine Sternbedeckung von Amateur-Astronomen durch einen TNO beobachtet wurde.
Die Zusammenarbeit von ,,IT" und Beobachtern hat also einen hohen Grad von
Professionalität erreicht, das wollte ich in diesem Bericht deutlich machen, und deshalb ist die Beschreibung der Situation als ASTRONOMIE 4.0 wohl angemessen.
Natürlich wäre die Mitwirkung von weiteren Amateur-Astronomen mit Fernrohren der ,,Halb-Meter-Klasse" in diesem Bereich sehr wünschenswert. Wir von der IOTA/ES kommen bei möglichen Ereignissen sehr gerne mit unserem ,,elektronischen Equipment" zu einer gemeinsamen Beobachtung in der Hoffnung, auch in Europa mit Beobachtungen dieser Qualität zum Grundlagenwissen beitragen zu können. Wenn Sie diese Beobachtungen mit einem entsprechenden Fernrohr unterstützen möchten, könnte eine E-Mail an mich eine glückliche Verbindung begründen. Vielleicht treffen wir uns ja mal bei ASTRONOMIE 4.0!
... und wir belassen es natürlich bei dem Titel ,,Sternbedeckungen", wissend, dass der Bereich jetzt viel mehr umfasst und auch sehr anspruchsvoll geworden ist. Vielleicht wäre auch ,,Sternbedeckungen 4.0" angemessen, die Diskussion ist eröffnet.
Jubiläumstagung der BAV in Nürnberg
von Dietmar Bannuscher
Die Veränderlichenfreunde trafen sich vom 10. bis 12. Oktober 2014, diesmal zur 25. BAV-Tagung in der Sternwarte Nürnberg. Der dortige Astronomieverein NAA, namentlich vor allem Matthias Gräter und Helfer, hatte die Tagung im Vorfeld vorzüglich organisiert und durchgeführt. Vielen Dank für die liebevolle Vorbereitung und Betreuung vor Ort.
Schon am Freitagabend öffnete die Sternwarte für bereits angereiste BAVler und lud zur Besichtigung ein. Matthias Gräter erläuterte mit einführenden Worten und Bildern die Entstehung und Entwicklung der Sternwarte. Danach ging es vorbei an Schauvitrinen und transportablen Teleskopen zu dem bestaunenswerten 60-cm-Spiegelteleskop. Danach ging es zum ersten Treffen in ein griechisches Restaurant, wo dann auch später angereiste Teilnehmer sich einfanden.
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Am Samstag konnte Lienhard Pagel fast 40 Personen begrüßen, welche erwartungsvoll dem ersten Fachvortrag entgegensahen.
Diesen gestaltete Dr. Stephan Geier von der ESO in Garching. Er sprach vom ,,Leben und Sterben enger Doppelsterne". Zu Beginn entstehen meist zwei Sterne gemeinsam, sie entwickeln sich nacheinander zu Roten Riesen und enden dann als Weiße Zwerge. Der Weg dahin ist geprägt von langsamen Annäherungen, Massenverlusten und -übertragungen. Der engste bekannte Doppelstern besteht aus zwei Weißen Zwergen mit einer Umlaufperiode von 12 min, sie sind ellipsoid verformt und berühren einander. Weiße Zwerge haben typischerweise 0,5 Sonnenmassen bei einer Größe von 0,2 Sonnenradien. Eine Supernova Ia entsteht durch die Verschmelzung von Weißen Zwergen.
Enge Doppelsterne haben nicht nur gleichwertige Partner, die Astronomen finden auch Braune Zwerge (0,045-0,008 Sonnenmassen), auch sogenannte ,,HotJupiter". Vorgänge in engen Doppelsternsystemen lassen sich mittels Spektrum, Infrarotbeobachtung und Lichtkurven verfolgen. Die ESO baut zurzeit ein Lichtkurvenarchiv auf, dort warten dann viele Daten auf die Auswertung. Eine ,,Interpretation an Lichtkurven" nahm Lienhard Pagel vor. Dabei wies er auf viele nicht ausgewertete Bereiche einer Lichtkurve hin. Er stellte fest, dass ein Minimum durch die Mitte der Bedeckungskurve abbildet wird und nicht unbedingt vom tiefsten Punkt in der Kurve, bei asymmetrischen Lichtkurven verhält es sich genauso.
Sogenannte Bumps (Beulen) im An- und Abstieg bei Pulsationsstern-Lichtkurven
Veränderliche Sterne
123
könnte der Beobachter mit Zeitpunkt und Helligkeit zusätzlich erfassen (ggf. veröffentlichen), auch Krümmungen und Oszillationen.
Lichtkurven geben wichtige Hinweise für die Periodenkontrolle, vor allem bei Pulsationssternen. Dabei könnte auch die Periode über Minima kontrolliert werden, vor allem dann, wenn Maxima eine Zeitlang nicht mehr beobachtbar sind (Mirasterne). Für Blazhko-Sterne könnten Maxima- und Minima-Angaben und deren Helligkeiten interessant sein.
Vor- und Nachteile bei Filterbeobachtungen sowie Farbkameras wurden besprochen.
Thilo Bauer referierte über DSLR-Fotometrie. Er zeigte aus eigener jahrelanger Erfahrung, dass mittlerweile die früheren Nachteile von DSLR-Kameras im Vergleich mit CCD-Kameras abgebaut wurden und gerade in der Veränderlichenbeobachtung die DSLR genauso gute Ergebnisse liefert wie eine CCD.
Die ,,Veränderungen der Veränderlichkeit" bei Mirasternen besprach Frank Vohla. Mirasterne haben große Amplituden mit durchaus unterschiedlichen Höhen, die Perioden scheinen relativ regelmäßig zu sein.
U Ori wurde vorgestellt. Dieser schien aufgrund seiner Periode von fast einem Jahr die Maxima in den Tag verschieben zu wollen (also unsichtbar für uns), die letzten Beobachtungen deuten aber an, dass die Periode doch kürzer sein könnte und der Stern weiter zu verfolgen sein
1 Teilnehmer der BAV-Tagung 2014 an der Sternwarte Nürnberg
wird (siehe auch Artikel dazu in RB 3-2014, S. 152). Ggf. muss auf MinimaMessungen zurückgegriffen werden, um die Periode zu verfolgen.
Weitere Sterne stellte Frank Vohla vor: So deutet sich bei R Aqr eine Periodenverkürzung an. Bei R Tri streut das (BR)-Diagramm erheblich, hier sind noch viele Beobachtungen notwendig. U Cas scheint evtl. eine Periodenverkürzung vorzunehmen, während sich bei RS Her eine Verlängerung andeutet. Der Stern RU Her verkürzt auch seine Periode, wird aber nur äußerst wenig beobachtet. Bei R LMi steigt die Periode an, erst jetzt kommen seine Maxima wieder in ein nächtliches Sichtbarkeitsfenster. Der Stern Y Ori konnte nur mit Datamining verfolgt wer-
den, in der BAV gibt es kein beobachtetes Maximum bzw. nur ein visuelles. Dieser Stern sollte Anfang Dezember 2014 sein Maximum erfahren, siehe auch Artikel von Frank Vohla in diesem BAV-Rundbrief 4-2014. Diese und weitere Sterne waren Thema, sie haben unter dem Problem ,,Jahresperiode" und seltene Beobachtungen zu leiden.
Dr. Holger Lehmann von der Thüringer Landessternwarte Tautenburg sprach über ,,Hochaufgelöste Sternspektren und Suche nach extrasolaren Planeten". Zurzeit gibt es 1822 erdähnliche Planeten in bewohnbaren Zonen um deren Sterne. Jetzt möchte man erdähnliche Planeten um sonnenähnliche Sterne finden, dann ggf. erdähnliche Planeten mit Atmo-
2 Pausengespräche während der BAV-Tagung 2014
VdS-Journal Nr. 53
124
VdS-Nachrichten
sphäre und andere bewohnungswichtige Parameter. Eine Kombination von Transit-Methode (fotometrisch) und spektraler Methode (Linienverschiebung mit Dopplereffekt) führt zu Radialgeschwindigkeiten und damit ggf. zum Planetenradius und der mittleren Dichte. Mit einem Echelle-Spektrografen werden Rote Riesen und K-Zwergsterne untersucht.
Passend zum Thema stellte Manfred Rätz das neue Programm Exoplaneten der BAV vor. Nach einem Überblick zu den gängigen Methoden der Exoplanetensuche gab er die Rahmenbedingungen für die Programm-Exoplaneten aus: 0,007 0,02 mag Transittiefe, V-Helligkeit zwischen 12 und 13 mag sowie Deklination nicht unter -15 Grad . Er stellte zum Abschluss zwei besondere Kandidaten vor:
HAT-P-32b, 0,03 mag Transittiefe, Stern ist etwas größer und jünger als unsere Sonne, der Planet hat max. 2 Erdmassen, hier muss sehr genau vermessen werden. Kepler16CAb, läuft um einen Doppelstern, welcher als Bedeckungsveränderlicher eine Periode von 41,078125 d hat.
Über den langperiodischen Bedeckungsstern RZ Oph sprach Frank Walter. Nach
einem Rückblick über Beobachtungskampagnen der vergangenen Jahre mit Epsilon Aur, AZ Cas und 31 Cyg berichtet er nun von der Beobachtung des Minimums 2014 von RZ Oph. In diesem System umkreisen sich ein F3-Überriese und ein K5-Riese innerhalb von knapp 262 Tagen, dadurch verschieben sich öfters die Minima in die Unbeobachtbarkeit. Dieses Jahr konnte das Minimum erfolgreich gemeinsam verfolgt werden (siehe auch Artikel von Frank Walter in oben genanntem Rundbrief).
Michael Geffert beschäftigt sich (in Zusammenarbeit mit dem nicht anwesenden Heinrich Weiland) mit der ,,Sammlung historischer Himmelsaufnahmen". Ihnen stehen 15.000 Platten der nunmehr ehemaligen Universitätssternwarte ,,Hoher List" zur Verfügung. Ebenso finden sich in 20 Beobachtungsbüchern von Julius Schmidt (1825-1884) Kometenzeichnungen und Veränderlichenbeobachtungen.
Mögliche Auswertungen dieser Platten und Beobachtungen können der Wissenschaft dienen und münden als didaktische Projekte in Schülerpraktika bzw. in Astronomie und Raumfahrt im Unterricht.
Zu den genannten Platten gehören neben den Aufnahmen vom Hohen List auch die Beobachtungen mit dem Bonner Doppelrefraktor in Offenen Sternhaufen, vom Heinsberg-Astrografen in Göttingen, von der ESO, vom Boyden-Observatorium und andere.
Historische Aufnahmen eignen sich auch in Kombination mit neueren Bildern zur Bestimmung von Eigen- und Raumbewegungen einzelner Sterne. Zum Abschluss stellte der Referent einige Ergebnisse und Schülerprojekte vor.
Die Mitgliederversammlung am Sonntag brachte neben einigen Diskussionen, u. a. zum BAV-Remote-Teleskop, die Wiederwahl des alten Vorstandes, nachdem ihm vorher durch alle Versammelten Entlastung erteilt worden war. Danach ging es noch zu einem Abschlussessen und einer Besichtigung des ,,Astronomieweges" in Nürnberg.
Die Tagung war bestens organisiert, verlief sehr harmonisch und für persönliche Gespräche blieb viel Zeit, nicht zuletzt durch die längeren Fußmärsche zu den einzelnen Restaurants.
Neues aus dem Vorstand
von Siegfried Bergthal
Vorstand tagt in Heppenheim Am 31. Januar 2015 traf sich der VdSVorstand zu seiner ersten Vorstandssitzung in diesem Jahr in Heppenheim. Otto Guthier begrüßte die angereisten Teilnehmer um 10:30 Uhr. Die Sitzung endete um 17:30 Uhr.
Aktivitäten zum Astronomietag 2015/2016 Für die Veranstaltungen zum Astronomietag 2015 wurden bis zum 31. Januar schon über 1000 Poster und 17.000 Broschüren verschickt. Der Astronomietag 2016 wurde auf den 19. März 2016 gelegt. Das Thema/Motto des Astronomietags 2016 ist ,,Unser Mond".
Mitgliederentwicklung Zum 31. Dezember 2014 zählte die VdS e.V. 4127 Mitglieder. Im Jahr 2014 sind
VdS-Journal Nr. 53
153 Sternfreunde in die VdS e.V. eingetreten. 142 Mitglieder sind aus der VdS e.V. ausgeschieden.
Würzburger Frühjahrstagung 2015 am 7. März 2015 Die von allen Seiten gelobte und gelungene Veranstaltung mit rund 100 Teilnehmern hat in diesem Jahr am 7. März 2015 wieder am Friedrich-König-Gymnasium in Würzburg stattgefunden.
VdS-Website Der VdS-Vorstand möchte nochmals darauf hinweisen, dass alle VdS-Journale im geschützten Bereich der VdS-Website als PDF zur Verfügung stehen. Benutzername und Passwort befinden sich auf dem VdS-Mitgliedsausweis.
VdS e.V. vor Ort Ab dem Jahr 2015 sollen die Vorstandssitzungen mit dem Besuch einer Mitgliedssternwarte verknüpft werden. Die VdS möchte zukünftig auch vermehrt an mehreren Astronomie-Veranstaltungen teilnehmen und nimmt Einladungen gerne entgegen: service@vds-astro.de.
Mitgliederversammlung am 14./15. November 2015 Die kommende Mitgliederversammlung findet am 14. und 15. November 2015 in Braunschweig statt. Am Sonntag ist geplant, die Physikalisch-Technische Bundesanstalt PTB zu besuchen.
Fragen oder Anregungen? Der VdS-Vorstand hat immer ein offenes Ohr. Schreiben Sie uns Ihre Fragen oder Anregungen: service@vds-astro.de.
VdS-Nachrichten
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Wir begrüßen neue Mitglieder
M.-Nr. 20464 20491 20492 20493 20494 20495 20496 20498 20499 20500 20501 20502 20503 20504 20505 20506 20507 20508 20509 20510 20511 20513 20514 20515 20516 20517 20518 20519 20520 20521 20522 20523 20524 20525 20526 20527 20528 20529 20530 20531 20533 20534 20535 20536 20538 20539
Name Steidinger Huber Krull Fabig Rose Werner Sawo Schreiber Opsölder Runge Jaeger Jung Kleinlein Paul Schreiber Stürner Hoffmann Hartmann Lönnecke Sorg Euler Winkelmann Siepmann Paul Delberg Schilling Moltenbrey Chalupnik Grün Özyürek Kohr Forstmeier Werth Jakob Stärke Dr. Klein Brinkmann Vielberg Sanda Baumkötter Rakic Deppert Fischer Leusch Eckert Slotosch
Vorname Wolfgang Fritz (Friedrich) Simon Anselm Klaus Siegfried Mathias Oliver Michael Steffi Detlev Manuel Marianne Joachim Andre Matthias Rainer Benjamin Heinrich Jan Frank Frank Udo Alexander Veith Alfons Michael Robert Bernhard Yücel Johannes Eduard Hans-Dieter Walter Heinz-Joachim Dieter Martin Ulrich Rudolf Joachim Misel Mark Martin Peter Walter Frank
Straße Hauptstraße 64 Wendelsteinstr. 2 Dachslenbergstr. 31 Seestr.80 Schleifenweg 28 Polarpfad 13 Urbicher Weg 34 Görlitzer Str. 7 Metzer Str. 118 Große Bäckerstraße 5 Am Elisabethheim 37 Hiltystraße 26 Ronwaldstraße 3 Marienbader Weg 24 Auf dem Bruch 64 c Tiefer Weg 20 B Seelabach 45 Taunusstraße 42A Malmweg 6 Weilburger Str. 18 Wittgenbornerstraße 7 Finkenstraße 68 Saarbrücker Weg 19 Von-Schwind-Str. 10 Lehmbachstraße 35 Hermannstraße 21 Vilniusstraße 29 Dettenkofener Weg 17 Am Tivoli 13 St-Ottilien-Str. 11 Gresaubacher Str. 34 Mühlgasse 2 Paul-Schwenk-Str. 24 Albertstraße 11 Herterstraße 39 Mühlwiese 1 Im Rosenthal 6 Amtsstraße 23 Baron-Karl-Gasse 3/68/11 Posenerstr. 22 Schulstraße 37 Crousstr. 19 Oberweg 3 Emmericher Str. 23 Bayernring 14 Wallstraße 77
Land PLZ 76547 84559
CH-8180 5738
58644 47138 99099 41468 66117 21355 42111 CH-3006 90765 38640 51381 70599 96317 65232 30455 61250 63607 21614 45481 45768 46149 79771 80992 94333 52070 86922 66839 91359 12685 93047 71254 37445 59555 59073 A-1100 85276 51399 47799 36460 46446 95448 45770
Ort Sinzheim Kraiburg Bülach Zeuthen Iserlohn Duibsurg Erfurt Neuss Saarbrücken Lüneburg Wuppertal Bern Fürth Goslar Leverkusen Stuttgart Kronach Taununsstein Hannover Usingen Wächtersbach Buxtehude Mühlheim an der Ruhr Marl Oberhausen Klettgau Grießen München Geiselhöring Aachen Eresing Schmelz Leutenbach Berlin Regensburg Ditzingen Walkenried Lippstadt Hamm Wien Pfannenhofen Burscheid Krefeld Krayenberg Gem. Dorndorf Emmerich Bayreuth Marl
VdS-Journal Nr. 53
126
VdS-Nachrichten
Jubiläen
von Eva Garbe
50-jähriges Jubiläum
M.-Nr. Name
Vorname
11282 Schapfl
Werner
11286 Schuberth
Hermann
11295 Common
Stefan
11308 Heiser
Erwin
11310 Prof. Dr. Schehrer Rudolf
11317 Lindhorst
Michael
11324 Dr. Fuchs
Rainer
11334 Dr. Brodkorb
Ernst
11339 Rachstein
Joachim
11340 Dr. Aulenbacher Gerhard
11351 Planetarium Hamburg
11356 Prof. Hartner
Erich
11362 Schültke
Eberhard
PLZ 86316 79379 10781 49082 44319 22339 53902 67433 36251 55128 22303 89542 44289
Ort Friedberg Müllheim Berlin Osnabrück Dortmund Hamburg Bad Münsereifel Neustadt/Weinstraße Bad Hersfeld Mainz Hamburg Herbrechtingen Dortmund
40-jähriges Jubiläum
M.-Nr. Name
Vorname
12410 Dr. Miller
Martin
12425 Kohlhauf
Franz Xaver
12426 Gericke
Volker
12427 Prof. Dr. Duschl Wolfgang J.
12433 Prof. Dr. Sihler
Helmut
12444 Nieschulz
Heinrich
12451 Dipl.-Phys. Quester Wolfgang
12456 Dr. Anton
Michael
12457 StR. Leis
Heinrich
12458 Dr. Kayser
Rainer
12459 Benischke
Walter
12463 Remmert
Elmar
12467 Vogt
Peter
12474 Starkenburg-Sternwarte e.V.
Busch
Matthias
PLZ 56767 83646 73614 24098 A-9210 21272 73730 32457 66955 25813 84561 58099 24966
Ort Höchstberg Bad Tölz Schorndorf Kiel Pörtschach Egestorf Esslingen-Zell Porta Westfalica Pirmasens Husum Mehring Hagen Sörup-Dingholz
64646 Heppenheim
12475 Schreder
Gerhard
A-4813 Altmünster
12477 Astronomische Vereinigung Karlsruhe e.V.
Reichert
Jürgen
76228 Karlsruhe
12480 12481 12485 12486 12496 12501 12506
Erb
Siegfried
Dipl.-Ing. Brust Claus
Dipl.-Phys. Wolfram Bernd
Griem
Burkhard
Dr. Winter
Franz Xaver
Höth
Wolfgang
Sternwarte Reutlingen
Lenhart
Heinz
70499 52152 22880 21465 81247 24159
Stuttgart Simmerath Wedel Reinbek München Kiel
72764 Reutlingen
12513 12515 12519 12520 12522 12531
Jungbluth
Doris
Zimmer
Jürgen
Amat. Astronomes du Luxembourg
Dr. Raichle
Gerhart
Dipl.-Phys. Keck Bernd
Strauss
Robert
76185 94081 L-1017 89522 38126 81739
Karlsruhe Fürstenzell Luxembourg Heidenheim Braunschweig München
12534 Hennemann
Karl-Martin 69120 Heidelberg
VdS-Journal Nr. 53
Ehrenmitglieder
M.-Nr. Name
Vorname
10014 Dipl.-Kfm. Roth Günter Dietmar
18535 Plötz
Hildegard
PLZ Ort 82057 Icking/Isartal 85540 Haar
30-jähriges Jubiläum
M.-Nr. Name
Vorname
13669 Nagel
Bernd
13671 Geppert
Rudi
13676 Zerban
Ralf
13679 Wenzel
Klaus
13682 Dr. Potzel
Walter
13683 Leins
Uwe
13686 Bachmann
Uwe
13692 Dipl.-Ing. Lange Hans-Peter
13694 Bitnar
Bernd
13696 Neumann
Michael
13697 Dipl.-Ing. Düring Thomas
13700 Zimmermann
Alexander
13703 Freimüller
Wolfgang
13710 Korth
Stefan
13714 Beck
Reinhold
13715 Hödtke
Mark-Munir
13717 Schwertfeger
Marcus
13724 Schmoll
Jürgen
13731 Pietz
Jochen
13735 ND-Jugendzentrum e.V.
13739 Dr. Werger
Michael
13745 Dr. Celnik
Werner E.
13747 Dipl.-Phys. Becker Reinhard
13757 Agerer
Franz
13758 Dipl.-Ing. Elsen Matthias
13764 Haas
Hans-Dieter
13770 Dr. Koppmann Ralf
13773 Bommarius
Jürgen
13775 Dr. Dirsch
Boris
13776 Dr. Dreyhsig
Jörg
13777 Nast
Michael
13780 Gugel
Klaus-Dieter
13781 Cordis
Livia
13787 Müller
Christian
13790 Dr. Leinweber Susanne
13804 Jonda
Dieter
PLZ 38304 34355 55218 63762 85276 71116 64832 85376 01728 49406 35580 72124 74653 40670 82178 85737 90409
GB 65510 46535 45481 47495 74182 84184 37081 72622 41179 65451 53179 66606 42555 91189 12347 82538 73061 71672
Ort Wolfenbüttel Staufenberg Ingelheim Großostheim Pfaffenhofen Gärtringen Babenhausen-Langstadt Fürholzen Bannewitz Barnstorf Wetzlar Pliezhausen Künzelsau Meerbusch Puchheim Ismaning Nürnberg Ferryhill DL17 9NR Idstein-Oberrod Dinslaken Mühlheim a. d. Ruhr Rheinberg Obersulm Zweikirchen Göttingen Nürtingen Mönchengladbach Kelsterbach Bonn St. Wendel Velbert Rohr Berlin Geretsried-Gelting Ebersbach/Fils Marbach/N.
VdS-Nachrichten
127
20-jähriges Jubiläum
M.-Nr. Name
Vorname PLZ
15861 Dipl.-Chem. Lindner Peter
02977
15862 Rudhart
Josef
86637
15870 Bodmer
Hans CH-8625
15871 Reuschel
Wolfrid 09337
15877 Dr. Bernhard
Klaus A-4030
15878 Wiest
Karl
72336
15880 Ing. Jahnke-Lencar Thomas 33014
15882 Daguenet
Frederic 14641
15884 Prof. Dr. Ing. Brüggemann Dieter 95445
15888 Rudolf-Römer-Sternwarte
47208
15891 Löhr
Matthias 91056
15893 Sprungmann
Dirk
44879
15897 Teufel
Ulrich 72622
15903 Schröter
Uwe
99423
15906 Rößner
Frank 44805
15907 Halba
Martin 82538
15908 Bredy
Rolf
35661
15910 Mizser
Attila
c/o Polaris Csillagvizsgaló
H-1300
15912 15913 15914 15916 15917 15922 15923 15924 15925 15931 15939 15942 15943 15947 15951 15952 15954 15960 15962 15963 15965 15968
Kuntzmann
Dirk
53842
Dipl.-Ing. Engeser Bernhard 31303
Dipl.-Ing. Düning Jochen 31855
Baumgartner
Frank
81539
Bagehorn
Jens
03096
Dr. Lapotnikoff
Jürgen 74927
Dr. Zapp
Hans-Christian 25764
Dietrich
Peter
35457
Petersen
Jens
22041
Heidenreich
Klaus
10365
Beckers
Markus 47877
Dr. Ing. Christianus Dieter 40885
Dipl.-Ing. Kower
Karl-Heinz 47058
Schröter
Bernd 49324
Maier
Andreas 82024
Arts
Burkhard 45130
Schnell
Wolfgang 22397
Weber
Stefan 73072
Pilger
Egon
76437
Scherp
Lothar 34466
Kertzscher
Jan
71717
Dotzler
Christian 92442
Ort Hoyerswerda Wertingen Gossau/Zh Hohenstein-Ernstthal Linz Balingen Bad Driburg Wustermark Bayreuth Duisburg Erlangen Bochum Nürtingen Weimar Bochum Geretsried Dillenburg Budapest
Troisdorf Burgdorf Aerzen München Burg Eschelbronn Süderdeich Lollar-Salzböden Hamburg Berlin Willich Anrath Ratingen Duisburg Melle Taufkirchen Essen Hamburg Donzdorf Rastatt Wolfhagen Beilstein Wackersdorf
15970 15971 15972
15973
15982 15983 15987 15988 15991 15992 15994 15995 15996 15997 15998 15999 16003 16004 16005 16006 16012 16015 16017 16018 16019 16021 16022 16027 16030 16032 16033 16034 16038 16043 16044 16047 16049 16054 16055 16057 16071 16072 16074 16102
Dipl.-Ing. Gabel
Udo
10318
Pralle
Manfred 52076
Bockwitz
Gerald 27711
Sternwarte Oberallgäu e.V.
87538
Balassa
Viktor G.
Dr. Schumann
Jörg
54550
Goitowski
Ewald 45149
StR. Reuter
Ingeborg 34596
Kühn
Andreas 49610
Köhn
Daniel 24223
Astro-AG Kopernikus-Gymnasium 57537
Aukes
Günter 53859
Gesellschaft z. w. U. Parawiss. 64380
Dipl.-Ing. Kutschera Walter 36325
Aderhold
Eike
54497
Honer
Joachim 89250
Liesenkötter
Josef
40489
Simon
Harald 54552
Dr. Homburg
Horst
57610
Wenke
Günther 49832
Verein Sternfreunde im FEZ e.V. 12459
Reimann
Uwe
71229
Heising
Thomas 39387
Dipl.-Phys. Porschen Volker 55435
Schönwetter
Alexander 65779
Neumerkel
Andreas 74232
Nickel
Ralf
45665
Loose
Karl-Heinz 58089
Langner
Thomas 38102
Dr. Ing. Fieger
Ulrike 65824
Gostynski
Alfred 88356
Kowollik
Silvia
71636
OStR. Poppek
Wulf
40229
Dr. Lungenstraß
Frank
40724
Fiebig
Raoul
33102
Meske
Günter 67659
Seidel
Thomas 02635
Geldermann
Markus 46240
Merz
Gerhard 72348
Schmidt
Klaus-Jürgen 37520
Betker
Rudolf 89077
Dipl.-Ing. Herzog Hagen 39114
Dr. Hauber
Michael E. T. 69469
Zeller
Hans-Jürgen 63538
Home
Jens
06844
Berlin Aachen Osterholz-Scharmbeck
Kierwang
Daun Essen Bad Zwesten Quakenbrück Reisdorf Wissen Niederkassel-Mondorf Roßdorf Feldatal Morbach-Hinzerath Senden Düsseldorf Schalkenmehren Gieleroth Freren Berlin Leonberg Oschersleben Gau-Algesheim Kelkheim Abstatt Recklinghausen Hagen Braunschweig Schwalbach Ostrach Ludwigsburg Düsseldorf Hilden Paderborn Kaiserslautern Bautzen Bottrop Rosenfeld Osterode a. Harz Ulm Magdeburg Weinheim Großkrotzenburg Dessau
In Memoriam 2014
M.-Nr. 12465 18161 20330 14390 12919 18015 14413 14950 14938 14624 10339 12553
Name Berghofer Bojarra Fetten Garssen Genz Hofner Jannek Köhn Lösel Lübbecke Marte Minor
Vorname Dieter Udo Hermann Gunnar von Karl Ralf Jörg R. Klaus Rudolf Helmut Eberhard Hermann
M.-Nr. 20162 16041 20025 14365 12750 14819 16472 15455 17558 17177 10578 18478
Name Nolte Obertrifter Röcknagel Tost Wegener-Süßmilch Wickinger Wittig Wolf Wunder Zangl Zimmermann Zysk
Vorname Michael Rudolf Hans-Joachim Wilfried Martin Wolfgang Hans-Joachim Manfred Hans-Dieter Angelika E. Otto Friedhelm
VdS-Journal Nr. 53
128
VdS vor Ort / Podium podium@vds-astro.de
Mitglieds-Nr. 20401
Astro-Team e.V. - Kiel
Das Astro-Team e.V. (zurzeit neun Mitglieder) hat sich im Rahmen der Museumsnacht auf dem Vorplatz der Fachhochschule Kiel-Dietrichsdorf mit unserer mobilen Sternwarte vorgestellt. Nachdem die Wolken sich endlich verzogen hatten, konnten die Besucher einen Blick auf den Offenen Sternhaufen h und chi im Sternbild Perseus, die Andromedagalaxie und das Sommerdreieck werfen. Der Mond war leider schon verschwunden. Wir haben den interessierten Besuchern mit Hilfe des Programms Stellarium und einem Beamer erklärt, wie sie sich am Sternenhimmel zurechtfinden können. Unser Verein ist gemeinnützig und hat einen Bildungsauftrag im Sinne von ,,Astronomie zum Anfassen für Jedermann".
Zur ,,NOK Romantika" trafen wir viele Besucher der Museumsnacht wieder. Diesmal haben wir im Maschinenmuseum Kiel-Wik unser Newton-Teleskop (Öffnung: 200 mm; Brennweite: 1000 mm) auf einer Montierung N EQ6 SynScan mitgebracht. Leider war uns das Wetter wieder nicht gewogen. Wir mussten uns mit einer Hochhausantenne als Beobachtungsobjekt begnügen. Zum Glück haben wir uns kürzlich eine wetterfeste Plane für unser Zelt angeschafft.
1 Unser Beitrag auf der ,,NOK Romantika"
Mitglieds-Nr. 14898
Astronomische Arbeitsgemeinschaft Mainz e.V.
Astronomieinteressierte Bürger aus Mainz und Umgebung schlossen sich bereits im Jahr 1962 zur Astronomischen Arbeitsgemeinschaft (AAG) zusammen und gründeten auf Initiative von Paul Baumann (1907-1976) die Mainzer Volkssternwarte, welche bis zur brandschutzbedingten Schließung Ende 2011 vom Verein betrieben wurde. In Kooperationen mit Schulen setzt sich die AAG für Bildung in den astronomischen Wissensgebieten ein.
Die Vereinssternwarte im Mainzer Vorort Klein-Winternheim beherbergt als Hauptinstrument ein 30-cm-SchmidtCassegrain-Teleskop und ist momentan die einzige öffentliche Sternwarte in Rheinhessen. Dort werden im zweiwöchentlichen Rhythmus öffentliche Beobachtungsabende angeboten.
Der Vereinssternwarte fehlen Vortragssaal, Bibliothek und sanitäre Anlagen. Deshalb plant der Verein seit der Stillegung der Volkssternwarte eine neue öffentliche Sternwarte, die Rheinhessen-Sternwarte. Neben der Nutzung als Besuchersternwarte wird der Remote-Betrieb ein Schwerpunkt sein, wovon besonders die Schulastronomie in der Region profitieren soll. Ein eigener Astrofotokalender für das Jahr 2015 soll auf das Projekt aufmerksam machen. Er ist gegen eine Spende über die Projektwebseite erhältlich.
1 Blick in das Innere der Paul-Baumann-Sternwarte
der AAG Mainz
Zu den verdienten Vereinsmitgliedern zählten neben Paul Baumann auch der Kernphysiker Prof. Dr. Hans Ehrenberg (1922-2004) und der im Oktober verstorbene zweifache Kometenentdecker Friedrich Wilhelm Gerber (1932-2014).
Kontakt: www.astronomie-mainz.de www.rheinhessen-sternwarte.de
VdS-Journal Nr. 53
SCHWAN LUCHS
LEIER Albireo
Wega HERKULES
GROSSER BÄR
Castor ZWILLINGE Pollux
SCHLANGENTRÄGER
NÖRDL. KRONE
Gemma
BOOTES
SCHLANGE (KOPF)
Arktur JUNGFRAU
JAGDHUNDE
HAAR DER BERENIKE
SÜDOST SKORPION
Sternkarte exakt gültig für 15. April 1 Uhr MESZ
WAAGE Saturn
Mondphasen im April 2015
Spica RABE
BECHER
SÜD
KLEINER LÖWE
KREBS
LÖWE
Jupiter Regulus
KLEINE HUND
Procyon
SEXTANT
Alphard
RSCHLANGE WASSE
SÜDWEST
Vereinigung der Sternfreunde e.V. www.sternfreunde.de
Vollmond 4.4.
Letztes Viertel 12.4.
Neumond 18.4.
Erstes Viertel 26.4.
Planeten im April
Merkur taucht Ende April am Abendhimmel auf: seine beste Abendsichtbarkeit in diesem Jahr. Am besten zu sehen vom 25.4. bis 6.5.
Venus ist heller Abendstern. Um den 11.4. zieht sie an den Plejaden vorbei. Am 21.4. schmückt die schmale Mondsichel zusätzlich den Himmel.
Mars findet man kaum noch in der Abenddämmerung. Von 21. bis 23.4. zieht Merkur an ihm vorbei.
Jupiter geht zunehmend früher auf, ist aber weiterhin fast die ganze Nacht zu sehen.
Saturn steht tief im Skorpion. Der Ringplanet wird seine Opposition im Mai einnehmen.
Uranus steht am 6.4. in Konjunktion mit der Sonne und ist damit nachts unter dem Horizont.
Neptun im Wassermann kann sich noch nicht am Morgenhimmel bemerkbar machen.
Ereignisse im April
01.
T Cephei im Anstieg zum Maxi-
mum Mitte Mai mit 5,2 mag
o. schwächer
01. 14h Mond erdfern, Winkeldurchm.
29,4'
02. 02:41 Jupitermond Europa bedeckt
Io, partiell, Größe 0,31, bis
02:46
03. 23:44 Jupitermond Io bedeckt Gany-
med, partiell, Größe 0,36, bis
00:13
04. 13:06 Vollmond, Totale Mondfinster-
nis, in D nicht beobachtbar
04. 23:24 Jupitermond Europa verfinstert
Ganymed, ringförmig, Größe
0,13, bis 23:30
05. 04:30 Mond 3,0 Grad NW Spica
( Virginis, 1,1 mag)
06. ca. streifende Sternbedeckung
23:02 durch den Mond, My Librae
(5,3 mag), Pfadverlauf ca.
Esbjerg (DK) - Sonderborg (DK)
- Burg/Fehmarn - Stettin (PL)
07. 00:15 Jupitermond Io verfinstert
Europa, ringförmig, Größe
0,62, bis 00:19
07. 00:26 Algol (Beta Persei) Minimum
3,4 mag, Abstieg v. 2,1 mag in
rd. 3 Std.
08. 5h Mond 5,2 Grad N Saturn (0,3 mag)
08. 23:53 Jupitermond Europa bedeckt
Kallisto, partiell, Größe 0,64,
bis 24:00
09. 00:54 Mond 8,3 Grad N Antares
( Scorpii, 1,1 mag)
11. 0h max. Libration im Mond-SW,
9,5 Grad
11.
Venus (-4,1 mag) 2,5 Grad
S Plejaden, W-Abendhimel
12. 02:43 Jupitermond Europa verfinstert
Ganymed, ringförmig, Größe
0,12, bis 02:49
12. 04:44 Letztes Viertel
14. 02:29 Jupitermond Io verfinstert
Ganymed, ringförmig, Größe
0,63, bis 02:33
14. ca. streifende Sternbedeckung
04:47 durch den Mond, SAO164388
(6,7 mag), Sternbild Wasser-
mann, Pfadverlauf ca. Middel-
burg (NL) - Düsseldorf - Eise-
nach - Dresden - Baruth
18. 00:44 Jupitermond Kallisto bedeckt
Io, partiell, Größe 0,43, bis
00:51
18. 19:57 Neumond
18. 21:51 Jupitermond Io bedeckt Gany-
med, partiell, Größe 0,37, bis
21:58
LUCHS
Deneb SCHWAN
DRACHE
FÜCHSC HEN
DELFIN PFEIL
Wega Albireo LEIER
HERKULES
NÖRDL. KRONE
Gemma
Atair
ADLER
SCHLANGE (SCHWANZ)
SCHLANGENTRÄGER
SCHLANGE (KOPF)
GROSSER BÄR
JAGDHUNDE
BOOTES Arktur
HAAR DER BERENIKE
JUNGFRAU
LÖWE KLEINER
Jupiter
LÖWE
Regulus
SCHILD
Pluto SÜDOST Sternkarte exakt gültig für 15. Mai 1 Uhr MESZ
Saturn SKORPION
Antares
WAAGE
WOLF
SÜD
Mondphasen im Mai 2015
Spica RABE
BECHER
WASSERSCHLANGE
SÜDWEST
Vereinigung der Sternfreunde e.V. www.sternfreunde.de
Vollmond 4.5.
Letztes Viertel 11.5.
Neumond 18.5.
Erstes Viertel 25.5.
Planeten im Mai
Merkur ist fast bis Mitte Mai gut am Abendhimmel zu sehen - die beste Gelegenheit in diesem Jahr!
Venus macht sich bald nach Sonnenuntergang in der Abenddämmerung bemerkbar. Sie erklimmt ihre nördlichste Position im Tierkreis.
Mars wird im Juni seine Konjunktion mit der Sonne erreichen; er ist im Mai nachts nicht sichtbar.
Jupiter ist nach Venus der hellste Planet der Nacht. Er zieht langsam in Richtung Löwe.
Saturn erreicht am 23.5. seine diesjährige Oppositionsstellung; leider tief in der Waage.
Uranus steht noch zu nah bei der Sonne und bleibt nachts unsichtbar unter dem Horizont.
Neptun kämpft mit der Morgendämmerung, kann sich daraus aber noch nicht befreien.
Ereignisse im Mai
01. 01. 20:06 02. 03:30 02. 20:40 02. 21h 03. 21:40 04. 00:37 04. 04:42 05. 00:39
05. 22h 05. 22:51
06. 3h 07. 20:45
08. 0h
Venus (-4,1 mag) 3 Grad S Beta Tauri, Abendhimmel Jupitermond Io verfinstert Europa, Größe 0,48, bis 20:10 Mond 6,4 Grad NW Spica ( Virginis, 1,1 mag) Merkur (-0,2 mag) Phase 50%, 7,1'' Mond 4,7 Grad NO Spica ( Virginis, 1,1 mag) AI Draconis Minimum 8,1 mag, Abstieg von 7,0 mag in rd. 2 Std. Jupitermond Europa bedeckt Io, partiell, Größe 0,33, bis 00:41 Vollmond Jupitermond Kallisto bedeckt Europa, partiell, Größe 0,18, bis 00:44 Mond 3,3 Grad N Saturn (0,1 mag) Jupitermond Ganymed bedeckt Europa, partiell, Größe 0,40, bis 22:57 Mond 8,3 Grad N Antares ( Scorpii, 1,1 mag) Merkur (0,5 mag) Abendsichtbarkeit, max. Elongation Ost 21 Grad , WNW-Horizont max. Libration im Mond-SW, 8,6 Grad
08. Abend Maximum Sternschnuppen-
schauer Eta-Lyriden, ca. 5/h,
Radiant im Sternbild Leier,
ganze Nacht
08. 22:22 Jupitermond Io verfinstert
Europa, Größe 0,39, bis 22:26
11. 11:36 Letztes Viertel
12. 21h Ende der Merkursichtbarkeits-
periode
13.
T Cephei Maximum mit 5,2 mag
o. schwächer
15. 1h Mond erdnah, Winkeldurchm.
32,6'
16. 00:38 Jupitermond Io verfinstert
Europa, Größe 0,32, bis 00:42
18. 05:13 Neumond
21. 0h max. Libration im Mond-NO,
8,7 Grad
21. 22h Mond 7,9 Grad S Venus (-4,2 mag)
23. 3h Saturn (0,0 mag, 18,5'', Ring
42,1'', Öffnung 24,4 Grad ) in
Opposition zur Sonne
23. 22:15 Kleinplanet (58) Concordia (14,0
mag) bedeckt Stern TYC 0835-
00181-1 (10,4 mag) für 5,4 s,
Sternbild Löwe, Pfadverlauf:
Deutschland NW-SO - Öster-
reich-O (s. a. Artikel im VdS-
Journal 52)
KLEINER LÖWE
Deneb
DRACHE
PEGASUS
FÜCHSCHEN
DELFIN FÜLLEN
PFEIL Atair
WASSE RMAN N
SCHWAN
Wega
LEIER Albireo
ADLER
SCHLANGE (SCHWANZ)
HERKULES
NÖRDL. KRONE
Gemma
SCHLANGE (KOPF)
SCHLANGENTRÄGER
GROSSER BÄR JAGDHUNDE
BOOTES Arktur
HAAR DER BERENIKE
JUNGFRAU
LÖWE
SÜDOST
Sternkarte exakt gültig für 15. Juni 1 Uhr MESZ
STEINBOCK
SCHILD Pluto
SCHÜTZE
Mondphasen im Juni 2015
SKORPION Antares
WAAGE Saturn
WOLF
SÜD
Spica
SÜDWEST Vereinigung der Sternfreunde e.V. www.sternfreunde.de
Vollmond 2.6.
Letztes Viertel 9.6.
Neumond 16.6.
Erstes Viertel 24.6.
Planeten im Juni
Merkur hat seinen großen Auftritt am Abendhimmel hinter sich und ist nicht sichtbar.
Venus erreicht am 6.6. ihre größte östliche Elongation: beste Sichtbarkeit am Abend. Ende Juni wird sie sehr nah an Jupiter vorbeiziehen.
Mars steht am 14.6. in Konjunktion mit der Sonne; er hält sich am Taghimmel auf.
Jupiter wird zum Objekt der ersten Nachthälfte und trifft Ende Juni auf Venus (0,4 Grad am 1.7.)
Saturn hat wegen seiner südlichen Position einen kurzen Nachtbogen; man findet ihn weiterhin in der Waage nahe dem Skorpion.
Uranus könnte man Ende Juni wieder am Morgenhimmel aufsuchen. Doch warum?
Neptun ist am Morgenhimmel auch noch kein attraktives Beobachtungsziel.
Ereignisse im Juni
01. 21h 02. 17:19 02. 22h 03. 22:08
04. 0h 04. 22:53 06. 19h
09. 16:42 10. 6h 11.
12. 13. 01:33
14. ca. 24h
Mond 1,2 Grad N Saturn (0,1 mag) Vollmond Mond 9,6 Grad NO Antares ( Scorpii, 1,1 mag) Venus (-4,3 mag) bedeckt Stern TYC 1926-1228-1 (9,9 mag), bis 22:18 max. Libration im Mond-SW, 8,1 Grad Jupitermond Europa bedeckt Io, partiell, Größe 0,75, bis 22:58 Venus (-4,3 mag, 24'', Phase 50 %) in größter Elongation Ost, 45 Grad 24' Letztes Viertel Mond erdnah, Winkeldurchm. 32,3' Beginn Beobachtungsperiode Meteorstrom der Juni-Lyriden, bis ca. 21.6., ganze Nacht Kleinplanet (2) Pallas (9,4 mag) in Opposition zur Sonne Kleinplanet (1059) Mussorgskia (13,4 mag) bedeckt Stern TYC 5094-00379-1 (9,2 mag) für 3,0 s, Sternbild Ophiuchus, Pfadverlauf: Deutschland O-N Maximum Scorpius-SagittariusMeteorstrom, 26 km/s, relativ
15.
16. 15:05 16. 21:21 18. 0h 18. ca.
09:03
18. 21:56
20. 22h
21. 17:38 21. 22:15 21. 23:00
21. ca.
wenige Meteore Kleinplanet (2) Pallas (9,4 mag) 0,5 Grad S Lambda Herculis (4,4 mag) Neumond Jupitermond Io bedeckt Europa, partiell, Größe 0,07, bis 21:24 max. Libration im Mond-NO, 8,2 Grad Mond beginnt Bedeckung Lambda Geminorum (3,6 mag), Uhrzeit abh. v. Standort, bis ca. 09:48 Jupitermond Ganymed bedeckt Io, fast total, Größe 0,95, bis 22:06 Mond 5 Grad S Venus (-4,4 mag) und Jupiter (-1,8 mag), WHorizont Sommersonnenwende, Sommeranfang Mond 4,5 Grad S Regulus ( Leonis, 1,4 mag) U Ophiuchi Minimum 6,6 mag, Abstieg v. 5,9 mag in rd. 2,5 Std. Ende Beobachtungsperiode
132 Service
Weitere Ereignisse im April:
19. 20h Mond 4,8 Grad S Merkur (-1,5 mag),
NW-Horizont
19. 20:09 Jupitermond Europa bedeckt
Io, partiell, Größe 0,35, bis
20:14
20.
Beginn beste Merkursichtbar-
keit des Jahres, Abendhimmel,
NW-Horizont
21.
Venus (-4,1 mag) 7 Grad N Alde-
baran (Alpha Tauri, 1,0 mag)
21. 18:51 Mond 20' N Aldebaran
(Alpha Tauri, 1,0 mag), 20:45
Abstand 1,0 Grad
21. 19h Mond 6,6 Grad S Venus (-4,1 mag)
21. 22:43 Jupitermond Ganymed be-
deckt Io, partiell, Größe 0,53,
bis 22:49
22. 20h Merkur (-1,2 mag) 1,3 Grad N Mars
(1,4 mag)
22. 23h Maximum Sternschnuppenschauer Lyriden, max. 20/h, 49 km/s, 22 bis 4 Uhr, Radiant im Sternbild Leier
23. 20h Merkur (-1,1 mag) 1,5 Grad N Mars (1,4 mag), NW-Horizont
24. ca. Mond beginnt Bedeckung 15:51 Lambda Geminorum (3,6 mag), Uhrzeit abh. v. Standort, bis ca. 17:11
24. 0h max. Libration im Mond-NO, 9,3 Grad
26. 00:42 Jupitermond Io bedeckt Ganymed, partiell, Größe 0,37, bis 00:49
26. 00:55 Erstes Viertel 26. 19:30 Mond 6 Grad S Jupiter (-2,2 mag) 26. 22:23 Jupitermond Europa bedeckt
Io, partiell, Größe 0,34, bis 22:27
27. 21:50 AI Draconis Minimum 8,1 mag, Abstieg von 7,0 mag in rd. 2 Std.
28. 1h Mond 4,7 Grad S Regulus ( Leonis, 1,4 mag)
29. ca. streifende Sternbedeckung 00:11 durch den Mond, 35 Sextantis (6,1 mag), Pfadverlauf ca.
Insel Rømø/DK - Bollingstedt - Plön - Lübeck - Crivitz - Fehrbellin - Breslau/PL 29. 01:26 Jupitermond Ganymed bedeckt Io, partiell, Größe 0,55, bis 01:32 29. 5h Mond erdfern, Winkeldurchm. 29,5'
Weitere Ereignisse im Mai:
23. 22:34
24. 24h 25. 18:19 25. 21:45 26. 23h
Kleinplanet (656) Beagle (15,2 mag) bedeckt Stern TYC 083900959-1 (9,6 mag) für 3,7 s, Sternbild Löwe, Pfadverlauf: Deutschland NW-O - Österreich-O (s. a. Artikel im VdSJournal 52) Mond 7,0 Grad SW Regulus ( Leonis, 1,4 mag) Erstes Viertel Mond 6,9 Grad SO Regulus ( Leonis, 1,4 mag) Mond erdfern, Winkeldurchm. 29,6'
29. 22:45 30. 23:57
31.
Mond 2,6 Grad N Spica ( Virginis, 1,1 mag) U Ophiuchi Minimum 6,6 mag, Abstieg v. 5,9 mag in rd. 2,5 Std. Venus (-4,3 mag) 4,2 Grad S Pollux (Beta Geminorum, 1,2 mag)
Weitere Ereignisse im Juni:
22.
23. 18h 23.
24. 12:03 25. 24h 27.
Meteorstrom der Juni-Lyriden Kleinplanet (1) Ceres (8,0 mag) 0,2 Grad NW Omega Capricorni (4,1 mag) Mond erdfern, Winkeldurchm. 29,6' Beginn Beobachtungsperiode Meteorstrom der Juni-Bootiden, bis 27.6., sehr langsame Meteore: 18 km/s Erstes Viertel Mond 4,5 Grad NW Spica ( Virginis, 1,1 mag) Ende Beobachtungsperiode Meteorstrom der Juni-Bootiden
27.ca. 22:56
29. 1h 29. 22:30 30. 22h
streifende Sternbedeckung durch den Mond, My Librae (5,3 mag), Pfadverlauf ca. Haarlem/NL - Bocholt - Anröchte - Breitenworbis Chemnitz Mond 1,6 Grad N Saturn (0,2 mag) Mond 8,2 Grad N Antares ( Scorpii, 1,1 mag) Venus (-4,4 mag) 0,4 Grad S Jupiter (-1,8 mag), W-Himmel
Zusammengestellt von Werner E. Celnik und Werner Braune (Veränderliche Sterne), Konrad Guhl (Sternbedeckungen durch den Mond), Eberhard Riedel (streifende Sternbedeckungen), Oliver Klös (Sternbedeckungen durch Kleinplaneten) Quellen: US Naval Observatory, eigene Recherchen mittels GUIDE (Project Pluto), Berechnungen der BAV, Berechnungen der IOTA (Steve Preston), Berechnungen der IOTA/ES (Eberhard Riedel [GRAZPREP]), ,,Kosmos Himmelsjahr professional 2015" , ,,Der Sternenhimmel 2015". Zeitangaben in MEZ, für Standort bei 10 Grad ö.L. und 50 Grad n.Br. Zum Umrechnen in MESZ im Zeitraum 29.3. 2:00 Uhr MEZ bis 25.10. 2:00 MEZ eine Stunde zu den Zeitangaben addieren.
VdS-Journal Nr. 53
Beobachterforum
133
Vom Halbwissen zur Begeisterung
Erfahrungen mit Einsteigern in meinen Astronomiekursen
von Tom Fliege
- Teil 2 -
Im ersten Teil meines Beitrags ging es um die Vorstellung der Hürden ,,Motivation" und ,,Wissensstand". Der zweite Teil befasst sich mit den Themen ,,selber aktiv werden", ,,Wetter und Zeit" sowie ,,Der Dozent".
Hürde 3: selber aktiv werden Den inneren Schweinehund muss jeder selbst überwinden. Im Internetzeitalter ist das Sammeln von Informationen jedoch denkbar einfach geworden: Wer bietet astronomische Beobachtungen, Vorträge, Workshops, Exkursionen an? Wer hat die Ausrüstung, den passenden Dozenten und einen entsprechenden Raum? Wo sind die nächsten Sternwarten, Planetarien und Volkshochschulen? Mit Suchmaschinen lässt sich das durch drei einfache Stichwörter eingrenzen: Astronomie + Kurse + Ruhrgebiet.
Für mich überraschend besteht eine der größten Hürden in der Anmeldung zu einem Kurs, sei es nun über das Internet oder telefonisch. Übereinstimmend berichteten mir VHS-Fachbereichsleiter, dass sich ihre heutigen Kunden nur ungern weit im Voraus anmelden, lieber erst drei Tage vor Kursbeginn. Gerne würden sich einige erst am ersten Kurstermin verbindlich anmelden. Kompaktkursen an zwei aufeinanderfolgenden Tagen oder am Wochenende wird häufig der Vorzug gegeben gegenüber Kursen, die fünf Wochen hintereinander am selben Wochentag laufen. Damit wird die Planung und Kostenkalkulation solcher Kurse, die meist ein halbes oder gar ein ganzes Jahr im Voraus erfolgt, schwieriger und das Ausfallrisiko steigt. Bisher fallen etwa 50 Prozent der vereinbarten VHS-Kurse leider aus.
Die Kurse sollten auf jeden Fall attraktiv beworben werden, im Internet, im Programmheft der Veranstalter und durch Zeitungsartikel. Artikel in der gedruckten Presse bringen auch heute immer noch die größten Teilnehmerzahlen. Da bekanntlich ein Bild mehr als tausend
1 Strichspuraufnahmen von Sternen
Worte sagt, lässt sich mehr Aufmerksamkeit erreichen durch (realistische!) Bilder bekannter Himmelsobjekte. Ungewöhnliche Bilder, wie z. B. Strichspuraufnahmen mit attraktivem Landschaftsvordergrund, wecken ebenfalls die Neugier potenzieller Teilnehmer (Abb. 1). Geht es darum, bei einer schon stattfindenden, teilnehmeroffenen Veranstaltung mehr Publikum zu gewinnen (Stichwort ,,Sidewalk Astronomy"), kann man auch mit Instrumenten trumpfen, die allein schon durch ihre Größe neugierige Blicke anlocken (z. B. einem Celestron 9).
Hürde 4: Wetter und Zeit Wie für jeden Astronomen ist auch bei den Astronomieeinsteigern das Wetter im Ruhrgebiet ein Thema, auch die Luftund Lichtverschmutzung macht allen zu schaffen. Wochentags liegen Fortbildungen in den Abendstunden. Das kollidiert natürlich mit der Freizeit oder der Zeit für die Familie. Deshalb konzipiere ich meine Kurse so, dass sie komplett in den Kursräumen stattfinden können. Mit den Teleskopen werden dann weit entfernte
Landschaftsobjekte oder entfernt aufgehängte Planetenbilder betrachtet. Wenn sich tagsüber doch unverhofft die Sonne (Abb. 2) oder abends der Sternenhimmel zeigen, wird spontan eine Beobachtungssession eingeschoben. Zeitlich biete ich sowohl wochentägliche Kurse als auch Kompaktkurse am Wochenende an.
2 Sonne mit Sonnenflecken und
Protuberanzen, aufgenommen mit einem Sonnenteleskop Coronado PST
VdS-Journal Nr. 53
134
Beobachterforum
kungen: Wetter, Uhrzeit, Dunkelheit, freie
Sicht, möglichst wenig störendes Licht.
All dies ist in den Stadtzentren, in denen
die Volkshochschulen meist liegen, nur
selten gegeben. Dazu kommt, dass die
Kursteilnehmer gelegentlich durch die
Bilder des Hubble-Weltraumteleskops aus
Presse, TV und Werbung völlig falsche,
wundersam bunte Vorstellungen von den
gleich zu bestaunenden Himmelsobjekten
haben. Da muss der Dozent schon mit
seinen wenigen, bescheidenen Knallef-
fekten kommen: Sonne, Mond, Jupiter
3 Für Einsteiger gut zu beobachtende Objekte im Sonnensystem
und Saturn gehen immer sehr gut. Mars und Venus naturgemäß nur manchmal.
Merkur, Uranus, Neptun und Pluto eignen
sich gar nicht (Abb. 3). Offene Sternhau-
Hürde 5: Der Dozent
scheinen, dieser Text aber nicht vorge- fen wie M 45 sind mit jedem Instrument
Wie an jeden anderen Dozenten, gibt es lesen, sondern erläutert werden. Der Do- schön anzusehen, Kugelsternhaufen wie
auch an den Astronomiedozenten eine zent sollte die Teilnehmer ganz praktisch M 13 oder M 2 benötigen schon eine grö-
Reihe von Anforderungen. Er sollte ...:
am Kurs teilnehmen lassen, also ...:
ßere Öffnung, bei M 42 reicht eine kleine
- frei, unterhaltsam und spannend
- diese nicht nur passiv konsumieren
Vergrößerung, M 57 braucht eine große.
erzählen und reden
lassen, sondern ...
Bei wirklich dunklem Himmel sollte man
- umfassend, aber nicht ausufernd
- diese aufstehen und sich bewegen
Ferngläser verteilen, um die Milchstraße
erklären
lassen
zu bewundern.
- die Informationen auf das Wesentliche - Fragen an die Teilnehmer stellen
reduzieren
und möglichst auch von ihnen selbst
Bei schlechtem Wetter nützt das natür-
- Aufwand und Nutzen in Relation
beantworten lassen
lich alles nichts. Da heißt es dann: ,,Bil-
setzen
- die Geräte selber in die Hand nehmen, der, Bilder, Bilder und Bilder zeigen".
- auf Nachfragen reagieren
aufbauen, ausprobieren lassen. Dabei Zum praktischen Beobachten kann man
- Infomaterial bereitstellen
sollte der Dozent ggf. nur helfend
eine maßstabsgerechte Tafel mit Plane-
- Hilfe zur Selbsthilfe und zum Selbst-
unterstützen.
tenbildern in entsprechender Entfernung
studium geben
aufhängen oder eine Euro-Münze mit
- mit Störungen und Störern umgehen
Denn schnell stellt man fest, dass die einer Webcam aus mindestens 20 Meter
können.
Theorie zwar die Grundlage zum Ver- Abstand abfilmen (Abb.4).
ständnis vieler Dinge ist, sich in der Pra-
Der Vortrag eines Dozenten...:
xis meist jedoch ganz andere Probleme Ziel
- braucht eine klare Struktur. Der
stellen:
Mein Ziel ist es, den Kursteilnehmern die
Zuhörer sollte immer wissen, wie weit - Welches Kabel gehört wohin?
Astronomie als eine faszinierende Natur-
er gerade im Vortrag ist und wie viel
- Wo sind die notwendigen
wissenschaft zu präsentieren. Sie sollen
noch kommt.
Kleinteile?
- sollte so anschaulich wie möglich
- Wie geschieht das
sein, mit vielen Bildern, einfachen
Einnorden an diesem
Diagrammen und verständlichen Ana-
Ort am besten?
logien arbeiten
- Wie groß ist das Ob-
- sollte möglichst auf detaillierte
jekt, das ich betrachten
Formeln aus Mathematik, Physik und
will und welches Tele-
Chemie verzichten
skop verwende ich am
- sollte nur die wesentlichen Resümees
besten dazu?
ziehen.
- Wie justiere ich den
Sucher?
Der Dozent sollte somit den ,,Elfenbein- - Wie finde ich das
turm der Wissenschaft" verlassen und
Objekt tatsächlich auf?
sich vorstellen, er müsste den Inhalt sei- - Wie funktioniert die
ner Oma oder einem 7-Jährigen erklären.
Teleskopsteuerung?
Powerpoint hat unzählige Möglichkeiten,
trotzdem sollten nur sparsame und un- Das praktische Beobach-
aufdringliche Animationen verwendet werden, so wenig Text wie möglich er-
ten unterliegt natürlich auch vielerlei Einschrän-
4 Planetentafel und Euro-Münze
VdS-Journal Nr. 53
Beobachterforum
135
eine fachkundige Anleitung bekommen, wie sie den Himmel selber erschließen und erforschen können. Dabei gilt es natürlich wie bei allen anderen Beschäftigungen auch, kleinere und größere Hürden zu überwinden. Damit erweitern sie auf jeden Fall ihren Horizont und gewinnen neue Erkenntnisse. Die Teilnehmer sollen sich untereinander kennenlernen, um sich ggf. auch später noch miteinander zum Beobachten und Diskutieren zu treffen und auch mit mir in Kontakt zu bleiben. Durch ihre Mundpropaganda wirken sie als Multiplikatoren für die Astronomie und auch für meine Kurse.
Mein Resümee Astronomie ist und bleibt leider eine ,,Randsportart", die nie so viele Interessenten wie Fußball, Tennis oder aktuell Zumba anziehen wird. Neugier und Freiwilligkeit sind bei den Kursteilnehmern unabdingbar, bereits bestehendes Interesse muss immer wieder aktiviert werden. Im Kurs muss die Informationsvermittlung abstrahiert und simplifiziert sein, man sollte also mit vielen Bildern, Modellen und Analogien arbeiten. Eigene visuelle Beobachtungen der astronomischen Highlights und praktisches Be-
5 Der Autor mit einem Celestron 9 und einem Coronado PST (im Hintergrund)
greifen der Ausrüstung und der Modelle wirken bei den Kursteilnehmern dauerhaft nach. Die Momente mit ,,Boah!"und ,,Aha!"-Erlebnissen sind für mich der wahre Lohn meiner Arbeit. Wer dann noch dabei die Relation Mensch-Weltall und die (Un-)Wichtigkeit menschlicher Probleme besser begreift, der hat bereits eine philosophische Erkenntnis erlangt.
Kurzbiogafie Als Dortmunder wurde ich im Jahr 1978 durch einen ländlichen Herbststernhimmel erstmals mit dem Astronomievirus
infiziert, 1980 folgte das erste Teleskop, ein Newton mit 114 Millimeter Öffnung und 900 Millimeter Brennweite. Im Jahr 2003 öffnete sich mir der Himmel durch ein Celestron 9 (ein 8-zölliges Newtonteleskop) und diverse Digitalkameras nochmals völlig neu. Geplagt vom deutschen Wetter reise ich gerne zu Beobachtungen auf die Kanarischen Inseln. Seit 2012 bringe ich unter der Adresse www. Planet-Fliege.de der Bevölkerung im Ruhrgebiet die Astronomie in Vorträgen, Workshops und Exkursionen als freiberuflicher Dozent nahe (Abb. 5).
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