Direkt zum Inhalt Inhaltsverzeichnis des VdS-Journals 62
BEITRAG
2 Inhaltsverzeichnis (Melchert Sven)
4 Ausschreibung der Reiff-Förderpreise 2017 (Liefke Carolin)
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0 Nachwuchsförderung der Fachgruppe Spektroskopie (Beitrag)
BEITRAG
5 Vermächtnis in Wilhelmshaven (Melchert Sven)
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0 Ihr Beitrag im VdS-Journal für Astronomie! (Beitrag)
BEITRAG
6 Schwerpunktthema Künstliche Satelliten (Jahns Helmut)
7 Die Bahnen von Satelliten (Jahns Helmut)
8 Ein ungebetener Gast (Mrotzek Manfred)
12 Sonnenaufgang im geostationären Orbit - Im Sonnenlicht funkelnde geostationäre Satelliten (Kunze Michael)
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0 Inserentenverzeichnis (Beitrag)
BEITRAG
15 Reibung in der Hochatmosphäre (Heger Moritz)
17 Bahnberechnungen von Satelliten mit den Two-Line Elements (TLE) (Rohe K.)
19 Visuelle Beobachtung der ISS per Teleskop (Geiss Alexander)
20 Von Weltraumträumen und Satelliten (Umland Regina)
24 Satellitentracking an der Bayerischen Volkssternwarte München (Nagel Klaus)
27 Weltraumschrott oder der sorglose Umgang mit unserem Fenster zum All (Detken Kai-Oliver)
29 Die Internationale Raumstation ISS im Zenit (Kreuels Ralf)
30 Die Internationale Raumstation ISS - Impressionen aus der Fachgruppe Astrofotografie (Riepe Peter)
32 Impressionen - NGC 1360 (Nolle Michael)
33 Astronomie und Mobilität (Kratzke Ralf)
35 Maßnahmen zur Verbesserung eines Bresser-Maksutov-Fernrohres (Berger Andreas)
37 Meine Online-Galaxienverzeichnisse für Astrofotografen (Fischer Wolfram)
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0 Impressum (Beitrag)
BEITRAG
39 Sternentstehung im Gebiet des Pelikannebels (Kreuels Ralf, Riepe Peter)
42 Eine Supernova in der Kassiopeia? (Mrotzek Manfred)
44 Neues aus der Fachgruppe Astrofotografie - Das Astrofoto des Jahres 2016 (Zilch Thorsten)
46 Mars-Ephemeriden mit R (Simon Olaf)
50 Firecapture (Schneider Oliver)
51 Beobachtung im August 2016 (Sawo Mathias)
54 Think Big - Beobachtungen über 2 Grad und mehr Fish on a platter - Barnard 144 und LDN 862 (Hay Christopher, Merting Rene)
56 Beobachtung einmal anders - Sternassoziation Cepheus OB1, Versteckspiele in unserer Galaxis oder das Aufscheinen des Perseus-Arms (Hay Christopher, Merting Rene)
58 Skyguide 2017-2 (Sommer) (Zebahl Robert, Merting Rene)
62 Neues aus der Fachgruppe Geschichte der Astronomie (Steinicke Wolfgang)
62 Rezension: Aloys Eiling: "Mythen, Götter und Gelehrtes - Ein Reboot der Vorgeschichte der Menschheit" (Steinicke Wolfgang)
65 Neues aus der Fachgruppe Kleine Planeten (Lehmann Gerhard)
66 Kosmische Begegnungen (Hohmann Klaus, Ries Wolfgang)
68 Die Begegnung von (760) Massinga mit der Galaxie NGC 2415 (Wenzel Klaus)
69 Hatte der Komet der C/2016 U1 (NEOWISE) einen Helligkeitseinbruch? (Pilz Uwe)
72 Komet 2P/Encke Sichtbarkeit 2016/2017 - die VdS-Bilderstrecke (Pilz Uwe, Celnik Werner E.)
76 Komet 45P/Honda-Mrkos-Pajdusakova Sichtbarkeit 2016/2017 - die VdS-Bilderstrecke (Celnik Werner E., Pilz Uwe)
80 Untere Venuskonjunktion im März 2017 und mehr (Flach-Wilken Bernd)
82 Die provisorischen Relativzahlen des SONNE-Netzes, 2. Halbjahr 2016 (Bulling Andreas)
83 Streifende Sternbedeckungen durch den Mond im 3. Quartal 2017 (Riedel Eberhard)
87 Spektakulär: Die Bedeckung von VV Cephei 2017-2019 - Einer der größten Sterne unserer Galaxis verdeckt seinen Partner (Bannuscher Dietmar)
88 CTA 102 - extremer Ausbruch eines weit entfernten Quasars (Wenzel Klaus)
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0 Wir begrüßen neue Mitglieder (Beitrag)
BEITRAG
91 VdS-Vorstand aktuell (Bergthal Siegfried)
92 Einladung zur 33. VdS-Tagung vom 20. bis 22. Oktober 2017 in Heidelberg (Liefke Carolin)
93 Das war’n noch Zeiten, Folge 29 (Völker Peter)
94 Astronomische Aussichten (Klein Uli)
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0 Himmelsvorschau Juli-September 2017 (Beitrag)
BEITRAG
104 Astronomie aus dem Rollstuhl - geht das? (Mohr Hans-Georg, Dirks Christian)
107 Astronomie am Kraterrand (Leue Hans-Joachim)
113 Planeten-Konstellationen (Calderari P.)
115 Mond bedeckt Aldebaran (Melchert Sven)
116 Jubiläen (VdS-Geschäftsstelle)
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0 Vorschau auf astronomische Veranstaltungen 3. Quartal 2017 (Beitrag)
BEITRAG
118 Wichtige Informationen für unsere Mitglieder! (Garbe Eva)
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0 VdS-Fachgruppen-Redakteure (Beitrag)
0 VdS-Fachgruppen-Verantwortliche (Beitrag)
0 Autorenverzeichnis (Beitrag)
Textinhalt des Journals 62
Der Textinhalt dient zum Durchsuchen, zum Ausschneiden vorn Text und für internetgestützte Übersetzungs-Software.
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Nach Redaktionsschluss
Ausschreibung der
Reiff-Förderpreise 2017
Zehn Jahre nach dem Tod von Stifter Hans Ernst Reiff werden die nach ihm benannten Förderpreise für Jugendarbeit in der Amateurastronomie und astronomische Projektarbeiten in der Schule im Jahr 2017 zum neunten Mal verliehen. Wie schon in den Vorjahren ist der Preis in zwei Kategorien ausgeschrieben und mit insgesamt 6.500,- Euro dotiert.
Kategorie 1: Projekte im Amateurbereich und in weiterführenden Schulen
In dieser Sparte können bis zu drei Preise mit Preisgeldern von jeweils 3.000,- Euro, 2.000,- Euro und 1.000,- Euro vergeben werden. Das Preisgeld ist für die Durch- oder Fortführung eines eigenständigen amateur- oder schulastronomischen Projekts bestimmt. Für die Bewertung hat die aktive Beteiligung Jugendlicher besonderes Gewicht.
Kategorie 2: Astronomie-Projekte für das Kindergarten- und Grundschulalter
Hier beträgt das Preisgeld 500 Euro. Das Preisgeld ist für die Durch- oder Fortführung eines Projekts bestimmt, das Kinder im Kindergarten- oder im Grundschulalter an die Astronomie heranführt. Das geförderte Projekt sollte Vorbildcharakter haben - es sollte in gleicher oder ähnlicher Form auch an anderer Stelle umsetzbar sein.
Bewerben können sich sowohl Einzelpersonen als auch Interessensgemeinschaften.
Die Bewerbungen sollten enthalten: - eine kurze Vorstellung der Beteiligten (max. 1 Seite) - eine Beschreibung von bereits durchgeführten Projekten mit Verweis auf bisherige Veröffentlichungen, zum Beispiel in den Zeitschriften Sterne und Weltraum, im VdS-Journal oder bei Interstellarum Abenteuer Astronomie falls vorhanden (max. 2 Seiten) - eine Beschreibung des für den Förderpreis vorgeschlagenen Projekts, einschließlich der Angabe, wofür das Preisgeld konkret eingesetzt werden soll (max. 3 Seiten)
Von den Preisträgern wird erwartet, dass sie die geförderten Projekte im Rahmen eines Beitrags in einer der genannten Zeitschriften vorstellen.
Die Bewerbungsfrist endet am 15. Oktober 2017, die Preisträger werden auf der Bochumer Herbsttagung der Amateurastronomen am 11. November 2017 bekanntgegeben.
Bewerbungen sind zu richten an: Dr. Carolin Liefke, Haus der Astronomie, Königstuhl 17, D-69117 Heidelberg, reiff-preis@reiff-stiftung.de
Nachwuchsförderung
der Fachgruppe Spektroskopie
Die Fachgruppe Spektroskopie der Vereinigung der Sternfreunde e.V. lobt zur Nachwuchsförderung auf dem Gebiet der Spektroskopie einen jährlichen Preis aus. Der Preis besteht aus einem Preisgeld von 1.500,00 EUR sowie aus einem Reisekostenzuschuss von höchstens 500,00 EUR für die Reise zur Preisverleihung und ggf. für die Teilnahme an der Jahreskonferenz der Fachgruppe ,,Aspekt" gemäß den Vergabebedingungen.
Die Preisverleihung erfolgt auf der ,,Würzburger Frühjahrstagung" der Vereinigung der Sternfreunde e.V. soweit durch das Preiskomitee kein anderer Ort bestimmt wird. Die Vergaberegeln finden sich unter http://spektroskopie.fg-vds.de/pdf/preis.pdf.
VdS-Journal Nr. 62
Nach Redaktionsschluss
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Vermächtnis in Wilhelmshaven
von Sven Melchert
Ende Januar erreichte die Geschäftsstelle der VdS ein Schreiben des Amtsgerichts Wilhelmshaven: das VdS-Mitglied Dietmar Sypitzki war verstorben und hatte die VdS testamentarisch bedacht. Die im Nachlass befindlichen astronomischen Gerätschaften nebst Zubehör und die entsprechende Fachliteratur sollten der VdS übergeben werden. Der Vorstand war von dieser Nachricht betrübt und gerührt zugleich, wurde aber auch unter Zeitdruck gesetzt: die Wohnung des verstorbenen Mitglieds sollte kurzfristig geräumt werden, die astronomische Ausrüstung wäre sonst dem Sperrmüll übergeben worden.
Hier hat sich zum Glück die neu gegründete Fachgruppe der astronomischen Vereinigungen bewährt. Nach einem Aufruf in der Mailingliste erklärte sich Ute Katrin Niemann vom AstronomieTreff Wilhelmshaven spontan bereit, den Nachlass zu sichten. Sie schickte Fotos der astronomischen Geräte, darunter befanden sich verschiedene Teleskope, Bücher und Zubehör. Man sah förmlich das Leben eines Hobbyastronomen vor sich ablaufen: wurde zuerst der Refraktor erworben oder das kompakte Maksutov-Teleskop? Hat er sich mit dem großen Schmidt-Cassegrain-Teleskop einen Traum erfüllt? War das alte Newton-Teleskop ein Erinnerungsstück aus seinen Anfangszeiten? Der pekuniäre Wert der Gegenstände war schwer zu beziffern, der ideelle aber wog schwer. Nur: Was sollte die VdS als Organisation ohne eigene Sternwarte mit diesem Vermächtnis anfangen? Wer macht sich auf den Weg in das ferne Wilhelmshaven und kann das Material bis zu seiner Verwendung verwahren?
Die Kommunikation war stark, die Zeit wurde knapp. Wenige Tage vor der Wohnungsräumung nahmen dann Stefan Schwager und Sabrina Hofmann von den Sternfreunden Riesa die weite Reise auf sich, um die Gegenstände zusammen mit Ute Katrin Niemann sicherzustellen. Damit konnte dem Wunsch des verstorbenen Mitglieds entsprochen werden. Es ist ein trauriger Anlass, doch seine Geräte werden in der astronomischen Volksbildung eine Zukunft haben.
Hinweis
Nachdem wir unser Schwerpunktthema für das Journal 63 ,,Treffen, Messen, Veranstaltungen" abgeschlossen haben, möchten wir gerne auf unsere zukünftigen Schwerpunktthemen hinweisen:
,,Feuerkugeln und Meteorite" in Journal Nr. 64 Redaktionsschluss: 01.08.2017 Redakteur: Sirko Molau, fg-meteore@vds-astro.de
,,Vorbereitung Mars-Opposition" in Journal Nr. 65 Redaktionsschluss: 01.11.2017 Redakteur: S. Kowollik, redaktion-planeten@vds-astro.de
,,Kosmische Dynamik" in Journal Nr. 66 Redaktionsschluss: 01.02.2018 Redakteur: alle Fachgruppen (siehe entsprechende E-Mails)
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. Vorher empfehlen wir, als Hilfestellung die Autorenhinweise zu nutzen (siehe www.vds-astro.de/fuer-mitglieder/vds-journal/vds-journal-autorenhinweise. html). Dort finden Sie in der rechten Randspalte auch einen Musterartikel als Vorbild und das Artikeldeckblatt zum Eintragen der wichtigsten Daten.
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
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Künstliche Satelliten
Schwerpunktthema
Künstliche Satelliten
von Helmut Jahns
Dieses Jahr jährt sich der erste Start eines von Menschenhand geschaffenen Satelliten zum sechzigsten Mal: Am 4. Oktober 1957 wurde der sowjetische Raumflugkörper Sputnik 1 von Baikonur aus ins All gestartet, welcher für einige Monate die Erde auf einer Umlaufbahn in Höhe von rund 200 Kilometern über der Erdoberfläche umrundete. Dieses Ereignis wurde von der Weltöffentlichkeit mit hoher Aufmerksamkeit verfolgt, so auch von Amateurastronomen, die erstmals Gelegenheit bekamen, einen künstlichen Satelliten am Himmel zu beobachten.
Einige der damaligen Beobachtungen galten seiner Positionsbestimmung, mit deren Hilfe eine Bahnberechnung vorgenommen werden konnte. Denn die Bahndaten von Sputnik 1 wurden seinerzeit, ebenso wie technische Details, von der Sowjetunion als Verschlusssache behandelt.
Das Schwerpunktthema dieser Journalausgabe haben wir den künstlichen Satelliten gewidmet. Es ist als Exkurs konzipiert, der einen roten Faden von den Techniken der Beobachtung bis hin
zu den Grundlagen der Bahnmechanik spannt. Wir hoffen, dass es das Interesse der Leserschaft trifft.
Ich möchte mich bei allen Autoren bedanken, die zum Gelingen dieses Schwerpunktthemas beigetragen haben.
1 Iridium-Flare beim Hantelnebel. Aufgenommen von Harald Kaiser am 16.07.2015 bei Costiolo, Italien,
mit einem Bresser AR102 f/6, 240 Sekunden bei ISO 400 mit einer Sony-A6000-Kamera.
VdS-Journal Nr. 62
Künstliche Satelliten
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Die Bahnen von Satelliten
von Helmut Jahns
Der erfolgreichen Beobachtung von Satelliten geht eine Positionsberechnung voraus. Glücklicherweise leben wir im Informationszeitalter und müssen diese Berechnung nicht mehr von Hand vornehmen - die einschlägigen Portale im Netz wie Heavens Above, CalSky [1, 2] oder andere leisten hier einen wunderbaren Job. Die Positionsberechnung, die diesen Portalen zugrundeliegt, ist zudem in der Literatur beschrieben, z.B. in [3]. Sie zu behandeln würden den Rahmen dieses Artikels ganz klar sprengen. Was wir hingegen in diesem Artikel sicherlich leisten können ist, die Bahnen der Satelliten an sich vorzustellen. Außerdem werfen wir einen Blick auf ihre Besonderheiten und darauf, worin sie sich von den Bahnen der Himmelskörper im Sonnensystem unterscheiden.
Ein Satellit bewegt sich auf einer geschlossenen elliptischen Bahn im Schwerkraftfeld eines Zentralkörpers, in unserem Fall: dem Schwerefeld der Erde. Vereinfacht dargestellt, ist seine Bewegung über die Masse des Zentralkörpers, seine momentane Geschwindigkeit und seinen momentanen Ort festgelegt. Kennt man diese Größen, so ist die weitere Bewegung des Satelliten zumindest grundsätzlich berechenbar. Für die Geschwindigkeit und den Ort sind jeweils drei Größen für die x-, y- und z-Koordinate anzusetzen, so dass wir zusammen mit der Masse auf insgesamt sieben Zahlenwerte zur Bahnbeschreibung kommen.
Die Geschwindigkeit und der Ort lassen sich aber auch ganz anders darstellen: über die Bahnelemente. Der Vorteil der Bahnelemente ist, dass es sich um Größen handelt, die direkten Bezug auf die Form und die Lage der Bahn im Raum nehmen. Was das genau bedeutet, wird sich (hoffentlich) aus dem Folgenden ergeben.
Insgesamt werden sechs Bahnelemente für die Beschreibung der Bewegung um den Zentralkörper benötigt. Zwei Bahnelemente geben Auskunft über die Form der Ellipse. Dies sind: 1.) die große Halbachse a. Sie ist als die
1 Die Bedeutung der Bahnelemente für die Lage und Form einer Satellitenbahn
Hälfte des Längsdurchmessers der Bahnellipse definiert. 2.) die Exzentrizität e; sie ist ein Maß für die Abplattung der Ellipse. Die nächsten drei Bahnelemente geben die Orientierung der Ellipse im Raum an: 3.) die Bahnneigung i ist der Winkel zwischen der Senkrechten zur Bahn und der Polachse der Erde. 4.) Länge des aufsteigenden Knotens Groß-Omega; sie ist der Winkel zwischen dem Frühlingspunkt (Richtung zur Sonne zu Frühlingsanfang) und dem nordwärtsgerichteten Durchstoßpunkt durch die Äquatorebene. 5.) Argument der Periapsis w, Winkel zwischen aufsteigendem Knoten und der Periapsisposition (Position auf der Bahn, an der der Satellit seinen geringsten Abstand zum Erdmittelpunkt einnimmt). Mit diesen fünf Bahnelementen ist die Bahn eines Körpers im Raum bereits eindeutig festgelegt; es fehlt lediglich die aktuelle Position des Satelliten auf ihr. Diese ergibt sich mit dem sechsten Bahnelement: 6.) Zeitpunkt der Periapsispassage T
Wer sich bereits zuvor ein wenig mit Himmelsmechanik beschäftigt hat, dem
werden diese Bahnelemente sehr bekannt vorkommen: Für die Objekte unseres Sonnensystems sehen diese sehr ähnlich aus. Zwischen den Bahnelementen von Satelliten und denen von Planeten, Asteroiden und Kometen gibt es lediglich teilweise Abweichungen bei den Bezeichnungen und den Bezugsgrößen der Bahnelemente.
Es gibt bei Satelliten jedoch Einflüsse von anderen Quellen, die dazu führen, dass die Bahnen keine reinen, ungestörten Kepler-Bahnen sind. Da ist zum einen der gravitative Einfluss der übrigen Himmelskörper, vornehmlich von Mond und Sonne, im geringeren Maße auch von den anderen Planeten. Dieser führt dazu, dass die Bahnelemente sich über die Zeit leicht verändern.
Im Sonnensystem umkreisen die Objekte ihren Zentralkörper, der in guter Näherung als kugelförmig angesehen werden kann. Die Erde ist jedoch nicht kugelförmig, sondern in guter Näherung ein abgeflachtes Ellipsoid, d.h., man hat es nicht mit einem zentralsymmetrischen Gravitationsfeld zu tun, sondern bekommt Anteile von der Abplattung. Dies hat für Satellitenbahnen vor allem zwei
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Künstliche Satelliten
Folgen: 1.) Die Apsidenlinie unterliegt einer
Rotation. 2.) Der aufsteigende Knoten rotiert
ebenfalls.
Insgesamt ergibt sich daraus eine Westdrift der Bodenspur der Bahn. Diese Effekte wirken nur bei exzentrischen Bahnen; ihre Quantität ist abhängig von der Höhe über der Erdoberfläche und der Bahnneigung.
Bei Satelliten auf niedrigen Umlaufbahnen (bis zu einigen hundert Kilometern, wie bei der ISS oder dem HST) ist zudem ein starker Einfluss der restlichen Erdatmosphäre spürbar. Der Satellit erleidet eine Reibung an der Restatmosphäre. Was dann passiert, ist als das Orbitparadoxon [4] in die Fachwelt eingegangen: Anstatt abgebremst zu werden, wie wir es aus unserer alltäglichen Anschauung von Reibung kennen, wird der Satellit durch Reibung sogar beschleunigt!
Erklären lässt sich dieses paradoxe Verhalten wie folgt: Die Energie des Satelliten setzt sich aus zwei Anteilen zusammen: der potenziellen Energie und
der kinetischen Energie. Die potenzielle Energie ergibt sich aus der Entfernung des Satelliten zu seinem Zentralkörper: Je größer die Entfernung, desto größer ist die potenzielle Energie; man muss Arbeit aufwenden, um ihn auf eine höhere Bahn zu heben. Die kinetische Energie des Satelliten nimmt mit seiner Geschwindigkeit zu und zwar quadratisch. Wenn also der Satellit einer Reibung durch die Restatmosphäre ausgesetzt ist, so verliert er an Gesamtenergie und somit an Höhe. Das heißt aber noch nicht, dass er auch an kinetischer Energie verliert - im Gegenteil. Aufgrund der niedrigeren Bahnhöhe wirkt die Schwerkraft stärker, also muss auch die Fliehkraft im nach wie vor bestehenden Kräftegleichgewicht größer ausfallen. Dies verträgt sich nur mit einer höheren Bahngeschwindigkeit. Der Anstieg der kinetischen Energie kann jedoch den Verlust an potenzieller Energie nicht vollständig kompensieren.
Der Betrag der Reibung unterliegt einigen schwer kontrollierbaren Faktoren: Die Dichte der Restatmosphäre unterliegt unregelmäßigen Schwankungen, z.B. bedingt durch die Sonnenaktivität. Das Ausmaß der Reibung ist zudem ab-
hängig vom Profil des Satelliten, von seiner Rotation und seiner Orientierung relativ zu seiner Bewegungsrichtung. Diese Faktoren bergen eine entscheidende Konsequenz für den Beobachter. Sie machen eine langfristige Vorausberechnung von Positionen unmöglich, und zwar aus zweierlei Gründen: Zum einen ist die Reibung quantitativ nicht oder nur sehr schwer greifbar und zum anderen kann sie die Betreiber der Satelliten dazu veranlassen, Bahnkorrekturen vorzunehmen. Der typische Zeithorizont für Sichtbarkeits- oder Positionsdaten von Satelliten in niedrigen Umlaufbahnen beträgt typischerweise einige Tage. Die Aktualität dieser Daten erlangt somit entscheidende Wichtigkeit für den Erfolg der Beobachtung.
Internet- und Literaturhinweise: [1] www.heavens-above.com [2] www.calsky.com [3] Bate et al., Fundamentals of
Astrodynamics [4] www.helmholtz.de/luft_
raumfahrtfahrt_und_verkehr/ bremsen-um-gas-zu-geben-2058/
Ein ungebetener Gast
von Manfred Mrotzek
Jeder Astrofotograf kennt sie: Satelliten, die sich bei Deep-Sky-Aufnahmen durchs Bildfeld bewegen und meist deut-
liche Spuren hinterlassen. Ich weiß nicht, ob es Astrofotografen gibt, die Satellitenspuren auf ihren Aufnahmen lieben.
Ich nicht. Entweder sind solche Einzelbilder Ausschuss, oder die Satellitenspur muss herausgerechnet oder bei der
1 Vier aufeinanderfolgende Einzelbilder eines Videos von NGC 3338 (Bildmitte). Norden ist oben, Osten links. Aufnahmezeitpunkt
09.02.2008 01:43 h MESZ. Teleskop SCT 235 mm, f = 1410 mm, Kamera Watec 120-N, Belichtungszeit 10 s/Bild. Die Bilder wurden invertiert und im Kontrast angehoben.
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Künstliche Satelliten
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Bildbearbeitung retuschiert werden. Und manchmal hat man das ,,Glück", dass sich gleich mehrere der ungebetenen Gäste auf einem Einzelbild ,,eingetragen" haben. Aber man kann es auch sportlich nehmen. Dann kann sich durchaus mal eine spannende Geschichte daraus entwickeln.
Bis zum Jahr 2009 habe ich die Astrofotografie von Deep-Sky-Objekten mit einer integrierenden Videokamera an einem Schmidt-Cassegrain-Teleskop betrieben. Zum Einsatz kam die Kamera Watec 120-N [1], die intern 256 Bilder zu je 1/25 Sekunde aufaddierte und so etwa alle zehn Sekunden ein neues Bild am Videoausgang ausgab. Die Videobilder werden mit einem Videograbber digitalisiert, per USB-Kabel in den Computer eingespeist und als AVI-Datei gespeichert. Dadurch lässt sich für jedes Einzelbild der Aufnahmezeitpunkt relativ genau bestimmen. Satelliten, die sich durchs Bildfeld bewegen, sind bei dem kleinen Bildfeld der Kamera häufig auf mehreren aufeinanderfolgenden Einzelbildern sichtbar.
Am 09.02.2008 nahm ich die Galaxie NGC 3338 im Sternbild Löwe auf, als um ca. 01:43 h MESZ ein Satellit das Bildfeld querte und sich auf vier Einzelbildern verewigte (Abb. 1). Da ich immer die Anfangszeit der Aufnahmen notierte und dabei die Systemuhr des Computers als Referenz nahm, konnte ich durch Abzählen der Aufnahmen den Zeitpunkt des Ereignisses genügend genau bestimmen. Diese vier Einzelbilder musste ich vor dem Stacken des Summenbilds natürlich als Ausschuss aussortieren, aber da der Satellit auf jedem der Bilder so eine schöne Spur gezogen hatte, wollte ich sie nutzen und mit Hilfe des Programms ,,CalSky" [2] versuchen, den fraglichen Satelliten zu identifizieren.
Das Programm ,,CalSky" kann unter anderem für jeden Punkt der Erde und jeden Zeitpunkt alle Satelliten auflisten, die über dem Horizont stehen und sichtbar sind. Neben der genauen Position in Rektaszension und Deklination für den betreffenden Zeitpunkt, dem Sternbild, in dem diese Koordinaten liegen, und der Helligkeit werden noch einige weitere Informationen zu den jeweiligen Satelliten angegeben. Die Liste der ausgegebenen
2 Bildschirmkopie eines Teils der Ausgabeliste von ,,CalSky" für den 09.02.2008 und
den Standort Buxtehude.
Satelliten kann durchaus mehr als 100 Einträge lang sein! Für den 09.02.2008 01:43 h MESZ und den Standort Buxtehude war sie nicht ganz so lang (Abb. 2).
Zunächst musste ich ausmessen, wie schnell sich der Satellit am Himmel bewegte. Das Bildfeld umfasste 16 x 12 Bogenminuten, und die Spur hatte eine Länge von 6,1 Bogenminuten auf einem zehn Sekunden belichteten Einzelbild. Daraus konnte ich ableiten, dass sich der Satellit pro Zeitminute um etwa 37 Bogenminuten weiterbewegte. Da der Satel-
lit nur knapp an NGC 3338 vorbeiflog, nahm ich die Koordinaten der Galaxie als Referenz und suchte alle Satelliten, die sich zum Zeitpunkt der Aufnahme im Sternbild Löwe und nicht mehr als 40 Bogenminuten von der Position von NGC 3338 entfernt befanden. Es kam vor allem der Satellit NAVSTAR 60 in Frage, dessen Abstand von der Galaxie nur wenige Bogenminuten betrug.
Aber passte auch seine Flugbahn? Dazu ließ ich mir von ,,CalSky" seine Position für die Folgeminute, d.h. für 01:44 h
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Künstliche Satelliten
3 Erster Versuch der Darstellung von NGC 3338 und der Bahn des Satelliten.
Planetariumsprogramm ,,Cartes du Ciel" [3] zeigt für die Objekte in seinen Katalogen nicht nur die Koordinaten für das Jahr 2000, sondern auch für jeden anderen Zeitpunkt und somit auf Wunsch auch für den 09.02.2008 an. In diesen acht Jahren hatten sich die Koordinaten von NGC 3338 schon merklich um wenige Bogenminuten verschoben.
Also wurde NGC 3338 an den für den 09.02.2008 gültigen Koordinaten in die Grafik eingezeichnet und rutschte auf die andere Seite der Satellitenbahn. Jetzt passte alles: Die Bahn des Satelliten befand sich nun westlich der Galaxie (Abb. 4) und NAVSTAR 60 war tatsächlich der gesuchte Satellit, der mir durchs Bildfeld geflogen war. Ein zufriedenes Grinsen machte sich auf meinem Gesicht breit: Meine Welt war wieder in Ordnung.
Und wer ist jetzt NAVSTAR 60? ,,CalSky" konnte auch darüber Auskunft geben: Es handelt sich um einen am 17.10.2007 gestarteten Satelliten des amerikanischen GPS-Systems, den ich nach 239 Umläufen in einer Entfernung von ca. 20.200 Kilometern bei einer Helligkeit von 10,9 mag abgelichtet hatte. Seine Bahn ist nur leicht elliptisch mit einem Perigäum von 20.152 Kilometern und einem Apogäum von 20.211 Kilometern. Seine Umlaufzeit beträgt 718 Minuten. Mittlerweile dürfte er viele, viele tausend weitere Umläufe absolviert haben.
4 Darstellung von NGC 3338 und der Bahn des Satelliten ohne (Koordinaten von 2000)
und mit (Koordinaten von 2008) Berücksichtigung der Präzession.
MESZ, ausrechnen und zeichnete Galaxie und Flugbahn in eine Grafik ein (Abb. 3).
Flugrichtung, Geschwindigkeit und Steigung der Bahn passten mit den Videoaufzeichnungen überein, aber auf dem Video passierte der Satellit die Galaxie auf deren westlichen Seite, und in der Grafik befand sich die Flugbahn östlich von NGC 3338. Wie konnte das sein? Eine Bildfelddrehung um 180 Grad war ausgeschlossen, was mit den im Bild sichtbaren Sternen leicht zu beweisen war. Und zwei Satelliten kurz hintereinander auf fast identischen Bahnen gaben weder meine Videoaufzeichnungen noch
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die Daten von ,,CalSky" her. Die Erklärung musste viel einfacher sein!
Nach etwas Grübeln fiel mir ein, dass es ja ein Phänomen namens Präzession gibt, das dafür sorgt, dass sich das Koordinatennetz aus Rektaszension und Deklination gegenüber den Fixsternen und Galaxien Jahr für Jahr verschiebt, weswegen Koordinaten für Himmelsobjekte immer für bestimmte Zeitpunkte, z.B. das Äquinoktium 2000.0, angegeben werden müssen. ,,CalSky" gibt die Koordinaten der Satelliten aber immer für den aktuellen Zeitpunkt an! Das könnte womöglich die Differenz erklären. Das
Internethinweise: [1] www.astro-photos.net/Watec.html
(Stand: Oktober 2016) [2] www.calsky.com (Stand: Februar
2008, mittlerweile sind die Bahnangaben für 2008 nicht mehr online abrufbar) [3] www.ap-i.net/skychart/en/start (Stand: Oktober 2016)
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Künstliche Satelliten
Sonnenaufgang im geostationären Orbit
- Im Sonnenlicht funkelnde geostationäre Satelliten
von Michael Kunze
1 Die Seealpen in 230 Kilometern
Entfernung
Im Winter 2012 habe ich eine eisig kalte Nacht auf dem Mittelallalin in den Schweizer Alpen verbracht. Die Nacht war -12 Grad C kalt und es wehte ein eisiger Wind aus Norden. Der Mittelallalin ist ein Nebengipfel des Allalin (4027 Meter) und befindet sich 3500 Meter über dem Meeresspiegel im Kanton Wallis. Er ist Endstation der Metro-Alpin, einer unterirdischen Standseilbahn, die wiederum von Saas-Fee aus nur über eine Luftseilbahn zu erreichen ist. In der Nacht besteht keine Möglichkeit mehr, ins Tal abzufahren.
Die Bedingungen in dieser Nacht waren optimal - glasklare Luft, die den Blick vom Alpensüdrand bis zu den 230 Kilometer entfernten Seealpen ermöglichte. Die Po-Ebene mit der Metropole Mailand lag vor meinen Füßen und tauchte den Himmel leider teilweise in ein künstliches Licht. In der Nacht zogen durch das nördlich gelegene Rhonetal Wolken auf, die bis in das Saastal gedrückt wurden.
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Diese Wolkendecke befand sich aber gute 1500 Meter tiefer.
Mein Hauptziel in dieser Nacht war, das Erlebnis der Nacht an diesem einmaligen Ort in Bild und vor allem in Zeitrafferaufnahmen festzuhalten. An einigen Plätzen habe ich meine Kameras aufgestellt und verschiedene Blickwinkel aufgenommen. Eine Kamera hat allerdings fast die gesamte Nacht den 4027 Meter hohen Allalin aufgenommen. Das Sternbild Orion zog seine Bahn über dem vergletscherten Gipfel und die Pistenraupen haben während ihrer nächtlichen Arbeit immer mal wieder den Berg angestrahlt. Die Nacht verabschiedete sich langsam mit der Dämmerung und einem einmaligen Sonnenaufgang, der die Nord-OstFlanke des Allalin glutrot erstrahlen ließ. Zu Hause in der Nachbearbeitung meiner Aufnahmen und dem Erstellen der ersten Sequenzen sind mir funkelnde Punkte auf einer Reihe aufgefallen, die nach und nach immer länger wurde. Schnell er-
kennt man die Lage der Punkte am Himmel, die sich entlang einer Linie mehrere Grad südlich des Himmelsäquators befinden. Die aufgereihten geostationären Satelliten tauchen einer nach dem anderen aus dem Erdschatten auf, und es trifft das erste Sonnenlicht auf die Satelliten. Eine Zufallsaufnahme, die eindrücklich die Stellung der geostationären Satelliten im Raum bzw. am Himmel zeigt (Abb 4).
Internethinweise: [1] Video mit den funkelnden Satelli-
ten: www.sky-in-motion.de/geo [2] Video mit dem Gesamtergebnis
dieser Nacht: www.sky-in-motion. de/mittelallalin
2 Rechts oben: Die Po-Ebene in Italien
mit der Stadt Mailand im Bildzentrum
3 Rechts unten: Der Blick nach Norden
ins Saas- und Rhonetal
Künstliche Satelliten
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Künstliche Satelliten
4 In einer Strichspur festgehalten sind die geostationären Satelliten
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QR-Code zu dem Video mit den erscheinenden Satelliten
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QR-Code zu dem Video, welches die Ergebnisse der Beobachtungsnacht wiedergibt.
Inserentenverzeichnis
astronomie.de, Neunkirchen
15
astro-shop Eric-Sven Vesting e.K. U2 Hamburg
Baader Planetarium,
U4
Mammendorf
eMedia GmbH, München
85
Gerd Neumann jr., Hamburg
25
Kosmos Verlag, Stuttgart
23
Optical Vision Ltd., UK
U3
Optische Geräte Wolfgang Lille,
91
Heinbockel
Sahara Sky, Fritz G. Koring,
16
Marocco
Spektrum der Wissenschaft Ver- 11 lagsgesellschaft mbH, Heidelberg 71
9. AME Astro-Messe 9. Septemer 61
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Künstliche Satelliten
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Reibung in der Hochatmosphäre
von Moritz Heger
Um Satelliten zu beobachten oder um Verbindungen über Amateurfunksatelliten herzustellen, ist die Kenntnis ihrer Bahn, der resultierenden Sichtbarkeitszeiträume und des Weges am Himmel beim Überflug von Interesse.
Meist liegt den bekannten Berechnungsprogrammen oder Internetseiten (z.B. Heavens Above!) der Algorithmus SGP4 zugrunde (Simplified General Perturbations, [1]), mit dem aus Two-Line Elements (TLEs) Satellitenorte berechnet werden können. TLEs beruhen auf einer routinemäßigen Bahnbestimmung aller Satelliten, um neu hinzugekommene Objekte schnell erkennen zu können. Obendrein sind die Bahndaten bekannter Objekte ständigen Änderungen unterworfen und müssen deshalb immer wieder aktualisiert werden, um eine akzeptable Genauigkeit zu erhalten.
Für Satelliten in niedrigen Umlaufbahnen haben Abweichungen des Erdkörpers von der Kugelform sowie der Luftwiderstand in der Erdatmosphäre einen sehr deutlichen Einfluss auf ihre Bahnen [2]. SGP4 beinhaltet neben einem stark reduzierten Gravitationsfeldmodell auch ein sehr einfaches, auf einer Potenzfunktion beruhendes Atmosphärenmodell. Obwohl TLEs auf zurückliegenden Beobachtungen mit Radar und Teleskopen beruhen, ist dadurch eine Extrapolation in die Zukunft möglich. Aufgrund der vereinfachenden Annahmen nimmt dabei der Fehler über der Zeit zu und die Ortsvorhersagen werden gewöhnlich, je nach Satellit und Anwendungszweck, nach einigen Tagen bis Wochen unbrauchbar.
Besteht nun ein Interesse, Bahn, Lebensdauer oder Wiedereintrittsort genauer zu prognostizieren, sind genauere Modelle für die Erdgravitation und den Luftwiderstand als in SGP4 erforderlich. Eine analytische Lösung ist dadurch nicht mehr möglich. Stattdessen werden die Bewegungsdifferentialgleichungen numerisch integriert.
Ein aus Rechenzeitgründen sinnvoll gekürztes Erdgravitationsmodell kann beispielsweise aus EGM2008 abgeleitet werden [3]. Für Störbeschleunigungen von Mond und Sonne sind deren Orte erforderlich. Hierfür reichen meist einfache Näherungsgleichungen, es können aber auch die DE-Ephemeriden des JPL (Jet Propulsion Laboratory der NASA) genutzt werden.
Zur Berechnung der Luftdichte gibt es verschiedene Modelle, etwa NRLSMISE-00 [4] oder JB2008 [5]. Dennoch stellt die Atmosphäre das größte Problem bei der Bahnprognose von Satelliten dar. Die Atmosphäre der Erde im Bereich der Thermosphäre ab etwa 90 Kilometern Höhe unterscheidet sich in einigen Punkten wesentlich von den Bereichen darunter. Auf der Tagseite der Erde wird um 120 Kilometer Höhe das extreme Ultraviolett (EUV) der Sonnenstrahlung absorbiert. Dies führt zu einer starken Erhitzung der Thermosphäre und der darüberliegenden Exosphäre. Da der UV-Anteil abhängig von der Sonnenaktivität stark schwankt, ergibt sich eine Spanne der resultierenden Temperaturen zwischen 600 und 2000 Kelvin.
Der Abfall der Luftdichte mit der Höhe erfolgt im Wesentlichen exponenziell. Dabei beschreibt die Skalenhöhe diejenige Höhe, innerhalb der die Luftdichte um den Faktor 1/e abnimmt. Diese Skalenhöhe hängt direkt von der Temperatur ab. Daraus ergibt sich, dass ausgehend von relativ konstanter Luftdichte am unteren Ende der Thermosphäre die Dichte darüber bei hoher Temperatur sehr viel langsamer abnimmt als bei niedriger Temperatur. Dies führt tageszeit- und sonnenaktivitätsbedingt oberhalb von 500 Kilometern Höhe zu Dichteschwankungen, die den Faktor 100 übersteigen können.
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Künstliche Satelliten
Das Problem hierbei ist, dass eine genaue Vorhersage der Sonnenaktivität über längere Zeiträume kaum möglich ist. Aufgrund des starken Einflusses auf die Dichte ergeben sich daraus Fehler in der Luftwiderstandsberechnung.
Eine zusätzliche starke Aufheizung der Thermosphäre kann geschehen, wenn geladene Teilchen des Sonnenwindes in das Erdmagnetfeld geraten. Diese Ereignisse dauern meist nur wenige Stunden, können aber zusätzlich eine starke Expansion der Thermosphäre bewirken. Die Vorhersage dieser Ereignisse ist ebenfalls schwierig.
Durch den exponenziellen Abfall der Luftdichte mit der Höhe nimmt ab etwa 90 Kilometern Höhe der Abstand zwischen den Molekülen so stark zu, dass es zu einer Entmischung der Komponenten kommt. Die molekularen Anteile von Stickstoff und Sauerstoff nehmen mit der Höhe ab. Ab etwa 300 Kilometern dominiert einatomiger Sauerstoff, und in noch größeren Höhen die leichten Atome Helium und Wasserstoff.
Die große freie Weglänge zwischen den Molekülen hat wesentlichen Einfluss auf die Satellitenaerodynamik. Da ab etwa 200 Kilometern Höhe die Kollision von Gasteilchen untereinander zu vernachlässigen ist, geschieht der Austausch kinetischer Energie zwischen Satellitenoberfläche und Atmosphäre gemäß Gesetzmäßigkeiten von Reflexion, Absorption und Reemission einzelner Teilchen [6]. Dabei haben die Geschwindigkeit des Satelliten, die Temperatur von Atmosphäre und Satellit sowie die molekulare Zusammensetzung von Atmosphäre und Satellitenoberfläche Auswirkungen auf den Luftwiderstandsbeiwert.
Während beispielsweise eine Kugel in der dichteren Atmosphäre im Hyperschall einen Widerstandsbeiwert von 0,92 aufweist, ergibt sich in einer niedrigen Erdumlaufbahn typischerweise ein Wert zwischen 2,05 und 2,2, in höheren Bahnen aber auch von 3 bis 4.
Auf die beschriebenen Effekte lässt sich zurückführen, warum es für Satellitenbahnen keine geschlossenen Theorien und fertigen Lösungen geben kann. Will man eine Verbesserung gegenüber SGP4
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erreichen, so kann man auf Grundlage der TLEs eine Extrapolation mit verbesserten Modellen und numerischen Verfahren durchführen. Damit wird auch eine Lebensdauerabschätzung oder die Prognose von Wiedereintrittsorten möglich. Ebenso können aus TLEs Struktur und Variabilität der Erdatmosphäre abgeleitet [7] oder die vorhandenen Atmosphärenmodelle verbessert werden [8].
Die Beschäftigung mit Satellitenbahnen ist empfehlenswert und bietet Gelegenheit, viel über Physik, deren Simulation, die dazu notwendigen Verfahren, über Datenanalyse, Modelle, deren Parameterbestimmung und nicht zuletzt auch über Raumfahrt und Geophysik zu lernen.
Literatur- und Internethinweise: [1] David A. Vallado, Paul Craw-
ford, Richard Hujsak, T. S. Kelso: Revisiting Spacetrack Report #3. American Institute of Aeronautics and Astronautics 2006 [2] Oliver Montenbruck, Eberhard Gill: Satellite Orbits. Models, Methods, and Applications. Springer Verlag 2000 [3] Nikolaos K. Pavlis, Simon A. Holmes, Steve C. Kenyon, John K. Factor: The development and evaluation of the Earth Gravitational Model 2008 (EGM2008). Journal of Geophysical Research, Vol. 117, B04406, doi:10.1029/2011JB008916, 2012
[4] J. M. Picone, A. E. Hedin, and D. P. Drob: NRLSMISE-00 Empirical Model of the Atmosphere: Statistical Comparisons and Scientific Issues. Journal of Geophysical Research, December 2001.
[5] Bruce R. Bowman, W. Kent Tobiska: A New Empirical Thermospheric Density Model JB2008 Using New Solar and Geomagnetic Indices. AIAA/AAS Astrodynamics Specialist Conference, 18-21 August 2008, Honolulu, Hawaii.
[6] Marcin D. Pilinski, Brian M. Argrow, Scott E. Palo, and Bruce R. Bowman: "Semi-Empirical Satellite Accommodation Model for Spherical and Randomly Tumbling Objects", Journal of Spacecraft and Rockets, Vol. 50, No. 3 (2013), pp. 556571. http://dx.doi.org/10.2514/1. A32348
[7] J. T. Emmert, J. M. Picone, and R. R. Meier: Thermospheric global average density trends, 1967-2007, derived from orbits of 5000 nearEarth objects. Geophysical Research Letters, Vol. 35, L05101, doi:10.1029/2007GL032809, 2008
[8] S. Casali, W. Barker: Dynamic Calibration Atmosphere (DCA) for the High Accuracy Satellite Drag Model (HASDM), AIAA/AAS Astrodynamics Specialist Conference and Exhibit, 5-8 August 2002, Monterey, California
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Künstliche Satelliten
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Bahnberechnungen von Satelliten mit den Two-Line Elements (TLE)
von K. Rohe
Zur Berechnung von Satellitenbahnen geht man häufig von den Kepler-Elementen aus, welche die Bahn für das Zweikörperproblem definieren. Diese lassen sich für einen Zeitpunkt berechnen, wenn für den Satelliten die Vektoren für Position und Geschwindigkeit bekannt sind (siehe [4] S. 119-128 oder Wikipedia-Artikel zum Thema ,,Bahnelemente"). Aus diesen lässt sich dann zumindest theoretisch Position und Geschwindigkeit des Satelliten für jeden Zeitpunkt berechnen. Beim Zweikörperproblem wird angenommen, dass die Welt nur aus dem Satelliten und einem homogenen, kugelförmigen Himmelskörper besteht, den er umläuft. Dies ist für reale Verhältnisse nur eine grobe Näherung. Auf einen realen Satelliten, der z.B. die Erde umkreist, wirken nicht nur die Anziehungskraft der Erde, sondern auch die Anziehungskräfte des Erdmonds, der Sonne, der übrigen Planeten des Sonnensystems, die Reibungskraft durch die Restatmosphäre bei niedrigen Umlaufbahnen, der Strahlungsdruck durch das Sonnenlicht und viele weitere Kräfte ein. Je nach Genauigkeitsanforderungen müssen einige oder alle dieser Einflüsse bei der Bahnberechnung berücksichtigt werden. Dies kann rechnerisch sehr aufwendig sein, vor allem, wenn man es für den größten Teil der bekannten künstlichen Satelliten und auch für den bekannten Weltraumschrott immer wieder durchführen muss. Das North American Aerospace Defense Command (NORAD) der USA und Kanada, gegründet 1958, dient der Weltraumüberwachung und der Warnung vor Angriffen mit Interkontinentalraketen. Zu diesem Zweck vermisst die NORAD möglichst alle künstlichen Objekte im Weltraum und führt die oben genannten Berechnungen auf Basis der Messwerte durch.
schen Rechenaufwand und notwendiger Genauigkeit dar. Die physikalischen Grundlagen und mathematischen Gleichungen, auf denen das Modell beruht, werden in [1] beschrieben, einschließlich einer Realisierung mit ,,FORTRAN IV".
In [3] wird es nochmals kommentiert und eine portable Implementierung in ,,C++" gegeben, die aus mittlerweile vielen vorhandenen Implementierungen in unterschiedlichen Programmiersprachen abgerundet wurde.
Tabelle 1: TLE für die ISS, Epoche 7. Januar 2017 14:27:41.093279 UTC
Tabelle 2: Beschreibung der Felder von Zeile 1 der TLEs in Tabelle 1
Tabelle 3: Beschreibung der Felder von Zeile 2 der TLEs in Tabelle 1
Um diese Rechenarbeit zu bewältigen, wurde ein analytisches mathematisches Modell für die Satellitenbahnen entwickelt, welches als ,,Simplified General Perturbation Model" (SGP) bezeichnet wird. Es stellt einen Kompromiss zwi-
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Künstliche Satelliten
1 ECI-Koordinatensystem, Quelle: https://en.wikipedia.org/wiki/Earth-centered_inertial
Für das SGP-Modell wird die Satellitenbahn durch Elemente definiert, die Ähnlichkeit mit den oben genannten Kepler-Elementen haben, die aber auf SGP zugeschnitten sind und als ,,TwoLine Elements" (TLE) bezeichnet werden. Die TLEs werden in einem standardisierten Textformat, in Form von zwei Zeilen (,,two lines") zur Verfügung gestellt. Für eine große Zahl von künstlichen Satelliten, die nicht der Geheimhaltung unterliegen, kann man sie von der Webseite www.space-track.org herunterladen.
Beschreibung der TLEs Der Aufbau der TLEs wird anhand des Beispiels in Tabelle 1 beschrieben. Für heutige Verhältnisse sieht es etwas gewöhnungsbedürftig aus. Man sollte allerdings bedenken, dass es zu einer Zeit entstanden ist, als noch Lochkarten mit 80 Spalten genutzt wurden und Haupt- und Plattenspeicher bei Computern sehr teuer waren. Die eigentlichen TLEs befinden sich im grau unterlegten Bereich von Tabelle 1. Die Kästchen enthalten Spaltennummern und sind zur Orientierung eingefügt, um die Beschreibung der Spalten in Tabellen 2 und 3 besser zuordnen zu können.
Die erste Zeile der TLEs enthält Informationen, welche den Satelliten eindeutig identifizieren, den Zeitpunkt, ab wann die TLEs gültig sind (Epoche) sowie Parameter, welche zur Berechnung der Reibungskraft und der daraus resultieren-
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den Änderung der großen Halbachse der Bahn im SGP-Modell benutzt werden. Die zweite Zeile enthält die Kepler-Elemente. Aus dem Wert in den Spalten 53 bis 63 lässt sich entnehmen, dass die ISS für die gegebene Epoche eine Umlaufzeit von 24 Stunden/15,5402176 = 1,54438 Stunden, also ungefähr 92 Minuten benötigt. Aus diesem Wert kann auch die Länge der großen Halbachse der Bahn berechnet werden (siehe [4] S. 104 bis 105). Der Wert in Zeile 64 bis 68 gibt laut Spezifikation die Zahl der Umläufe seit dem Start des Satelliten an. Er ist fünfstellig und kann daher die Zahl der Umläufe seit dem Start für Satelliten wie z.B. der ISS, die seit mehr als 18 Jahren im Orbit ist, nicht richtig darstellen. Er sollte daher mit Vorsicht betrachtet werden.
Die TLEs werden aus vielen Messungen von Position und Geschwindigkeit des Satelliten gemittelt und sind aus den vorstehend genannten Gründen nur begrenzte Zeit gültig. Für Satelliten mit niedrigen Umlaufbahnen, wie die Internationale Raumstation (ISS), sind es sogar nur einige Tage. Die TLEs sind auf das SGP-Modell zugeschnitten und können für Software, die auf anderen Modellen basiert, nicht benutzt werden.
Zur Berechnung der Positions- und Geschwindigkeitsvektoren eines Satelliten mit dem SGP-Modell für einen bestimmten Zeitpunkt, gegeben in UTC, benötigt
man die gültigen TLEs. Der Positionsund Geschwindigkeitsvektor, den das Modell daraus berechnet, bezieht sich auf ein kartesisches Koordinatensystem, welches als ,,Earth-centered inertial" (ECI) bezeichnet wird (siehe [4] S. 159 bis 166). Der Ursprung liegt im Massenmittelpunkt der Erde, die xy-Ebene fällt mit der Äquatorebene zusammen. Die z-Achse steht senkrecht dazu und geht durch den Nordpol. Die x-Achse zeigt ständig in eine fixe Richtung bezüglich der Himmelskugel, z.B. in die Richtung des Frühlingspunktes; dieses Koordinatensystem folgt daher nicht der täglichen Rotation der Erde! Benötigt man z.B. die geografischen Koordinaten des Fußpunktes des Satelliten (kleiner schwarzer Kreis in Abb. 1), so müssen die mit dem SGP-Modell berechneten Koordinaten (ECI) in das Koordinatensystem transformiert werden, welches mit der Erde rotiert. Solche Systeme werden als ,,Earth Centered Earth Fixed" (ECEF) bezeichnet.
Ein Beispiel für ein solches System ist WGS84, das von den meisten GPS-Geräten unterstützt wird. In [5] wird detailliert beschrieben wie man die vom SGPModell gelieferten ,,ECI"-Koordinaten in ,,ECEF"-Koordinaten transformiert.
Programme zum Berechnen von Satellitenbahnen mit TLEs Auf der Internetseite http://celestrak. com/software/vallado-sw.asp wird der Source-Code für SGP in den Programmiersprachen C++, FORTRAN, Java, MATLAB und Pascal zur Verfügung gestellt, einschließlich Daten für Testfälle. Die Programme sind reine Implementierungen des SGP-Modells, d.h. sie bieten üblicherweise keine Funktionen an, um die ,,ECI"-Koordinaten in andere, für Satellitenbeobachter interessante Koordinatensysteme wie z.B. WGS84 oder das Horizontsystem umzurechnen.
Die Internet-Seite CalSky (www.calsky. com) nutzt das SGP-Modell. Hier kann man sich mit Angabe seiner Email-Adresse und den geografischen Koordinaten seines Wohnortes registrieren und wird dann per Email benachrichtigt, wenn Satelliten oder die ISS visuell beobachtet werden können.
,,Gpredict" (http://gpredict.oz9aec.net/) ist eine freie Software, die die TLEs der
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eingestellten Satelliten automatisch aktualisiert. Sie kann z.B. die Bodenspur von Satelliten in ,,Quasi-Echtzeit" auf dem Bildschirm darstellen. Das Programm ist für die Betriebssysteme Unix, Linux, Mac OS und Windows verfügbar. ,,CalSky" und ,,Gpredict" sind Beispiele für Satellitenbeobachtungssoftware, die ohne Programmierkenntnisse benutzt werden kann. Wer selbst Software für die Satellitenbeobachtung entwickeln möchte und eine einfach zu benutzende Bibliothek sucht, sollte sich mal ,,Skyfield" anschauen. ,,Skyfield" (http://rhodesmill. org/skyfield) ist eine reine Python-Bibliothek für allgemeine astronomische Berechnungen, mit der man auch die Positionen von Satelliten auf Grundlage des SGP-Modells und TLEs berechnen kann. Es besitzt außerdem einfach zu benutzende Funktionen, um die vom SGPModell gelieferten Koordinaten in andere astronomisch interessante Koordinatensysteme wie z.B. in das Horizontsystem zu transformieren. ,,Skyfield" ist damit gut geeignet, um z.B. Teleskop- oder
Antennensteuerungen für die Satellitenverfolgung mit dem Raspberry-Pi zu entwickeln, da dessen bevorzugte Programmiersprache Python ist.
Weitere Links zu Software zur Satellitenbahnberechnung mit TLEs sind unter https://celestrak.com/software/satellite/ sat-trak.asp zu finden.
Zusammenfassung TLEs und das SGP-Modell sind ein DeFacto-Standard für die Berechnung von Satellitenbahnen. Das Modell stellt einen guten Kompromiss zwischen Genauigkeit und Rechenaufwand dar. Es ist gut dokumentiert und die Grundlage von vielen frei verfügbaren nützlichen Programmen, die sehr nützlich für Leute sind, die sich mit Satellitenbeobachtung befassen oder in dieses interessante Thema einsteigen wollen.
Internet- und Literaturhinweise: [1] Felix R. Hoots, Ronald L. Roehrich
(1980): Spacetrack Report No. 3
Models for Propagation of NORAD Element Sets, Department of Defense, https://celestrak.com/NORAD/ documentation/spacetrk.pdf [2] T. S. Kelso: Sammlung von Artikeln aus der Zeitschrift ,,Satellite Times, 1994-1998" über künstliche Erdsatelliten zu den Themen Bahnberechnung, Bahnbestimmung, Koordinatensysteme, TLEs etc., https://celestrak.com/columns/ [3] David A. Vallado, Paul Crawford, Richard Hujsak, T. S. Kelso (2006): Revisiting Spacetrack Report #3, AIAA 2006-6753, www.celestrak. com/publications/AIAA/20066753/ [4] David A. Vallado (2007): Fundamentals of Astrodynamics and Applications 3rd Edition, Springer, ISBN 978-0387-71831-6 [5] Narayan Panigrahi, Raj Gaurav (2015): Tracking satellite footprints on Earth's surface, Coordinates, Volume XI, Issue 02, Seite 23-28, http://mycoordinates.org
Visuelle Beobachtung der ISS per Teleskop
von Alexander Geiss
Was ich vor Jahren aus Neugierde ausprobierte, wiederhole ich seither immer wieder. Denn das schier Unglaubliche passiert, wenn man es nur versucht: Die Internationale Raumstation ist trotz ihrer Flughöhe von über 400 Kilometern tatsächlich als detailliertes Objekt visuell erkennbar. Dabei erreicht sie scheinbare Größen, die an die des Jupiters heranreichen und überschreitet sie sogar nicht selten.
Durch ihre schnelle Bewegung am Himmel aus westlicher Richtung kommend, ist ein Aufsuchen per Aufsuchkarte [1] abends bei niedrigen Höhen über dem Horizont und geringer Vergrößerung (bis zu 50-fach) entscheidend, so dass zwischen Finden im Sucher und Wechsel für den Anblick im Okular eine Bewegung von nur wenigen Bogenminuten stattfindet, während permanent von Hand nachgeführt wird.
Wenn das gelungen ist, wird die/der Beobachter(in) mit einem spektakulären Anblick belohnt. Natürlich ist eine ruhige Platzierung im Bildfeld nicht möglich, insbesondere wenn mit zunehmender Höhe die scheinbare Bewegung immer mehr Schwierigkeiten bereitet, das Zielobjekt dauerhaft im Gesichtsfeld zu behalten. Dennoch ist ein Erkennen einiger Details möglich, was unweigerlich Begeisterung hervorruft - Lautäußerungen nicht ausgeschlossen. Man muss es einfach mal versuchen!
Internethinweis: [1] www.heavens-above.com
1 Die Internationale Raumstation ISS am 8. Februar 2017 um
19.29 Uhr - gesehen in einem 6-Zoll-Newton mit 50-facher Vergrößerung und Graufilter
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Künstliche Satelliten
Von Weltraumträumen und Satelliten
von Regina Umland
Die Entdeckung der Jupitermonde durch Galilei Galileo im Jahre 1610 war die erste Beobachtung von astronomischen Objekten, die sich ganz offensichtlich nicht um die Erde drehten. Das war ein Argument gegen das geozentrische und für das heliozentrische Weltbild. Galilei nannte die vier Jupitermonde noch Sidera Medicea (,,Mediceische Gestirne").
Johannes Kepler bestätigte Galileos Entdeckungen mit seiner 1611 in Frankfurt veröffentlichten Schrift ,,Narratio de observatis a se quatuor Iovis Satellitibus erronibus" (,,Bericht über die vier von ihm beobachteten umherirrenden Begleiter des Jupiter") und unterstützte damit Galileis Schlussfolgerungen. In dieser Schrift wurde zum ersten Mal das lateinische Wort satelles (im Plural: satellites) für diese Art von Himmelskörpern verwendet. Christiaan Huygens verwendete in seiner Veröffentlichung ,,Systema Saturnium" von 1659 für den von ihm entdeckten Saturnbegleiter Titan dann als Erster das Wort ,,Luna" (Mond).
Im 18. Jahrhundert wurden Monde auch als ,,Nebenplaneten" bezeichnet, zur Unterscheidung von den ,,Hauptplaneten".
In unserer heutigen Zeit haben sich viele Bedeutungen für ,,Satellit" eingebürgert. Zunächst die astronomische Bedeutung: Ein Satellit ist ein natürliches astronomisches Objekt, das sich in einer Umlaufbahn um ein anderes Objekt (z.B. einen Planeten, einen Asteroiden, eine Galaxie) befindet. Natürliche Satelliten von Planeten und kleineren Objekten werden auch als ,,Monde" oder ,,Trabanten" bezeichnet.
In der Raumfahrt gibt es die künstlichen Satelliten, deren geschichtliche Anfänge in diesem Beitrag kurz erörtert werden sollen.
Vorreiter für den Wettlauf ins All wurde das Internationale Geophysikalische Jahr (1. Juli 1957 bis 31. Dezember 1958). Eigentlich sollte 25 Jahre nach dem letz-
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1 Sputnik 1 (Quelle: NASA)
ten Polarjahr (1932/1933) ein weiteres folgen, doch die Initiativen von Wissenschaftlern erreichten, dass das Projekt schließlich auf den ganzen Globus ausgedehnt wurde.
Als Folge des Kalten Krieges gab es zwischen den einzelnen Ländern kaum internationalen Austausch von Daten (z.B. in der Meteorologie). Somit kann man das Internationale Geophysikalische Jahr durchaus als Durchbruch zugunsten der Wissenschaftskommunikation bezeichnen. Das wissenschaftliche Programm umfasste den gesamten Globus, aber auch den erdnahen Weltraum, denn die Fortschritte in der Raketentechnik ließen diesen Schritt nun zu. Vor allem der Wunsch nach mehr Informationen über die oberen Atmosphärenschichten spielte hier eine große Rolle.
Bereits am 29. Juli 1955 ließ US-Präsident Dwight D. Eisenhower verkünden, dass er als nationalen Beitrag der USA zum Internationalen Geophysikalischen
Jahr einen Erdsatelliten in Auftrag geben werde. Eisenhower wollte damit den wissenschaftlichen Charakter der Weltraumforschung betonen. Mögliche, grundsätzliche Differenzen mit der Sowjetunion, aber auch mit anderen Staaten (z.B. Überflugrechte) sollten somit entschärft werden.
Während des Kalten Krieges war diese Ankündigung natürlich eine Herausforderung an die Sowjetunion, die vier Tage später ebenfalls verkündete, einen Satelliten starten zu wollen. Die Sowjets schafften es schließlich, am 4. Oktober 1957 mit Sputnik 1 den ersten Satelliten um die Erde kreisen zu lassen.
In der Nacht vom 4. auf den 5. Oktober 1957 empfing Heinz Kaminski (1921- 2002) an der von ihm 1946 gegründeten Sternwarte Bochum Funksignale aus dem Weltall. Es war die erste und einzige westeuropäische Stelle, die damit auch den Beleg für die Existenz von Sputnik 1 lieferte. Wenige Wochen später,
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am 3. November 1957, startete Sputnik 2 mit der Hündin ,,Laika" an Bord. Der ,,Sputnikschock" machte schlagartig deutlich, dass die Sowjetunion im Hinblick auf die weitere Entwicklung ihrer Raumfahrt technologisch den Vereinigten Staaten von Amerika mindestens ebenbürtig, wenn nicht sogar einen Schritt voraus war.
Zu dieser Zeit existierte die ,,National Aeronautics and Space Administration" (NASA) noch nicht. Sie nahm erst am 1. Oktober 1958 ihre Arbeit auf. Deshalb gab es in den USA drei konkurrierende Projekte:
- ein Projekt der US Air Force bezüglich der zu diesem Zeitpunkt noch nicht existierenden Atlas-Interkontinentalrakete
- ein Projekt der US Army, geleitet von Wernher von Braun, das innerhalb der US-Armee die Jupiter-C-Trägerrakete entwickelte
- das Projekt ,,Vanguard", eine neue Rakete des Naval Research Laboratory der US-Navy unter der Leitung von John P. Hagen. Die entsprechenden Satelliten (1 bis 3) wurden ebenfalls als Vanguard bezeichnet.
Der kleine Vanguard 1 sollte ursprünglich der erste künstliche Satellit der USA werden. Zum Zeitpunkt des SputnikStarts war das Vanguard-Projekt eigentlich noch nicht startbereit. Am 6. Dezember 1957 versuchten die USA mit einem vorgezogenen Start eine Antwort auf den ,,Sputnikschock". Der Start endete jedoch in einem Desaster: Die bis dahin noch nie vollständig getestete Trägerrakete explodierte beim Start noch auf der Startrampe vor den Augen von Millionen von Fernsehzuschauern. Nach diesem Fehlstart erreichte Wernher von Braun auf sein Drängen hin die Erlaubnis, einen Satelliten in die Erdumlaufbahn zu starten.
Der erste Satellit der USA war Explorer 1 und der dritte Satellit überhaupt nach Sputnik 1 und 2. Der Start erfolgte am 1. Februar 1958 um 3:48 Uhr GMT bzw. UTC (Ortszeit in Cape Canaveral: 31. Januar 1958 um 22:48 Uhr).
Explorer 1 war deutlich kleiner und leichter als der sowjetische Sputnik, lie-
2 Vanguard 1 (Quelle: NASA)
ferte jedoch zahlreiche Messdaten über die Ionosphäre, die auf einen Strahlungsgürtel (später ,,Van-Allen-Gürtel" benannt) rings um die Erde schließen ließen. Mit späteren Explorer-Starts wurde der Strahlungsgürtel genauer erforscht und erwies sich somit als gefährlich für die bemannte Raumfahrt, deren Vorplanungen schon länger liefen.
Explorer 1 wurde zum Stammvater einer langen Reihe von Forschungssatelliten mit der Bezeichnung ,,Explorer" - auch heute wird die Nummerierung fortgesetzt, wenn auch die Satelliten seit 1975 mit ihren Projektnamen bekannt gemacht wurden. Stand Juni 2013 gab es 94 Explorer-Missionen und somit ist die Explorer-Serie die älteste Typenreihe der amerikanischen Raumfahrt.
Der Start des (ursprünglich ersten) USSatelliten Vanguard 1 verschob sich auf den 17. März 1958. Wegen seiner geringen Größe wurde er - insbesondere von sowjetischer Seite - auch ,,PampelmusenSatellit" genannt. Vanguard 1 war für die damalige Zeit hochentwickelt: So war er als erster Satellit überhaupt mit Solarzellen ausgestattet. Dank dieser neuartigen Energieversorgung konnte er wesentlich länger Signale zur Erde senden als andere Satelliten. Als Vanguard 1 ins All geschossen wurde, berechneten die Wissenschaftler seine Lebensdauer mit rund 200 Jahren. Neuere Erkenntnisse deuten jedoch auf eine wesentlich längere Ver-
weildauer des Satelliten hin. Damit ist er der älteste Satellit, der sich noch in einer Umlaufbahn um die Erde befindet, und die Messung seiner Umlaufbahn vom Boden aus erlaubt Rückschlüsse auf das Langzeitverhalten von Satelliten.
Es würde hier zu weit führen, alle Satelliten aufzuführen. Dazu gibt es reichlich Literatur und Internetquellen. Das Büro der Vereinten Nationen für Weltraumfragen verwaltet seit 1962 den ,,Index of Objects Launched into Outer Space", ein Verzeichnis aller Satelliten, die jemals in den Weltraum transportiert wurden [1].
Des Weiteren sind Berichte und Anzahl der Aufklärungs- und Spionagesatelliten logischerweise nur unvollständig bzw. überhaupt nicht zu erhalten.
Ein kurzer Exkurs zu den Folgen des "Sputnikschocks" Die große Medienwirkung kam selbst für die sowjetischen Machthaber überraschend und wurde dann propagandistisch eingesetzt, um die Überlegenheit des Kommunismus über den Kapitalismus zu demonstrieren. Nur vier Jahre nach Sputnik 1, 1961, wurde mit Juri Gagarin (1934-1968) der erste Mensch in den Weltraum geschossen, wiederum ein Schock für die USA, die jetzt mit aller Macht versuchten, beim Wettlauf ins All die technologische Überlegenheit zurückzuerlangen.
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Künstliche Satelliten
3 Telstar 1 (Quelle: NASA)
Der ,,Sputnikschock" führte deshalb auch zu einer Reformierung des US-amerikanischen Bildungssystems. Besonders im naturwissenschaftlichen Bereich schien Nachholbedarf zu bestehen, da die Sowjetunion - laut Meldungen in US-amerikanischen Zeitschriften - die doppelte bis dreifache Anzahl an Ingenieuren ausbildete. Letztendlich führten all diese Maßnahmen im Jahr 1958 zur Gründung der NASA.
,,Bildungskatastrophe" wurde in der Bundesrepublik Deutschland das Schlagwort für den Zustand des Bildungswesens in den 1960er-Jahren. Den Begriff prägte Georg Picht (1913-1982). Vor allem wurden die niedrige Quote an Abiturienten angeprangert und - wie in den USA - auch in der naturwissenschaftlichen Bildung Defizite festgestellt. Eine grundlegende Reform des Schulsystems und der Erwachsenenbildung waren eine der Forderungen.
Kein Wunder also, dass in der Bundesrepublik Deutschland das Interesse an naturwissenschaftlichen Themen und Raumfahrt erwachte und gezielt geför-
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dert wurde. Heinz Haber wurde in den 1960er- und 1970er-Jahren der bekannte ,,Fernsehprofessor" und produzierte mehrteilige, naturwissenschaftliche Serien im deutschen Fernsehen.
Navigation ist alles Transit war das erste Satellitennavigationssystem der Welt und Vorgänger des US-amerikanischen GPS. Transit wurde ab 1958 von der US-Marine zunächst unter der Bezeichnung Navy Navigation Satellite System (NAVSAT) entwickelt, ab 1964 militärisch und ab 1967 auch zivil genutzt. Der Satellit Transit 1B wurde am 13. April 1960 gestartet. In der Endphase des Betriebs bestand die Konstellation aus sechs Satelliten. Transit 4A, gestartet 1961, war das erste mit Nuklearenergie betriebene Raumfahrzeug. Erstmals wurde ein Radioisotopengenerator (RTG) im Weltraum eingesetzt.
Ein ,,Global navigation satellite system" (GNSS - globales ziviles Satellitennavigationssystem) diente zur Positionsbestimmung und Navigation auf der Erde und in der Luft durch den Empfang der Signale von Navigationssatelliten. Darü-
ber hinaus wurden Pseudoliten verwendet: erdgebundene Sender, die Signale aussandten und diejenigen eines Satelliten nachahmten. GNSS steht für bestehende und künftige globale Satellitensysteme wie z.B.: - NAVSTAR GPS (Global Positioning
System - USA) - GLONASS (GLObal NAvigation Satelli-
te System - Russische Föderation) - Galileo (Europäische Union) - Beidou (,,Großer Bär" - China)
Heute beruhen die meisten Navigationssysteme auf dem US-amerikanischen GPS-Satellitennavigationssystem. Es ist als Begriff zum Synonym von Navigationssystemen allgemein geworden.
Der erste GPS-Satellit erreichte am 22. Februar 1978 eine Umlaufbahn in 20.200 Kilometern Höhe und 63 Grad Bahnneigung. Um vor allem potenzielle militärische Gegner von einer genauen Positionsbestimmung auszuschließen, wurde die Genauigkeit für Benutzer, die keinen Code-Schlüssel besaßen, künstlich verschlechtert. Am 2. Mai 2000 wurde diese künstliche Ungenauigkeit der Satelliten abgeschaltet. Seitdem kann das System zur präzisen Positionsbestimmung genutzt werden. Dies führte unter anderem zum Aufschwung der Navigationssysteme in Fahrzeugen und im Außenbereich, da der Messfehler nun in mindestens 90 Prozent der Messungen weniger als zehn Meter betrug.
In Russland begann im Jahr 1972 die Entwicklung des GLONASS-Systems. Die ersten drei Satelliten starteten am 12. Oktober 1982, am 24. September 1993 erklärte man das System offiziell als betriebsbereit.
Zum Abschluss soll noch ein Satellit vorgestellt werden, der für den Eintritt in das weltweite Kommunikationsnetz stand: Am 10. Juli 1962 wurde Telstar 1 als erster kommerzieller Nachrichtensatellit der Welt ins All geschossen. Bereits am 23. Juli 1962 wurde die erste LiveFernsehübertragung zwischen den USA und Europa mit einer Rede des damaligen US-Präsidenten John F. Kennedy ausgestrahlt, im deutschen Fernsehen moderiert vom ,,Fernsehprofessor" Heinz Haber. Da Telstar 1 keine geostationäre Umlaufbahn hatte, konnte die Verbin-
Die Schönheit -- der Wahrheit
-- Verblüffende Erkenntnisse: Warum ist das Universum so elegant aufgebaut?
-- Zusammenhang von Harmonie und Wahrheit in Wissenschaft, Kunst und Kultur
-- Ein historischer Streifzug mit brisanter Aktualität
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dung nicht länger als 20 Minuten aufrechterhalten werden.
Der Satellit versagte bereits im Februar 1963 infolge eines außeratmosphärischen Atombombenversuchs mit dem Codenamen ,,Starfish Prime", den die USA einen Tag vor dem Start von Telstar 1 am 9. Juli 1962 ausgelöst hatten. Der durch Starfish Prime ausgelöste elektromagnetische Puls war weit stärker als erwartet. Freigesetzte Röntgenstrahlung führte zu einer mehrere Jahre lang nachweisbaren Ionisation der Magnetosphäre, wodurch viele Satelliten funktionsuntüchtig wurden, darunter eben auch Telstar 1.
Als vollkommen funktionsuntüchtiges Objekt befindet er sich als sogenannter Weltraummüll immer noch im Weltraum. Dieses Thema wird für die Zukunft der Raumfahrt eine ganz entscheidende Rolle spielen; ebenso natürlich auch die Möglichkeiten von Zusammenstößen ausgedienter Satelliten mit funktionsfähigen Satelliten sowie mit der Raumstation. In ,,Satelliten erforschen den Weltraum" [2] wiesen bereits im Jahre
1956 die beiden Autoren Erik Bergaust und William Beller auf die beiden Seiten der Raumfahrt hin: ,,Erdsatelliten werden die ersten Raumfahrzeuge überhaupt sein. ... Ihre Bedeutung ist ohne weiteres mit dem ersten Dampfschiff im Jahre 1802, der ersten Eisenbahn im Jahre 1825 und dem ersten Flugzeug im Jahre 1903 zu vergleichen. Jede dieser einschneidenden Erfindungen hat das Leben der Menschheit entscheidend verändert. Die Raumfahrt wird wahrscheinlich ähnliche Ergebnisse zeitigen. Die um die Erde kreisenden Flugkörper dürften so ziemlich alle Gebiete menschlicher Betätigung beeinflussen, sei es, dass sie die Entdeckung neuer Heilmittel fördern oder dass sie eine vollkommen neue Literatur hervorbringen oder das Entstehen neuer Philosophien anregen. Sie können letztlich den Weltfrieden bringen, aber auch das Chaos."
Internet- und Literaturhinweise: [1] United Nations: Register of Objects
Launched into Outer Space (www. unoosa.org)
[2] Erik Bergaust, William Beller: Satelliten erforschen den Weltraum. Krausskopf Verlag, Wiesbaden, 1956
[3] Eugen Reichl: Satelliten seit 1957. Motorbuch Verlag, Stuttgart
[4] Wernher von Braun: Start in den Weltraum: ein Buch über Raketen, Satelliten und Raumfahrzeuge; Fischer Verlag, Frankfurt a. M., 1958
[5] Schlüsselbegriffe bei ,,wikipedia" (.de, .en)
[6] Schlüsselbegriffe bei NASA.gov
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Künstliche Satelliten
Satellitentracking an der Bayerischen Volkssternwarte München
von Klaus Nagel
Erstes Projekt Schon seit fast zwanzig Jahren werden an der Bayerischen Volkssternwarte München Satelliten verfolgt, beobachtet und fotografiert. Die Sternfreunde Josef Huber und Tobias Lindemann begannen im Jahr 1998 das 16-zöllige CassegrainSpiegelteleskop auf der azimutalen Montierung XL200 für das Tracking aufzurüsten: Ein PC wurde angeschlossen, Software besorgt und Sucherkameras für die Bahnkorrektur montiert.
Bei der Verfolgung wurde das Sucherbild auf einem Monitor beobachtet; mit Maus oder Trackball versuchte man, über Korrektursignale das Satellitenbild ins Zentrum zu bringen. Schon mit dieser Halbautomatik gelangen gute Aufnahmen der ISS. Beschreibungen und Ergebnisse dieser frühen Version findet man im Netz unter www.iss-tracking.de.
80-cm-Spiegel 2004 lieferte die Firma Philipp Keller Astro Optik ein 80-Zentimeter-Cassegrain-Nasmyth-Spiegelteleskop mit acht Metern Brennweite auf azimutaler Montierung (Abbildung 1).
Bei dieser Bauart wird das vom hyberbolischen Sekundärspiegel reflektierte Licht vor dem Hauptspiegel seitlich abgelenkt. Der Okulartubus liegt in der Achse der Höheneinstellung; dadurch befindet sich das Okular stets in gleicher Höhe, bequem für den Einblick. Um die Erdrotation zu kompensieren, müssen bei azimutalen Montierungen beide Achsen mit ständig angepassten Geschwindigkeiten angetrieben werden. Das mitgelieferte Programm ,,Autoslew" steuert die Motoren. Es läuft auf einem PC im Kontrollraum, welcher sich auf der Beobachtungsplattform mit Blick auf das Teleskop befindet.
Tracking mit dem 80-er Obwohl es nicht dazu vorgesehen ist, reizte es uns, dieses große Gerät für die Satellitenverfolgung einzusetzen. Im normalen Betrieb dreht es sich einmal am Tag, doch positioniert wird mit viel höheren Geschwindigkeiten. Beim Tra-
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1 Das 80-cm-Spiegelteleskop der Bayerischen Volkssternwarte München.
cking bewegen wir es mit bis zu fünf Grad pro Sekunde im Azimut. Führt die Bahn nahe am Zenit vorbei, ändert sich der Azimutwinkel sehr schnell; beim Zenitdurchgang sogar schlagartig um 180 Grad. Darum ist eine Verfolgung nur bis in etwa 80 Grad Höhe möglich, danach übersteigt die Azimutgeschwindigkeit die Grenzgeschwindigkeit des Teleskops.
Das Konzept Seit 2002 bin ich Mitglied der Sternwarte. Bereits kurze Zeit später bot ich mich an, die Trackingsoftware ,,Sat80" zu schreiben. Um das teure Gerät nicht durch einen Softwarefehler in Gefahr zu bringen, läuft ,,Sat80" auf einem getrennten Rech-
ner (Sat-Rechner). Die Verantwortung für den sicheren Betrieb liegt demnach weiterhin beim Steuerprogramm ,,Autoslew". Es verhindert, dass das Teleskop in den Boden oder über den Zenit hinaus fährt oder dass es mehrere Umdrehungen in einer Richtung macht und die Kabel abreißen. Auf dem Steuerrechner läuft neben ,,Autoslew" auch das Astronomieprogramm ,,The Sky". Beide hängen an zwei seriellen Schnittstellen, die durch ein Kabel miteinander verbunden sind. Für das Tracking wird ,,Autoslew" von ,,The Sky" getrennt und stattdessen mit ,,Sat80" auf dem ,,Sat-Rechner" verbunden. Als Steuerungssoftware dient das Programm ,,ACP".
Künstliche Satelliten
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Satellitenbahnen In erster Näherung sind Satellitenbahnen Kepler-Ellipsen, aber durch die Erdnähe sind sie viel stärker gestört als Planetenbahnen. Ursachen sind vor allem die Abplattung und Inhomogenität des Erdkörpers, der Einfluss von Mond und Sonne, Reibungsverluste an der Atmosphäre und bei kleinen Satelliten auch der Strahlungsdruck. Wegen der Störungen wird davon abgeraten, die Bahnen selbst zu berechnen. Wir benutzen Module aus der Bibliothek ,,libastro". Es heißt, alle Bahnberechnungsprogramme stammten von einem Fortran-Programm ab, das um das Jahr 1980 herum entwickelt wurde. Die Bahnparameter werden als sogenannte Two-Line Elements (TLEs) im Internet bereitgestellt.
Es handelt sich um zwei Zeilen, dicht gepackt mit Zahlen. Man erkennt noch das Lochkartenformat. Diese Daten enthalten neben den Kepler-Elementen auch die Werte für deren Veränderungen und werden teils mehrmals täglich neu berechnet und ausgegeben. Two-Line Elements der meisten Satelliten findet man zum Beispiel bei www.celestrak.com/ NORAD/elements, eine Auswahl auch unter www.heavens-above.com.
Programmkonzept ,,Sat80" wurde als C-Programm unter Linux entwickelt, weil damit die größte Erfahrung bestand. Eine grafische Oberfläche macht die Bedienung übersichtlich und einfach. Diese wird mit dem Toolkit
,,Glade für GTK+" (,,Gimp Tool Kit") erzeugt. Für ein zügiges, ruckfreies Nachführen des Teleskops laufen die Steuerbefehle mit höchster Priorität. Das wird durch einen eigenen Thread erreicht, der nur das Berechnen und Übertragen von Steuerdaten übernimmt, und einem weiteren Thread für Ein- und Ausgaben sowie für die Verwaltung der Oberfläche. Der zweite Thread läuft nur, wenn der erste wartet, nachdem er seine Daten ermittelt und an ,,Autoslew" übergeben hat. Aus den früheren Erfahrungen wussten wir, dass das Nachfahren der berechneten Bahn nicht ausreicht und verbessert werden muss. Dazu wertet ,,Sat80" das Bild einer Sucherkamera automatisch aus und berechnet die Korrektur für die Bewegung des Teleskops aus der Abweichung des Satelliten vom Bildzentrum.
Geplanter Ablauf Ursprünglich war der nachfolgend zusammengefasste Ablauf vorgesehen: - Ein Katalog von TLEs wird aus dem In-
ternet geladen. - Der zu beobachtende Satellit wird aus-
gewählt. - Für jede Sekunde des Verfolgungszeit-
raums werden Azimut und Höhe gespeichert. - Das Teleskop fährt vor die Startposition. - Im Sekundentakt wird aus der Fernrohrposition und dem nächsten berechneten Satellitenort die erforderliche Geschwindigkeit ermittelt und an ,,Autoslew" übergeben. - Das Sucherbild mit dem Satelliten wird
automatisch ausgewertet und zur Korrektur der Teleskopgeschwindigkeit benutzt.
Implementierung Beim Implementieren musste der Plan an einigen Stellen verändert werden. Für die Satellitenörter wird zweckmäßig Azimut und Höhe verwendet und dazu ließen wir ,,ACP" erweitern. Leider wurde dazu in Rektaszension und Deklination umgerechnet und dann mit diesen Werten und vorhandenen Befehlen das Ziel angefahren. Dieses wich dann leicht ab, weil sich während der Positionierzeit auch der Himmel etwas gedreht hatte. Zur Abhilfe wurde dreimal hintereinander die Position angefahren, bei jedem Schritt verringerten sich sowohl Positionierzeit als auch Fehler.
Schwerwiegender war, dass die Fernrohrposition nicht schnell genug auszulesen war. Die Zeit sowie jede der beiden Koordinaten mussten mit einem separaten ,,ACP"-Kommando abgerufen werden. Das brachte Verzögerungen von bis zu 100 Millisekunden mit sich. Damit war die Ausrichtung des Teleskops nicht genau genug bekannt, um die Geschwindigkeiten für den nächsten Sekundenschritt zu berechnen. Nach einigen Versuchen stellten wir fest, dass die berechnete Bahn sehr genau eingehalten wird, wenn man nur die theoretischen Geschwindigkeiten im Sekundentakt sendet, ohne die Position des Teleskops auszulesen. Ursprünglich befürchteten wir, dass in diesem Fall
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Künstliche Satelliten
2 Die grafische Oberfläche des Programms ,,Sat80".
3 Die ISS am 9. Februar
4 Zusammenstellung mehrerer Bilder der ISS. Wäh-
2008, kurz vor dem An-
rend ihres Überflugs ändert sich die Perspektive.
docken der Raumfähre
Ein Modell der ISS erklärt die sichtbaren Kompo-
Atlantis.
nenten (Bildautor: Tobias Lindemann).
die Abweichungen zu stark kumulieren. Weitere Änderungen am Plan waren jedoch nicht erforderlich.
Stand Das Programm umfasst über 4000 Zeilen und läuft mit kleinen Verbesserungen seit 2006. So wurde eine zweite Sucherkamera mit kleinerer Brennweite und größerem Gesichtsfeld angeschlossen, um bei
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Verlust des Satellitenbildes, etwa durch Wolken, den Satelliten durch manuelles Eingreifen leichter einfangen zu können. Zwischen den beiden Sucherbildern kann mit einem Tastendruck schnell hin und her gewechselt werden.
Der Ablauf erfolgt im Wesentlichen wie geplant. Die Two-Line Elements von etwa 15.000 Satelliten werden zweimal
täglich automatisch aus dem Internet geholt und in eine Katalogdatei geschrieben. Beim Start von ,,Sat80" wird der Katalog eingelesen und dann der zu beobachtende Satellit ausgewählt. Für jede Sekunde des Überflugs werden Azimut und Höhe berechnet. Die theoretische Bahn wird angezeigt, ein Mausklick auf die Bahn setzt die Anfangsposition. Nach einem Knopfdruck auf ,,Go" fährt das Teleskop in diese Position und wartet bis fünf Sekunden vor der berechneten Anfangszeit. Es startet dann und beschleunigt derart, dass es mit richtiger Geschwindigkeit den Satelliten einfängt. Da es immer kleine Abweichungen geben kann, bedingt durch Bahnkorrekturen, Uhrenfehler oder veraltete TLEs, muss durch einen Mausklick der Satellit bestätigt werden. Dann setzt die automatische Korrektur ein.
Abbildung 2 zeigt die grafische Oberfläche. Links wird die theoretische Bahn angezeigt, mit Anfangsposition, Satellitenort und Teleskopposition. Markiert werden die Teile der Bahn, die im Erdschatten liegen oder in denen wegen zu hoher Winkelgeschwindigkeit die Verfolgung nicht möglich ist. Rechts ist das Bild der Sucherkamera.
Vor dem Tracking lassen sich die Sucherkameras justieren, indem man einen Stern in die Mitte des Teleskops bringt und die Fadenkreuze der Sucherbilder auf sein Bild positioniert. Bei Überflügen während der Öffnungszeiten waren schon viele Besucher der Volkssternwarte beeindruckt, wenn sie die Einzelheiten der ISS am Fernrohr erkennen konnten und sie gleichzeitig am Himmel sahen. Bei großem Andrang wurden die Bilder mit Videokamera abgenommen und per Beamer einem größeren Publikum gezeigt. Demnächst soll sogar die Übertragung auf einen großen Bildschirm möglich sein. Verblüfft hat uns beim Tracking der geostationären Astra-Satelliten auch immer, dass diese Satelliten still im Okular standen, während die Fixsterne sich bewegten. Andere Satelliten sind weniger interessant, weil sie zu klein sind und keine Einzelheiten zeigen. Allerdings hatten wir einen großen Erfolg der anderen Art: Als im April 2012 der Satellit ,,Envisat" außer Kontrolle geraten war, konnten wir die ESA mit unseren Aufnahmen unterstützen.
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Weltraumschrott oder der sorglose Umgang mit unserem Fenster zum All
von Kai-Oliver Detken
Wenn man an künstliche Satelliten denkt, assoziieren die meisten Menschen dies wahrscheinlich mit Nachrichtensatelliten oder der Internationalen Weltraumstation ISS. Während viele Hobbyastronom der ISS gerne am Himmel hinterher schauen oder sie sogar während eines Überflugs aufnehmen, ist die andere Satellitenform bei ihnen allerdings nicht so gerne gesehen. Schließlich kann ein großer Satellit durchaus eine gerade erstellte Aufnahme versauen, indem er sich quer durch den gerade fotografierten Himmelsausschnitt bewegt. Weniger wird man allerdings an Weltraummüll denken, der unseren Planeten in immer größeren Mengen umgibt. Das Ausmaß dieser Verschmutzung nimmt inzwischen erschreckende Formen an.
gefährliche Geschosse. Seit 1957, als mit Sputnik der erste Satellit seinen Betrieb aufnahm, hat es ca. 200 nachgewiesene Explosionen bzw. Kollisionen im Weltraum gegeben. Die spektakulärste ereignete sich im Februar 2009, als in einer Höhe von 800 Kilometern der amerikanische Kommunikationssatellit Iridium 33 mit dem russischen Aufklärungssatelliten Kosmos 2251 kollidierte. Die Aufprallgeschwindigkeit lag in diesem Fall
Das amerikanische ,,Space Surveillance Network" (US SSN) kann Objekte mit einer Größe ab zehn Zentimetern orten. So war man in der Lage, die größeren Bruchstücke (ca. 2.200 Stück) des Satellitencrashs zu katalogisieren. Trotzdem bleibt eine hohe Dunkelziffer von künstlichen Objekten, die einer ISS oder Raumschiffen gefährlich werden könnten. Diese Dunkelziffer steigt noch dadurch, dass militärische und unbekannte
Als Weltraummüll bezeichnet man vom Menschen hergestellte Objekte, die sich im Weltraum befinden, aber keinerlei Funktion mehr erfüllen. Dies kann exemplarisch ein ausgeschalteter Nachrichtensatellit sein. Aber auch ausgebrannte Raketenoberstufen und Trümmerteile fallen in diese Kategorie. Und gerade die letztgenannten Objekte, die bei auseinanderbrechenden Raketenstufen oder Kollisionen verschiedener Trümmerteile entstehen, machen heute den größten Teil des Weltraummülls aus. Abbildung 1 deutet in einer künstlerischen Darstellung der European Space Agency (ESA) die Ausmaße an, wobei die gezeichneten Satelliten nicht ihrem korrekten Maßstab entsprechen. Rund 750.000 künstliche Objekte, mit einer Größe von ca. einem Zentimeter Durchmesser, fliegen einer Simulation des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt (DLR) zufolge derzeit durch das Weltall. Davon sind nur ca. 16.000 Teile mit einer Größe von mehr als zehn Zentimetern katalogisiert.
Insgesamt kommt man dadurch auf eine Masse von ungefähr 6.500 Tonnen Schrottteile, die sich unkontrolliert durch den Weltraum bewegen. Dabei verwandeln sich selbst kleinste Teilchen, bei einer Geschwindigkeit von mehreren zehntausend Kilometern pro Stunde, in
1 Künstlerische Darstellung des Weltraummülls in der erdnahen Umlaufbahn [1]
bei zirka zwölf Kilometern pro Sekunde. Bei diesem Zusammenstoß im erdnahen Weltraum entstanden über 100.000 Bruchstücke, die noch jahrzehntelang die Erde umkreisen werden, bevor sie in der Erdatmosphäre verglühen. Die ISS musste bereits mehrfach Ausweichmanöver fliegen, da Teile auf die 400-KilometerBahn der Weltraumstation abgesunken waren und eine Kollision nicht mehr ausgeschlossen werden konnte. Der Unfall zwischen Iridium 33 und Kosmos 2251 führte der Weltgemeinschaft zum ersten Mal vor Augen, welche Folgen eine unkontrollierte Verbreitung von Weltraummüll haben könnte.
Objekte gar nicht gezählt werden. Das US SSN warnt zwar regelmäßig vor Zusammenstößen, doch diese Daten sind relativ ungenau. Dies will das Deutsche Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) ändern, indem passiv-optische Detektoren eine genauere Vermessung der Flugbahnen des Weltraumschrotts ermöglichen sollen. Während der Dämmerungsphase in den Morgen- und Abendstunden, wenn das Sonnenlicht die künstlichen Objekte anstrahlt, verfolgt ein Teleskop ihre Route. Anhand der Sterne wertet dann ein Computerprogramm deren genaue Position aus.
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Künstliche Satelliten
2 Erforschung eines Lasers beim DLR zur Vermessung von Weltraumschrott [2]
Noch präziser will man mithilfe eines Lasers werden, der die Partikel anstrahlt. Ziel ist es dabei, eine Genauigkeit von nur einem Meter bei der Entfernungsbestimmung zu erreichen und die Flugbahnen in 1.000 Kilometern Entfernung auf fünf Meter genau zu ermitteln. Abbildung 2 zeigt einen Laboraufbau, der mit zwei LX200-Teleskopen von Meade - also quasi mit Amateurequipment - realisiert wurde. Weitere DLR-Forschungsarbeiten sehen sogar vor, mittels Hochleistungslaser kleinere Teilchen zu eliminieren. Dabei wird versucht, die Geschwindigkeit des künstlichen Objektes so zu verringern, dass es in die Erdatmosphäre sinkt, um dort zu verglühen. Dafür müsste aber eine sehr große Energiemenge aufwendet werden, weshalb es nur eine Idee von vielen ist. Eine andere Variante soll es ermöglichen, Überreste von Satelliten mittels Greifarm oder Netz aufzusammeln. Aber auch diese Lösung entbehrt nicht einer gewissen Komplexität.
Wie wichtig solche Lösungsszenarien sind, beweist auch der Umgang mit alten Satelliten durch die Volksrepublik China. Im Jahr 2007 startete China eine Anti-Satelliten-Rakete und zerschoss den ausgedienten Wettersatelliten Fengyun1C in einer Umlaufbahn von 850 Kilometern über der Erde. Man wollte damit eigentlich demonstrieren, dass man nun in der Lage sei, Spionagesatelliten anderer Staaten abzuschießen. Aber so ließen sich natürlich auch eigene alte Militärsatelliten entsorgen, damit sie nicht in
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fremde Hände fallen. Als Folge diesen Abschusses treiben seitdem mehr als 3.000 größere Bruchstücke durch das Weltall. Auch in diesem Fall muss die ISS jedes Jahr Ausweichmanöver fliegen, um den sinkenden Trümmern auszuweichen.
Während Weltraumschrott in Erdnähe der ISS regelmäßig zu schaffen macht, sind auch Umlaufbahnen weit außerhalb nicht unproblematisch. Hier ist zwar mehr Platz vorhanden, aber auf der anderen Seite ist die Chance eines Verglühens durch die geringe Erdanziehung nicht mehr gegeben. Daher könnte es zukünftig dort eine Kettenreaktion geben, wenn eine Kollision entsteht und durch die Trümmerteile weitere Kollisionen ausgelöst werden. Die Situation könnte dabei völlig außer Kontrolle geraten, wie der amerikanische Film Gravity [3] mit Sandra Bullock und George Clooney aus dem Jahr 2013 eindrucksvoll zeigt. Hier wird ein russischer Satellit im Orbit zerstört, dessen Trümmerteile sich weiter ausbreiten und schließlich alle Satelliten auf verschieden Ebenen sowie das Shuttle der Astronauten und die ISS außer Gefecht setzen. Ein Horrorszenario, welches durchaus Realität werden kann und als ,,Kessler-Syndrom" sogar bekannt ist. Es ist nach dem NASA-Mitarbeiter Donald J. Kessler benannt, der Fragmentationsprozesse im Asteroidengürtel statistisch modellierte und dies auf Objekte in Erdnähe übertrug. Er warnte aufgrund seiner Studien bereits 1978 davor, dass die Raumfahrt für kommende Generatio-
nen wesentlich riskanter oder sogar unmöglich werden könnte, wenn man nicht weniger Weltraummüll erzeuge.
Unsere Wegwerfgesellschaft hat anscheinend im Weltraum ihren Höhepunkt erreicht. Es bleibt zu hoffen, dass auf der einen Seite die Messverfahren genauer werden, um Trümmerteile erfassen zu können, und auf der anderen Seite die Sensibilisierung weiter voranschreitet, um Weltraummüll so wenig wie möglich entstehen zu lassen. Ein erster Schritt ist jedenfalls getan, da das ,,Inter Agency Space Debris Coordination Committee" (IADC), dem neben der NASA und ESA noch zehn weitere Raumfahrtagenturen angehören, entsprechende Richtlinien veröffentlicht hat. Wenn diese eingehalten werden, wird es hoffentlich nie zu einem ,,Kessler-Syndrom" kommen.
Internet- und Literaturhinweise: [1] European Space Agency: Weltraum-
schrott in der erdnahen Umlaufbahn (LEO) über dem Nordpol. Webseite: www.esa.int/spaceinimages/, Italien 2017 [2] Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt e.V. (DLR): Bildgalerie Weltraumschrott. Webseite des DLR: www.dlr.de, Köln 2017 [3] Film-Homepage Gravity: www.warnerbros.com/gravity/, Warner Bros. 2013
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Die Internationale Raumstation ISS
im Zenit
von Ralf Kreuels
,,Hast du gesehen, die ISS kommt heute Nacht laut ,,Calsky" (www.calsky. com) gleich viermal vorbei. Hast du die schon mal fotografiert?", fragte mein Astrofreund Michael. ,,Ja schon, einmal", war meine Antwort. ,,Das war aber nichts, ich hatte eine viel zu lange Belichtungszeit, die Raumstation war viel zu hell, und auch unscharf. Das Ding war außerdem total klein auf meinem Vollformatchip der DSLR." Er weiter: ,,Hast du schon mal an die Planetenkamera ,,DMK 21" gedacht? Dann kannst du 60 Bilder pro Sekunde aufnehmen. Klar, man muss die ISS erst einmal auf den winzigen Chip bekommen, aber sie braucht ja nur ein einziges Mal zufällig durch das kleine Bildfeld fliegen und schon hast du eine Menge Material." Beschluss: ,,OK, machen wir´s zusammen. Einer bewegt das Teleskop und führt durch den Sucher nach, der andere schaut auf den Bildschirm und sagt, wenn etwas zu sehen ist."
Der erste Vorbeiflug fand noch in der Dämmerung und nahe am Horizont statt, den verpassten wir allerdings. Der nächste sollte perfekt sein, fast genau durch den Zenit. Wir nutzten die Zeit, um den Sucher am Celestron C11 möglichst perfekt zu justieren. Davon hing schließlich alles ab, denn das Bildfeld des kleinen Chips war kaum größer als die Breite eines Fadens des Fadenkreuzes. Der Reducer verringerte die Brennweite von 2800 mm auf 1400 mm, eine kleine Hilfe. Außerdem übten wir. Beide Achsen wurden gelöst, und wir spielten das Szenario durch. Von Westen her würde sie kommen, der Einblick in den Sucher war bequem. Dann über Kopf, das würde sicher schwierig werden, auch, weil die Winkelgeschwindigkeit hier am größten ist. Dann das Umschwenken. Es dauert nicht lange, neu zielen und weiter geht es. Der Einblick in den Sucher ist nicht mehr ganz so bequem, aber wenn wir sie bis zu diesem Zeitpunkt noch nicht erwischt haben, dann müssen wir eh warten, bis sie sich dem Osthorizont nähert. Alles also kein Problem. Ein zwischenzeitlicher Versuch an einem hoch
1 Ralf Kreuels und Michael Kunze gelang es am 8. Juni 2013, die Internationale
Raumstation ISS beim Zenitdurchgang mit einem Celestron 11 und einer TIS DMK 21 brillant in Szene zu setzen. Der Videofilm wurde mit 60 Einzelbildern pro Sekunde aufgenommen, jedes davon zwei Millisekunden belichtet. Für das Titelbild wurden 15 Einzelbilder addiert, sie stammen aus einem Zeitfenster von weniger als einer Sekunde.
fliegenden Jet scheiterte kläglich. Generalprobe versemmelt, dann kann die Premiere ja kommen.
Warten war nun angesagt. Fünf Minuten, noch drei, noch eine. ,,Ist das USB-Kabel lang genug?", fragte Michael. Mist, wir hatten unsere Übung ohne Kamera und ohne Kabel gemacht. ,,Könnte knapp werden", sagte ich und schaute die ganze Zeit angestrengt nach Westen, mein Auge dabei schon ganz nah am Sucher. Ich durfte bei diesem Überflug das Teleskop bewegen, beim nächsten sollte es umgekehrt sein. Michael nahm kurzerhand den Laptop vom Tisch, sortierte die Kabel und sagte: ,,Ich folge dir, mach dir keine Sorgen."
Eigentlich müsste sie längst da sein, schon 30 Sekunden über der Zeit. Der Rechner nimmt derweil 60 schwarze Bilder pro Sekunde auf, jedes mit zwei Millisekunden Belichtungszeit. Jetzt ist es schon eine Minute. Habe ich genug
Platz auf der Festplatte? Haben wir uns mit der Zeit vertan? Nein, die Winkelgeschwindigkeit am Horizont ist so gering, das braucht seine Zeit bis die Station ein paar Grad erklommen hat. Dann rufen wir fast gleichzeitig. ,,Da! Da ist sie." Ich sehe durch den Sucher und bin regelrecht nervös. ,,Schnell, schnell, ich muss sie erwischen", denke ich. ,,Ich muss sie genau aufs Fadenkreuz bringen, ganz exakt." Aber das gelingt erst einmal gar nicht, seitenverkehrt und auf dem Kopf, na klar. Ich bewege das Teleskop nun nicht mehr, und sehe so, in welche Richtung die ISS fliegt. Jetzt schwenke ich das Gerät dorthin und sie müsste durch das Zentrum fliegen. Funktioniert! Also noch mal: vorhalten und sehen, dass sie genau durch das Kreuz fliegt. ,,Ja!" ... ,,und?" ... ,,hab sie", ruft Michael, ,,da war sie, ganz kurz." ,,Puh, Pflicht erfüllt", denke ich mir. Also noch mal. Jetzt bin ich ruhiger, das Prozedere klappt auf Anhieb. Ich werde jetzt mutiger und versuche mit gleicher Geschwindigkeit der Raum-
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Künstliche Satelliten
station zu folgen. Michael ruft hin und wieder ,,Ja!" und: ,,Da sind auch Details zu sehen." OK, weiter also, ruhig bleiben, langsam ausatmen, dann sind die Hände am ruhigsten, um das Teleskop zu bewegen, und noch einmal: Einatmen, langsam ausatmen, Fadenkreuz, ISS und zielen. ,,Ja! ...und jetzt ist sie auch viel größer als eben", ruft Michael. Der steht plötzlich hinter mir, Laptop und Kabel in der Hand. Die ISS ist nun fast im Zenit, meine Position wird etwas unbequem. Näher kann sie uns gar nicht kommen, also durchhalten und hoffen, dass ich sie treffe. Und nochmal, einatmen und ruhig werden und zielen. Und noch mal, ,,komm!" sage ich mir, ,,noch einmal, dann umschwenken." Hat Michael was
gesagt? Habe ich sie erwischt? Jetzt umschwenken macht keinen Sinn, ich würde zu viel Zeit verlieren und sie ist doch jetzt so nah. Also nochmal, vorhalten, einatmen. Meine Seite schmerzt, mein Hals auf einer Seite auch. ,,Komm, noch einmal", sage ich mir. Etwas anderes in mir lässt mich an meinen Rücken denken, an den Hexenschuss neulich. Ich kämpfe noch, dann beginnt irgendein Muskel im Rücken zu zittern. ,,Umschwenken", denke ich. Aber wie komme ich aus dieser verzwickten Position heraus? Selbst, wenn ich wollte, ich käme aus dieser völlig verdrehten Haltung nicht mehr aus eigener Kraft heraus. Dann lieber fallen lassen, dachte ich, alle Glieder entspannen, bis der Schmerz nachlässt und dann
wieder aufstehen und schwenken. Ich entscheide mich für eine Mischung. Kurz krieche ich auf allen Vieren, dann kann ich mich wieder aufrichten.
Nachdem ich umgeschwenkt und neu gezielt habe, ist die Raumstation schon ein ganzes Stück langsamer geworden. Sie nähert sich dem Osthorizont. Es ist nun gar kein Problem mehr, sie auch länger in der Nähe des Fadenkreuzes zu halten. Aber sie ist nun auch kleiner und es wird schon fast langweilig. ,,Da sind tolle Bilder dabei", sagt Michael am Ende, ,,ich konnte im Livebild schon viele Details erkennen. Aber sag mal, warum hast du eigentlich nicht eher umgeschwenkt?"
Die Internationale Raumstation ISS
- Impressionen aus der Fachgruppe Astrofotografie
von Peter Riepe
,,Wer hat denn etwas zum kommenden Schwerpunktthema?" Auf meine Anfrage an die Mailingliste der Fachgruppe Astrofotografie bekam ich umgehend einige sehr schöne Ergebnisse. Nicht nur den Titelbild-Artikel und den über Weltraummüll, sondern auch die jetzt hier vorgestellten ISS-Passagen. Alle diese Beobachtungen lassen sich anhand der Autorenschilderungen gut nachempfinden. Den Einsendern noch einmal vielen Dank!
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1 Thomas Wassmuth suchte am 30. August 2016 mit zwei Astro-Kollegen den Wiesen-
grund an der Einflugschneise eines Sportflugplatzes südlich von Dortmund auf, um den ISS-Transit vor der Sonnenscheibe aufzunehmen. Ort und Zeit lieferte ,,CalSky". Seine Ausrüstung: ein SkyWatcher-Maksutov 127 mm/1400 mm mit fotografischer Sonnenfolie, HEQ5-Montierung, Canon EOS 700D, Videomodus (1920 x 1080 px), Einzelbilder 1/4000 s bei ISO 1600. Sein Video kann hier leider nicht bewundert werden, daher wurden sechs Einzelbilder abgegriffen und zu einem Bild montiert (Abb. 1). Zwischen den einzelnen ISS-Positionen liegen nur Sekundenbruchteile. Begebenheit am Rande: Anwohner sahen die Teleskopausrüstung, argwöhnten eine neue Flugplatzvermessung und alarmierten den Grundstücksbesitzer. Der kam angebraust: ,,Was machen Sie hier auf meinem Grundstück?" Natürlich konnte die seltsame Vermessung in Ruhe geklärt werden, ohne dass die Beobachtung scheiterte.
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2 Am 4. Juli 2016 verfolgte Bernd Gährken in Obermeitingen bei Landsberg/Lech einen
ISS-Transit vor der Sonnenscheibe. Fotografiert wurde mit einem 72-Millimeter-Omegon-Photographyscope f/6 in Kombination mit einem Quark-H-Filter von Daystar. Dieser enthält eine 4,3-fache Barlowlinse und ergibt eine Aufnahmebrennweite von 1850 Millimetern bei einem Öffnungsverhältnis von 1:26. Laut Bildautor liefert die DMK-Kamera zwischen 1:20 und 1:30 die besten Resultate. Deshalb verzichtete er bewusst auf einen Reducer. Da die ISS beim Transit 46 Bogenminuten pro Sekunde zurücklegte, wurde eine Belichtungszeit von 1/1000 s gewählt. Originalton des Bildautors: ,,In dieser Zeit sollte sich die ISS nur 2,76 Bogensekunden bewegen. Bei dem mäßigen Seeing und einem starken Verstärkerrauschen der DMK erschien dies ausreichend. Das kleine Gesichtsfeld wurde genau in der Sonnenmitte platziert. Zum Glück gab es am oberen Rand noch einen interessanten Sonnenfleck. Pünktlich um 10:58:24 Uhr zischte die ISS über die Sonnenmitte und konnte parallel in einem 80-Millimeter-Refraktor wunderbar gesehen werden. Die Auswertung des Videos brachte bei 60 Bildern pro Sekunde acht Aufnahmen, auf denen die ISS zu erkennen ist." Die vom Autor geschickte GIF-Animation wurde in Einzelbilder zerlegt und zeigt von oben nach unten die acht besten Detailaufnahmen (Abb. 2, links).
3 Die US-Raumfähre Atlantis startete
am 8. Juni 2007 zu ihrem 25. Flug, Rückkehr war am 22. Juni 2007. In einer der Nächte dieses Zeitraumes fotografierte Bernd Eser die ISS zusammen mit Atlantis. Dazu der Bildautor: ,,Aufgenommen mit meinem Schmidt-Cassegrain LX 200 GPS (14 Zoll, f/10 von Meade). Die Kamera war eine Canon 20d. Zur Belichtungszeit kann ich leider nichts mehr sagen. Es ist möglich, auf das LX 200 GPS die ISS-Bahndaten herunterzuladen und das Teleskop folgt dann dieser Bahn. Habe das ein paar Mal probiert, aber ohne Erfolg. An diesem Tag habe ich unter Zuhilfenahme von ,,TheSky6" mein Teleskop an einem Stern neben der ISS-Bahn ,,geparkt" und auf die ISS gewartet. Telrad und Teleskop waren genau aufeinander abgestimmt, die Kamera am Stern fokussiert. Der Handkontroller war in der linken, der Kameraauslöser in der rechten Hand, der Blick ging nach Auftauchen der ISS am Horizont durch den Telrad-Sucher. Bei ihrer Sichtung im Telrad startete ich das Teleskop und drückte den Auslöser der Kamera. Während der Verfolgung versuchte ich, immer wieder manuell die ISS zu zentrieren und die Kamera dabei auszulösen." Die erreichten Positionen streuten sehr im Bildfeld. Hier sind drei Einzelbilder in zeitlicher Folge als Ausschnittsvergrößerungen zu sehen. Rechts ist Atlantis hinten an die ISS angedockt (Pfeil). Die Bauelemente werden aus unterschiedlichen Winkeln beleuchtet.
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Künstliche Satelliten
4 Jetzt ein ISS-Transit vor dem Mond! Jens Leich aus Wiehl (Bergi-
sches Land) versetzte am 4. Dezember 2016 seine AstrophysicsMontierung (CNC 400) aus der Sternwarte auf ein Stativ auf der Wiese, da ihn ein dicker Baum störte. Die Flugbahn der ISS hatte er mittels "www.calsky.com" ermittelt und auf eine Karte übertragen. Der 130-Millimeter-Apochromat (Astrophysics) wurde mit einer 2-fachen Barlowlinse auf 1676 Millimeter Brennweite verlängert und der Kameraausschnitt der TIS DMK 21AU618.AS mit UV/IR-Sperrfilter auf den Krater Secchi zentriert. Auf dem Starfire aufgesattelt saß ein 60-Millimeter-Apochromat (Takahashi) für die visuelle Verfolgung mit 14-facher Vergrößerung. Vorsichtshalber wurde schon fünf Minuten vor dem Transit die DMK im Automatikmodus gestartet (6000 Bilder bei 2 ms Integrationszeit, 60 Bilder/s). Direkt aus dem Logbuch: ,,Knapp eine Minute vor dem Transit blieb mein Auge am Okular hängen. Im Augenwinkel sah ich die ISS durch die Bäume flitzen und verfolgte sie dann fasziniert knapp zwei Sekunden lang über der Mondscheibe. Es war kalt und die Sterne flackerten in der unruhigen Luft. Geschafft! Auf den Aufnahmen Nr. 5097-5129 von den 6000 hatte ich sie zwischen 17:18:58 und 17:18:59 Uhr UT klar erfasst."
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Impression
NGC 1360
NGC 1360 ist ein weniger bekannter Planetarischer Nebel im südlichen Sternbild Fornax, der im Blauen recht hell leuchtet. Michael Nolle nahm ihn Weihnachten 2016 zweitägig von der Insel Malta auf. Teleskop war ein 8-zölliger Ritchey Chretien (GSO f/8), dazu eine Kamera vom Typ PrimaLuceLab 700Da, gekühlt auf -15 Grad Celsius. Belichtet wurden 30 x 3 min ohne CLS-Filter und wegen des städtischen Streulichts 13 x 5 min mit CLS-Filter bei ISO 3200.
Amateurteleskope / Selbstbau
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Astronomie und Mobilität
von Ralf Kratzke
Viele Sternfreundinnen und Sternfreunde kennen das Problem, dass ein Beobachten der Sterne von zu Hause aus nicht möglich ist. Sei es, dass man keinen Garten oder einen geeigneten Balkon besitzt, oder man verfügt über einen kleinen Garten oder Balkon, dann versperren Bebauung und/oder Vegetation die Sicht auf einen Großteil des Himmels. Oder, die Sicht ist perfekt, doch der Nachbar erweist sich als Beleuchtungsfetischist und sein Garten ist heller beleuchtet als manche Innenstadt. Gerade um die Weihnachtszeit beleuchten manche Mitbürger exzessiv Haus und Garten, so dass man den Himmel nur noch erahnen kann. Da hilft nur noch die Flucht in die Natur.
Der Aufbau erfolgt meist noch in der Dämmerung unter der Nutzung des restlichen Tageslichts. Dann wartet man auf die Sterne und hat später einen langwierigen Abbau des Teleskops in der Dunkelheit oder bei spärlichem Licht vor sich.
1 Holzkasten
Die Gründe für den Bau meiner mobilen Sternwarte lagen anders. Als Buchautor stellte ich bei Lesungen in Buchgeschäften oder Ausstellungen immer wieder fest, dass die Gäste häufig den Wunsch hatten, die besprochenen Objekte mit eigenen Augen durch ein Teleskop zu sehen. So nahm ich dann mein kleines NewtonSpiegelteleskop (Öffnung: 100 mm Durchmesser) zu meinen Lesungen mit. Doch der Auf- und Abbau brauchten Zeit, die nicht jeder Gast zu warten bereit war. Besonders nach dem Abbau war kaum noch jemand da, um den man sich noch kümmern konnte. Gerade das kalte Wetter im Winter schreckte viele zurück. Obwohl warme Kleidung empfohlen wurde ...
Ich suchte nach einer schnellen Lösung. Das Teleskop musste mit dem Auto verbunden sein. Ich wollte es wie eine Schublade aus dem Wagen ziehen und wieder darin verstauen. Eine Holzkonstruktion aus einem von drei Seiten umschlossenen Holzkasten und einem Holzkreuz erwies sich schon beim Zusammenbau als zu wackelig. Deshalb gab ich einer schweren Stahlkonstruktion den Vorzug. Unter Beibehaltung des Holzkastens schweißte ich aus U-Profil-
2 Auszug
stahl von 65 mm Breite, 45 mm Höhe, 5 mm Steg ein Kreuz, welches das Teleskop trägt, dazu einen Auszug aus Uund Flachstahl. Die Konstruktion hier nun im Einzelnen:
Der Holzkasten Er dient lediglich als Aufbewahrungsort im Auto während des Transports (Abb. 1) und besteht aus drei alten Regalbrettern aus Sperrholz und fünf Kanthölzern. Vier Kanthölzer bilden eine Führung für den Auszug, das fünfte dient der Stabilität als Verbindungsstrebe am vorderen Ende.
An der Rückwand ist ein Rollladengurt angebracht. Er ist längenbegrenzt und dient als Sicherheitsgurt dazu, dass im Dunklen der Auszug nicht zu weit aus dem Kasten gezogen wird. Ferner befindet sich an der Rückwand ein kleiner Kasten mit einem Loch an der Unterseite. In ihm wird der Akku aufbewahrt und vor Beschädigung geschützt. Das Loch an der Unterseite dient dazu, den Akku zur Entnahme hochzudrücken, um ihn dann von oben besser greifen zu können. Das Loch in der Rückwand diente einmal einer automatischen Kabelaufwicklung
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Amateurteleskope / Selbstbau
für die Stromversorgung des Teleskops, die ich aus einem alten Staubsauger entnommen habe. Ich wollte damit vermeiden, dass das Kabel beim Zurückschieben des Auszugs ins Auto zwischen die Eisenschienen gerät und beschädigt wird. Allerdings war die Zugbelastung auf das Kabel und den Anschluss zu groß, so dass ich sie wieder entfernte. Zwei auf die beiden unteren Kanthölzer angebrachte Winkelstähle dienen zur Reibungsminderung auf dem Holz.
Der Auszug Mit dem Auszug lässt sich das Teleskop weiter vom Fahrzeug wegziehen, so dass man auch über dem Auto Sterne beobachten kann (Abb. 2). Ohne diesen Auszug ist eine Beobachtung in dieser Richtung nicht möglich. Die beiden auf der oberen Sprosse aufgeschweißten Stahlstücke dienen als Mitnehmer, wenn das Teleskop wieder in den Wagen geschoben wird. Die beiden 65er-U-Stähle links und rechts dienen als Führung für das Kreuz.
Das Kreuz Auf das Kreuz (Abb. 3), ebenfalls bestehend aus 65er-U-Profilstahl, wird das Teleskop montiert. Auf dieses Kreuz können von den Bohrungen her ein ETX 70, ein ETX 90, ein ETX 125 und ein LX 90 montiert werden. Das U-Profil des Kreuzes zeigt zum Boden. Lediglich einer der vier Kreuzarme ist nach oben geöffnet (Abb. 4). Er wurde mit Samt ausgekleidet und dient zur Aufnahme der Handbox, Okulare und anderer Utensilien. In der hohlen U-Unterseite werden die Stativbeine untergebracht, eins davon verschwindet komplett (Abb. 5). Mit diesem Konstrukt bin ich in der Lage, an jedem mit dem Auto erreichbaren Ort Teleskopbeobachtungen durchzuführen. Der einzige Nachteil besteht darin, dass man sich zu dem Teleskop durch seine Bauart bedingt hinabbeugen muss (Abb. 6) ... Doch bei jedem Einsatz bin ich von dieser Konstruktion immer wieder aufs Neue begeistert.
Quellenhinweis: [1] Homepage des Autors:
www.sternenmännchen.de
3 Kreuz mit Bohrungen 4 Kreuz von oben, Aufnahme der Utensilien 5 Kreuz von unten mit den Stativbeinen
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Durch die Bauart des Teleskops bedingte Platzersparnis nach oben VdS-Journal Nr. 62
Amateurteleskope / Selbstbau
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Maßnahmen zur Verbesserung eines Bresser-Maksutov-Fernrohres
von Andreas Berger
Das Bresser-MAK 127/1900 ist für seinen Preis gesehen ein brauchbares Gerät, doch ein Freund von mir war mit der Schärfe nicht zufrieden und bat mich um Hilfe. Wir trafen uns und besprachen das Problem. Bei der Begutachtung des Gerätes fiel mir auf, dass der Anschluss (Abb. 1) für das okularseitige Zubehör aus einem Aluminiumteil bestand, dieses jedoch in einem Plastikdeckel saß (Abb. 2). Wenn nun Zubehör an das Teleskop geschraubt wurde, bog sich das Plastikteil je nach Gewicht mehr oder weniger durch. Als ich einen Justierlaser in den Okularstutzen steckte und diesen einschaltete, genügte ein leichter Druck irgendwo an diesem Plastikdeckel, um den Laserstrahl deutlich aus der Bahn zu bringen (Link zum Film: www.selbstbau. fg-vds.de/Bresser%20127%201900.mp4). Ohne diese Instabilität aus der Welt zu schaffen, machte eine Justage des Gerätes wenig Sinn. Zudem fiel auf, dass der okularseitige Anschluss überhaupt nicht mit dem Fangspiegel (Abb. 3) auf der Meniskuslinse fluchtet. Hier wurde aus diesem Grunde eine Justiermöglichkeit mit eingeplant.
1 Anschluss für das okularseitige
Zubehör (Pfeil rot)
2 Der rückseitige Plastikdeckel
des Teleskops
Die erste Überlegung ging in die Richtung, dass der Plastikdeckel in Aluminium nachgebaut wird und dadurch justierbar gemacht werden könnte. Doch das war meinem Freund zu aufwändig und vom Material zu teuer, so dass mir eine andere Variante einfiel. Es wurde letzten Endes eine Art Aluminiumplatte, welche den originalen Anschluss aufnehmen und justierbar mit der inneren Rückwand befestigt werden kann.
3 Fangspiegel bzw. Sekundärspiegel
(Pfeil rot)
Die Arbeit konnte beginnen. Zuerst wurde der Fokussierknopf (Abb. 4) abgeschraubt. Dabei fiel auf, dass alle Schrauben in Zoll und als Innensechskant ausgeführt sind. Ein zölliger Inbusschlüsselsatz (Innensechskantstiftschlüsselsatz, um genau zu sein) sollte für diese Arbeit vorhanden sein. Als nächstes kamen die drei Schrauben des hinteren Plastikdeckels an die Reihe und im Nu hat man die dahinterliegende Mechanik freigelegt. Einmal in der Hand gehalten fragt
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Amateurteleskope / Selbstbau
man sich, warum an dieser Stelle so gespart wurde. Dieses Teil ließ sich in alle Richtungen ohne viel Kraft verbiegen. Der aus Aluminium bestehende Anschluss für das okularseitige Zubehör ist am gegenüberliegenden Ende mit einer großen Mutter (Überwurfmutter) befestigt. Diese selbst ist mit einem kleinen Gewindestift gegen Verdrehen gesichert. Nach Lösen konnte die Mutter abgedreht werden. Was ist zu sehen? Drei recht große Schraubenköpfe (Abb. 5), mit denen der Hauptspiegel justiert werden kann. Zudem sind dort drei eingeklebte Gewindestifte, welche erst den Anschein haben, dass man mit ihnen die Hauptspiegelhalterung kontern kann. Da das gesamte innenliegende Rückteil sehr fest im Rohr saß, beschloss ich, es dabei zu belassen und hier nicht unnötig rohe Gewalt einzusetzen. Es ist zudem gut möglich, dass diese Gewindestifte ein hinterer Anschlag sein sollen, damit die Hauptspiegelhalterung nicht zu weit nach hinten gesetzt werden kann. Das klärten wir dann aber nicht mehr, da hier an den Justierschrauben zu spüren war, dass diese mit Federn ausgestattet sind und die Hauptspiegelhalterung für die visuelle Beobachtung sicherlich brauchbar in Position halten. Ich vermaß sämtliche Gewindebohrungen und die Positionen der Justierschrauben sowie den Anschluss und fertigte eine Zeichnung an.
Der neue justierbare Halter (Abb. 6) wurde aus 10 mm dickem Aluminium CNC-wasserstrahlgeschnitten. Dabei schneidet sich ein 0,5 mm dünner, unter hohem Druck (3.000 bar - in einem Autoreifen befinden sich gerade einmal 2-3 bar) stehender Wasserstrahl durch das Aluminium. Damit die Oberfläche nicht zu rau wird, wurde dem Wasserstrahl ein spezieller Sand beigemischt. So funktioniert Wasserstrahlschneiden. Nachdem das Teil entgratet worden war, brachte ich die nötigen Gewinde ein. Das Gewinde des Anschlusses hatte ich mittels einer Drehbank hineingedreht - fertig war das Teil. Mein Freund wollte sich die Kosten für das Eloxieren erst einmal sparen, nun gut. Jetzt konnten wir es kaum noch erwarten. Wir schraubten das neue Teil hinten ans Teleskop und befestigten den Anschluss. Dann steckten wir erneut den Justierlaser ein und konnten die Anschlusshülse für das okularseitige Zubehör perfekt zum Fangspiegel ausrichten. Nachdem es dunkel geworden war, haben wir mittels eines defokussierten Sterns den Hauptspiegel eingestellt. Und siehe da - ein wirklich scharfes Bild - geht doch!
4 Fokussierknopf (Pfeil rot) 5 Rückwand des Teleskops mit den jeweiligen Justierschrauben
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Der neue justierbare Halter
Astrofotografie
Astrofotografie
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Meine Online-Galaxienverzeichnisse für Astrofotografen
von Wolfram Fischer
Die Zahl der mit Digitaltechnik dem Amateur heute zugänglichen extragalaktischen Objekte ist riesig geworden! Jede GoTo-Fernrohrsteuerung verfügt über Unmengen gespeicherter Objekte, von denen die meisten Galaxien sind. Aber wo macht es Sinn draufzuhalten? Wer kennt schon die vielen Objekte? Auch ,,Guide 9.0" schließt diese Lücke nur teilweise. Wenn ich den Himmelsatlas ,,URANOMETRIA 2000.0" (von Tirion, Rappaport und Lovi) zur Hand nahm, fragte ich mich, was sich wohl hinter den zigtausend Galaxieneinträgen verbirgt. Welche lohnenden Fotomotive würde es noch jenseits der ,,Messiers" geben? Im Internet ,,entdeckte" ich die digitalisierte Variante der berühmten Himmelsdurchmusterung des Palomar Observatory Sky Survey (POSS), die mit den Aufnahmen südlicher Observatorien zum Digitized Sky Survey (DSS) zusammengefasst wurden [1]. Hier zunächst sporadisch einzelne Felder durchforstend, ging ich schließlich dazu über, systematisch alle Galaxieneinträge der URANOMETRIA (Nordhemisphäre) im DSS anzuschauen und auf meiner Festplatte zu speichern. Für mich eine höchst aufregende Entdeckungsreise, die mich nebenher von Mai 2009 bis Januar 2011 beschäftigte. Natürlich waren auf einzelnen Dateien ganze Galaxiengruppen oder Haufenausschnitte sichtbar. Insgesamt wurden es fast 3.800 Bilddateien. Erstes Fazit: Die meisten Objekte machen überhaupt nichts her und wären der Mühe nicht wert. Zumindest nicht mit Blick auf ansprechende Fotomotive. Erstaunlich fand ich nur, welch außerordentlich lichtschwache Objekte bereits im NGC visuell entdeckt werden konnten!
Mit diesen heruntergeladenen Bilddateien der hellsten Galaxien (Felder meist 15' x 15' groß) samt deren Umfeld verfügte ich über einen Fundus, um ein Verzeichnis der für mich schönsten und interessantesten Galaxienlandschaften zu erstellen. Mir ging es um wenig fotografierte schöne Spiralen, wechselwirkende oder gestörte Galaxien, unterschiedliche Typen auf engem Raum und ferne Hau-
1 W. Fischer am Aufnahmeinstrument seiner Gartenstation in Leipzig, Schmidt-Casse-
grain, ACF von Meade, 12 Zoll, 1:10, Liebscher-Montierung aufgerüstet mit GierlingerSchneckengetrieben und FS2-Steuerung, Leitfernrohr TS 80 mm/600 mm.
fen. In das Verzeichnis floss meine Erfahrung als Astrofotograf ein. Es genügte mir nicht, einfach nur die Aufnahmekoordinaten und das Sternbild zu nennen, die Aufnahmeobjekte kurz zu beschreiben und Angaben zu Typ, Ausdehnung, Helligkeit und einige Entfernungen zu bringen. Wichtig waren mir noch drei Dinge: 1. anzugeben, an welchem Tag das Auf-
nahmefeld um Mitternacht kulminiert, also am längsten belichtet werden kann, sofern man in der Beobachtungsrichtung nicht eingeschränkt ist. 2. wollte ich Angaben zu einem nahegelegenen hellen Referenzstern bringen, um damit möglichst geringe Abweichungen in der Positionierung des Aufnahmefeldes zu ermöglichen. Und
3. bot die Veröffentlichung des Verzeichnisses im Medium des Internets die neuartige Möglichkeit, die gelisteten Aufnahmefelder durch einen Link zum DSS ohne Umwege dem Interessenten bildlich zu präsentieren.
Im Oktober 2011 konnte ich mein Verzeichnis des Nordhimmels, bis -6 Grad Deklination (und einige südlichere Objekte), mit 711 Aufnahmefeldern und ausführlicher Beschreibung auf meiner Homepage veröffentlichen. In ,,Sterne und Weltraum" wurde darüber im Heft 1/2012 (S. 98) erstmals berichtet.
Lange lag ich mit mir im Widerstreit, ob eine Erweiterung auf die Südhemisphäre sinnvoll wäre. Sternfreunde auf der
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Astrofotografie
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Nordhalbkugel würden sich weniger dafür interessieren, da die Beobachtungsbedingungen ungleich schlechter, gar nicht oder nur auf kurzen Südreisen gegeben wären. In mir siegte dann aber doch die Neugier auf die südliche Galaxienwelt und die Begeisterung an der Sache. Im Mai 2014 begann ich das neue Projekt.
Wieder war die URANOMETRIA Vorlage für die Auswahl der Bilder des DSS. Später kamen durch die Arbeit mit einer DVD-ROM ,,Guide 9.0" noch einige hinzu. Es wurden insgesamt ca. 1.650 Dateien. Der Grund für die geringere Zahl liegt zum einen am Fehlen von 6 Deklinationsgraden in der Nähe des Himmelsäquators (viele Quadratgrade) und zum anderen an der größeren Fläche, die die südliche Milchstraße um das galaktische Zentrum herum bedeckt.
Insgesamt habe ich heute ein Bildarchiv von über 5.400 Dateien des DSS auf meiner Festplatte. Wer Interesse hat, dem kopiere ich das gern auf DVD. Die Aufnahmen stammen von den großen Schmidt-Teleskopen dieser Welt, vom Palomar, dem australischen UK-SchmidtTeleskop und dem 1-m-Schmidtspiegel der ESO in La Silla.
Die Erstellung des Südverzeichnisses zog sich über ein Jahr hin. Die meisten Daten lud ich jetzt umständlich aus dem Internet und ließ dort Rechnungen ausführen.
Immer und immer wieder habe ich die Einträge von oben nach unten durchgeackert, um sie in eine Form zu bringen, neue Ideen und Hinweise einzuarbeiten. Dieses neue Verzeichnis bietet ähnliche, aber genauere und vielfältigere Informationen. Inspiriert wurde ich durch weitere Möglichkeiten des Internets, der Datenbank SIMBAD [2] und des ,,Ned Wright´s Javascript Cosmology Calculators" [3], über die ich von Dr. Ulrich Bastian erfuhr. Der Gedankenaustausch mit dem österreichischen Sternfreund Johannes Stübler gab mir den Anstoß, nicht den trügerischen Begriff ,,Entfernung" zu verwenden. Mit dem Cosmology Calculator bestimmte ich die ,,Lichtlaufzeiten" (engl. light travel time) der Galaxien (Näheres dazu im Verzeichnis unter Erläuterungen).
Im Süd-Verzeichnis sind insgesamt 371 Aufnahmefelder aufgelistet, von denen 89 (24 %) nördlich von -17 Grad Deklination liegen und auch unter guten Bedingungen noch leidlich von mittleren nördlichen Breiten beobachtbar sind. Neben der Verlinkung mit den Bildern der betreffenden Himmelsausschnitte des DSS, deren Sichtung am Anfang einer Objektsuche stehen sollte, ist das Besondere dieses Verzeichnisses die koordinatengenaue Verlinkung zu SIMBAD und dem dortigen interaktiven Himmelsatlas ,,Aladin Lite View". Hierdurch wird die Nutzung professioneller Datenströme
leicht gemacht. Die Benutzer können die Objekte, auch schwache Hintergrundgalaxien, Quasare etc., auf ihren Aufnahmen identifizieren und nähere Angaben darüber finden, sofern solche heute bekannt bzw. bei SIMBAD eingetragen sind. Teilweise konnte ich Daten zu Hintergrundgalax ien im Verzeichnis unter ,,Anmerkungen/Remarks" einfügen. In reichen Galaxienfeldern ist die Zahl der bei SIMBAD aufgeführten Objekte aber beträchtlich. Wer hier alles genau wissen möchte, muss bei SIMBAD selbst aktiv werden. Auch dazu habe ich Hinweise gegeben.
Wenn ich Ihr Interesse geweckt haben sollte: Die Galaxienverzeichnisse sind über die Startseite meiner Homepage zu finden [4]. Natürlich würde ich mich über ein Feedback freuen. Eine adäquate Überarbeitung des Nord-Verzeichnisses wird mich sicher lange beschäftigen.
Internetquellen (Stand Januar 2017): [1] http://stdatu.stsci.edu/cgi-bin/
dss_form [2] http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/ [3] www.astro.ucla.edu/~wright/
CosmoCalc.html [4] www.astrofotografie-wolfram-
fischer.de/
IMPRESSUM
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Astrofotografie
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Sternentstehung im Gebiet des Pelikannebels
von Ralf Kreuels und Peter Riepe
Während in der ,,normalen" Deep-SkyFotografie Einzelbelichtungszeiten von einigen Minuten die Regel sind, wurden hier Bilder mit nur 2 Sekunden Belichtungszeit addiert und gemittelt, davon dann allerdings sehr viele. Im vorliegenden Fall waren das 32.000 Stück. Der Vorteil eines solchen Vorgehens liegt in der höheren Schärfe des Summenbildes. Zum Teil können mit dieser Technik Seeingeffekte minimiert werden, aber auch technische Unvollkommenheiten von Montierung und Nachführkontrolle lassen sich so umgehen. Den Preis, den man dafür bezahlen muss, ist ein erhöhter Aufwand bei der Bildbearbeitung und eine geringere Tiefe, bezogen auf die Gesamtbelichtungszeit. Aber gerade hier hat sich die Kameratechnik in den letzten Jahren sehr verbessert, so dass immer öfter Bilder zu sehen sind, die mit kurzen Einzelbelichtungen nicht nur helle Planetarische Nebel zeigen, sondern auch lichtschwächere Objekte. Im vorliegenden Fall reicht die Tiefe knapp so weit wie im SDSS-Katalog, der das Objekt leider nur zur Hälfte abbildet (Stand: Januar 2017). Und das vom Niederrhein aus, einer Region, die nicht gerade für ihren dunklen Himmel bekannt ist.
Als Teleskop wurde ein Celestron C11 verwendet. Ein Reducer verringerte die Brennweite auf ca. 950 mm, also f/3,3. Das ist zwar sehr lichtstark, aber vor die Kamera, eine ASI178MM, musste ein CCD-R-Filter von Baader geschraubt werden, um die Qualität der Abbildung zu erhalten. Denn bei einem solchen Reducer ist am Rande schon deutlich die chromatische Aberration zu erkennen. So wurde dann die Luminanz belichtet. Für die Farbe, insbesondere die Sternfarben, wurde die Farbversion der Kamera benutzt. Hier betrug die Einzelbelichtungszeit ,,lange" 8 Sekunden. Die entstandenen Farbsäume konnten korrigiert werden, und ausgehend davon, dass Sterne selten verschiedenfarbige Seiten haben, wurden diese auch recht stark weichgezeichnet.
1 IC 5070 mit ,,bright rims" an der Pelikan-Molekülwolke (Norden oben, Osten links).
Näheres s. Text. Bild aus SIMBAD/Aladin Light View [5]
Wenn man sich nun so lange und intensiv mit einem einzigen Bild beschäftigt - nicht nur mit der Bildbearbeitung, sondern auch mit dem aufgenommenen Motiv - dann fallen auch kleinste Kleinigkeiten auf. Im vorliegenden Fall war eine ganz schwache längliche Struktur an der Wurzel des ,,Rüssels" auszumachen. Ein Vergleich mit zwei anderen sehr scharfen und tiefen Bildern bestätigte die Struktur knapp. Könnte es sich um den Jet eines weiteren HH-Objektes handeln? Eines, das noch nicht entdeckt bzw. katalogisiert wurde? Nein, eine Anfrage bei den Profis machte schnell klar, dass die Materiedichte an dieser Stelle kaum ausreichen würde, um einen Protostern zu bilden. Das macht aber nichts, denn auch ohne neu entdecktes Objekt bekommt dieses Bild so seine ganz eigene Geschichte.
Der Nordamerikanebel NGC 7000 und der Pelikannebel IC 5070 im Cygnus sind
keine separaten Emissionsnebel. Sie gehören zu einer riesigen, zusammenhängenden HII-Region, die 1958 radioastronomisch gefunden wurde und als W80 Eingang in den Westerhout-Katalog fand [1]. NGC 7000 und IC 5070 repräsentieren den östlichen bzw. westlichen Teil von W80. Zwischen dem ,,Pelikanschnabel" und dem ,,Golf von Mexiko" verläuft als Trennzone der Dunkelnebel LDN 935 von Nordnordwest nach Südsüdost. Dadurch wird nicht nur der vermutlich hellste Bereich von W80 verdeckt, sondern gleichzeitig auch die zentrale, ionisierende Quelle des gesamten Nebelkomplexes. Diese Quelle wurde erst 2005 als solche erkannt. Es handelt sich um den Infrarotstern mit dem Katalognamen 2MASS J205551.25+435224.6 südwestlich von ,,Floridas Küste". Er ist nur 13,2 mag hell und wird durch eine Absorption von 9,6 mag sehr stark geschwächt und gerötet. Durch sein Spektrum verrät er sich aber als ein massereicher, heißer und junger
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Stern des Typs O5V [2]. Zwar ist dieser Stern hier in den Bildern nicht zu sehen, weil außerhalb des Gesichtsfeldes, aber er ist für die nachfolgend beschriebenen Phänomene verantwortlich.
Nordamerika- und Pelikannebel gehören zu den meistfotografierten HII-Regionen der nördlichen Milchstraße. Und dennoch gibt es hier Details, die nicht alltäglich sind. Die Abbildung 1 zeigt Kopf und Hals des Pelikans. Im linken Bildteil sitzt der 4,8 mag helle Stern 57 Cygni. Er ist aber aufgrund seines Spektraltyps B5 nicht in der Lage, zur Anregung und Emission des Nebels beizutragen. Der real ionisierende Stern befindet sich weit außerhalb des Bildes in Richtung Südost, da, wo die dunklen Staubfilamente von LDN 935 hinweisen. Von dort kommend prallt die energiereiche UV-Strahlung rechts im Bild auf eine dichte, rund 2.000 Lichtjahre entfernte Molekülwolke [3]. Der Stoßprozess (engl. shock) formt auf diese Weise eine verbogene, hell leuchtende Stoßfront (,,bright rim"). Hier werden die gasförmigen Anteile der Molekülwolke ionisiert und leuchten hell auf, insbesondere im H-Licht. Der dichte und bisher noch nicht beschädigte Bereich der Molekülwolke jenseits der Stoßfront wird im Laufe der Zeit ganz allmählich durch die energiereiche UV-Strahlung zerfetzt. Dieser Vorgang schreitet also langsam nach Westen fort.
Durch den Stoßprozess entstehen an der Stoßfront und knapp hinter ihr in der komprimierten Zone der Molekülwolke neue Sterne - Sterne der ,,zweiten Generation". Typische Hinweise auf neu entstandene Sterne sind außer zahlreichen jungen T-Tauri-Sternen einige ,,HerbigHaro-Objekte" (HH). Das sind von jungen stellaren Objekten ausgestoßene kleine Nebel, die in optischen Wellenlängen emittieren. Eine ganz neue Klasse von HH-Objekten wurde gegen Ende der 1990er-Jahre gefunden. Ihr Gasausfluss wird durch UV-Strahlung von außen zum Leuchten angeregt (,,irradiating HH
2
Elefantenrüssel am leuchtenden Rand der Pelikan-Molekülwolke, Aufnahmedaten im Text. Bildautor: Ralf Kreuels
3 Das Herbig-Haro-Objekt Nr. 555 an der Spitze des Elefantenrüssels, Detail aus Abb. 2
objects"). Ein solches HH-Objekt wird nun vorgestellt.
Die Abbildung 2 zeigt eine langbrennweitige Aufnahme aus der ,,Halsregion" von IC 5070. Ganz unten, fast am Bildrand, aber relativ mittig, ist ein kleiner leuchtender Stern in nebeliger Umgebung zu erkennen - der Emissionslinienstern LkH 137. Dieser junge rote K-Stern von 14,5 mag steckt tief im dichten Material der Molekülwolke. George H. Herbig entdeckte ihn 1958 zusammen mit etwa 30 anderen Emissionsliniensternen in der Cygnusregion und wies bereits damals darauf hin, dass der Stern offenbar in nebeliger Umgebung stünde und auch variabel sei [4]. Weiterhin liegen in den dichten Zonen einige Infrarotsterne, hier nicht sichtbar. Auffälligstes Detail ist jedoch im oberen Bilddrittel ein sogenannter ,,Elefantenrüssel" aus molekularem Material und Staub. Bisher hat sich der Rüssel bei der Zerstörung der hellen Ionisationsfront standhaft behauptet. Seine langgezogene Form ist auf den erlittenen Strahlungsdruck zurückzuführen. Die Abbildung 3 ist ein kontrastverstärkter, invertierter Ausschnitt aus der Abbildung 2. An der Rüsselspitze ist ein heller, gekrümmter Bogen zu sehen. Das ist HH 555, das neue HH-Objekt. Die beiden Bogenstücke stehen senkrecht zum Elefantenrüssel. Sie strömen aus einem verborgenen jungen stellaren Objekt entgegengesetzt nach außen ab. Die gekrümmte Form erklärt sich durch die Strömung des Sternwindes. Der zugehö-
rige Infrarotstern ist im Bild nicht sichtbar, zu tief steckt er im Rüsselmaterial.
Nach all diesen für uns spannenden Erkenntnissen gab es eine neue Erfahrung. Die Freude an einem interessanten, außergewöhnlichen Himmelsfeld bewirkte, dass wir uns mehr mit den im Bild erfassten Objekten beschäftigten. Und das macht ebenfalls Spaß ... und Sinn!
Literatur- und Internethinweise: [1] G. Westerhout, 1958: ,,A survey
of the continuous radiation from the galactic system at a frequency of 1390 Mc/s", Bull. Astron. Inst. Netherlands 14, 215 [2] F. Comeron, A. Pasquali, 2005: ,,The ionizing star of the North America and Pelican nebulae", Astron. Astrophys. 430, 541 [3] J. Bally, B. Reipurth, 2003: ,,Irradiated jets and outflows in the Pelican nebula", Astron. J. 126, 893 [4] G. H. Herbig, 1958: ,,NGC 7000, IC 5070, and the Associated Emissionline Stars", Astrophys. J. 128, 259 [5] http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/
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Eine Supernova in der Kassiopeia?
von Manfred Mrotzek
Die Nacht vom 05. zum 06.09.2016 war klar und ich in meiner Sternwarte tätig. Gegen 1 Uhr morgens hatte ich die Aufnahme einer Supernova beendet und suchte nach einem neuen Ziel. Dazu sah ich mir die Liste der gemeldeten möglichen Supernovae [1] an. Unter der provisorischen Bezeichnung AT2016fte fand ich ein helles Objekt mit Maffei 2 als Heimatgalaxie gelistet. Das Objekt war etwa 12 Stunden zuvor entdeckt worden. Maffei 2? Das war doch eine dieser obskuren Galaxien, die äußerst selten fotografiert werden. Der Astronom Paolo Maffei hatte sie und die benachbarte Galaxie LEDA 9892 (Maffei 1) 1968 auf Infrarotaufnahmen im Sternbild Kassiopeia entdeckt. Nachdem klar war, dass Maffei 2 in meinem Beobachtungsfenster lag, lud ich mir aus Aladin den Himmelsausschnitt als Referenz zum Aufsuchen und Einstellen der Galaxie herunter. Per GoTo schwenkte die Montierung auf die Position und bereits beim Fokussieren war der Kern von Maffei 2 als diffuser Fleck zu sehen. Auch die mögliche Supernova war an der angegebenen Stelle hell sichtbar. Nach 36 Minuten Belichtung durch einen Luminanzfilter konnte ich ein hübsches Belegfoto gewinnen [4].
Die mögliche Supernova stand mitten im Sterngewimmel der Milchstraße und hatte eine Helligkeit von 15,8 mag (Angabe der Entdecker [2]). Ohne die präzise Positionsangabe in der oben genannten Liste hätte ich sie so schnell nicht gefunden. Maffei 2 befindet sich in gut 10 Millionen Lichtjahren Entfernung [3] und ist Mitglied der IC 342/Maffei-Gruppe. Das ist etwa die gleiche Entfernung wie für die M 81-Gruppe. Eigentlich müsste diese Balkenspirale hell am Himmel zu sehen sein, wenn sie nicht mitten in der Milchstraße läge und ihre Helligkeit vom dort vorhandenen Staub stark gedämpft würde. Die lokale Absorption des extragalaktischen Sternlichts durch den Staub unserer eigenen Galaxie ist für den ganzen Himmel katalogisiert, aber gerade für die Bereiche in der Milchstraße relativ
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unsicher. Es werden Werte um 7 mag genannt. Damit wäre die ,,wahre scheinbare" Helligkeit einer Supernova um 7 mag heller, also in diesem Fall etwa 8,8 mag. Das passt ganz gut, wenn man noch eine leichte Schwächung der Helligkeit durch die Heimatgalaxie berücksichtigt. Zum Vergleich: SN2014J in M 82 hatte eine Helligkeit von 10,1 mag erreicht, wobei M 82 etwa die gleiche Entfernung wie Maffei 2 hat [3] und die Absorption von SN2014J durch den Staub in M 82 auf 2 mag geschätzt wurde, d.h. ohne den vorgelagerten Staub in M 82 wäre sie uns bis zu 8,1 mag hell erschienen.
Am nächsten Tag begann ich nach Informationen über Maffei 2 zu suchen und stellte fest, dass Maffei 2 (auch als LEDA 10217 katalogisiert) nicht nur im Infraroten bei etwa 2 µm Wellenlänge viel heller als im Visuellen ist, sondern bereits im Nahinfraroten bei etwa 850 nm schon deutlich heller als im Roten ist. Im Visuellen und Blauen ist sie so gut wie überhaupt nicht sichtbar. Da kam mir doch mein Infrarot-Passfilter sehr gelegen. Am 07.09.2016 war es wieder klar, und ich startete eine Aufnahme von Maffei 2 durch den IR-Passfilter, der infrarotes Licht ab etwa 807 nm Wellenlänge durchlässt. Mit Spannung erwartete ich das erste Bild. Die Galaxie erschien tatsächlich heller und größer, aber die mögliche Supernova schien mir im Vergleich zu ein paar Nachbarsternen deutlich lichtschwächer zu sein. Das war seltsam, denn das Licht einer Supernova in Maffei 2 musste doch genauso durch den Staub in der Milchstraße absorbiert werden und gerötet erscheinen wie die Galaxie selbst. Die Supernova sollte somit im Infraroten deutlich heller als die Vergleichssterne leuchten. Auch nach dem dritten Einzelbild hatte sich das Helligkeitsverhältnis nicht geändert.
Nun wäre es zwar untypisch gewesen, aber es hätte ja sein können, dass die Supernova innerhalb der vergangenen zwei Tage überraschend schnell an Helligkeit
verloren hatte. Um das zu kontrollieren, machte ich zum Vergleich noch schnell zwei Aufnahmen mit Luminanzfilter wie zwei Tage zuvor. Zu meiner Überraschung leuchtete die mögliche Supernova im Luminanzbild genauso hell wie zwei Tage vorher. Da gab es keinen Helligkeitsabfall. Daraus konnte nur ein Schluss gezogen werden: Das Objekt war keine Supernova in Maffei 2, sondern ein Stern unserer eigenen Galaxie, der einen Helligkeitsausbruch erlitten hat, also eine Nova. Das ist mitten in der Milchstraße auch gar nichts Ungewöhnliches. Um den Befund zu visualisieren, fertigte ich ein Falschfarbenbild aus der IR-Aufnahme und den beiden Luminanzaufnahmen an (Abb. 1a, b). Maffei 2 selbst und jeder Stern in ihr sollten deutlich heller im IR und damit im Falschfarbenbild rot oder zumindest rötlich erscheinen. Die vermeintliche Supernova erscheint aber türkis, d. h. ist im Visuellen deutlich heller als im Infraroten.
Jetzt wollte ich doch wissen, was die Entdecker in ihrer Entdeckungsmeldung [2] zu SN AT2016fte an die IAU geschrieben hatten. Und da las ich dann, dass sie bereits einen kataklysmischen Variablen vermuteten, aber wegen der Nähe zu Maffei 2 auch eine Supernova in dieser Galaxie nicht ausschließen wollten. Deswegen kam die Entdeckung auf die Liste der möglichen Supernovae. Diese Möglichkeit konnte ich mit meinen bescheidenen Mitteln ausschließen. Gleichzeitig hatten die Profi-Astronomen ein Spektrum gewinnen können, auf dessen Grundlage sie eine Supernova in Maffei 2 als sehr unwahrscheinlich ansahen, obwohl die Nova interesssanterweise dieselbe Rotverschiebung (genaugenommen eine Blauverschiebung) von z = -0,000056 wie Maffei 2 aufwies. AT2016fte wurde daraufhin auf der von David Bishop gepflegten Webseite [5], die alle helleren aktuellen Supernovae dokumentiert, in die Rubrik der Fehlmeldungen [6] verschoben. Auf der blauempfindlichen Fotoplatte aus dem POSS II ist
Astrofotografie
Astrofotografie
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an der Position der Nova übrigens ein Sternchen von 21,1 mag sichtbar (Abb. 2). Auf der rotempfindlichen Fotoplatte ist an der Stelle nichts zu sehen, was ein weiteres Indiz für die galaktische Zugehörigkeit der Nova ist.
Schade, ich hätte schon gern mal eine Supernova in Maffei 2 dokumentiert. Dafür war es eine spannende Geschichte, und diese Galaxie ist auf die Zielliste für eine tiefe Aufnahme mit IR-Passfilter gekommen. Bei einem ersten Versuch am 02.11.2016 war von der Nova nichts mehr im Nahinfraroten sichtbar.
Quellenhinweise (Stand 26.10.2016): [1] https://wis-tns.weizmann.ac.il/search [2] http://ooruri.kusastro.kyoto-u.ac.jp/
mailarchive/vsnet-alert/20131 [3] http://ned.ipac.caltech.edu/forms/byname.html [4] www.astro-photos.net/CCD/CCD2/Maffei2_
ccd.html [5] www.rochesterastronomy.org/
supernova.html [6] www.rochesterastronomy.org/sn2016/boneyard.
html [7] http://stdatu.stsci.edu/cgi-bin/dss_form
1 a+b
Links oben: Die vermeintliche Supernova ist im Falschfarbenbild gelb markiert. Alle Aufnahmedaten stehen unten im Bild. Rechts Mitte: Invertierte, kontrastgesteigerte Bildvariante zur besseren Sichtbarmachung der Ausdehnung von Maffei 2.
2
Links unten: Kontrastverstärkter Ausschnitt aus der blauempfindlichen Fotoplatte des POSS II, der an der Position der Nova einen schwachen Stern zeigt (gelb markiert). Die Position befindet sich an der Grenze der Ellipse, die die tatsächliche Größe von Maffei 2 andeuten soll. POSS-II-Aufnahmen sind unter [7] herunterladbar.
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Neues aus der Fachgruppe Astrofotografie
- Das Astrofoto des Jahres 2016
von Thorsten Zilch
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Die Mitglieder der Fachgruppe Astrofotografie sowie die Teilnehmer an der Mailingliste dieser Fachgruppe hatten Anfang des Jahres 2017 wieder die Aufgabe, das Astrofoto des Jahres zu wählen. Aus einer Grundgesamtheit von insgesamt 52 Astroaufnahmen, die durch das ,,Astrofoto der Woche" (AdW) unter Astronomie.de innerhalb eines Jahres aus dem Kreis der deutschsprachigen Astrofotografen im Wochenrhythmus veröffentlicht werden, galt es wieder, die ersten drei Plätze zu nominieren. Nach Abschluss der Wahl konnten dann drei Platzierungen bestimmt werden. Die drei Siegerbilder sind an dieser Stelle noch einmal abgebildet. Herzlichen Glückwunsch den Gewinnern, aber auch recht herzlichen Dank an die vielen treuen Einsender! Ihr AdW-Team der FG Astrofotografie
Platz 1
Hans Jürgen Mayer: Galaktische Wolken im Cepheus
Links: Ab dem 09.08.2015 nutzte Hans Jürgen Mayer in Stolac/Kroatien vier Augustnächte für diese galaktischen Wolken bei LDN 1251 im Cepheus. Als Optik verwendete er ein 200-mm-Canonobjektiv USM 1:2,8 an einer Canon 1100Da. Bei Blende 3,5 und ISO 800 wurde insgesamt 15,3 Stunden belichtet.
Platz 3
Peter Remmel: Ein Portrait von NGC 6888
Unten: Peter Remmel erstellte dieses Astrofoto am 11. und 19.09.2016 in Rowe, New Mexico, Vereinigte Staaten. Dort stand ihm ein 360-mm-Teleskop (f/9) bei effektiv 2.946 mm Brennweite (Ritchey-Chretien von RC Optical Systems) remote zur Verfügung. Die verwendete CCD-Kamera war eine SBIG STX-16803. Belichtet wurde [OIII] 21 x 1.200 s und H 18 x 1.200 s, insgesamt also 13 Stunden allein für den Bicolor-Anteil. Darüber hinaus wurden auch noch jeweils 12 x 5 min R, G und B in das Bild eingearbeitet. Die Farbzuordnung: H für den Rotkanal, [OIII] jeweils für Blau und Grün.
Platz 2
Rudolf Dobesberger: Die Geminiden - ein Komposit vom 15. Dezember 2015
Links unten: Rudolf Dobesberger weilte auf 1.100 m Seehöhe im Sternenpark ,,Hohe Dirn" im Nationalpark Kalkalpen. Er setzte eine Sony Alpha 7s ein, Objektiv war ein Canon 8-15 mm bei f = 15 mm und Blende 4. In den frühen Morgenstunden des 15. Dezember 2015 wurde dann bei ISO 6400 eine lange Serie von Einzelbildern jeweils 20 Sekunden lang belichtet. Das hier gezeigte Komposit basiert auf 60 verwendeten Bildern.
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Computerastronomie
Mars-Ephemeriden mit R
von Olaf Simon
- Teil 2 -
Im ersten Teil dieses Artikels [1] wurde ein Programm in der Sprache R vorgestellt, welches Ephemeriden erstellen kann. In diesem Teil dieses Aufsatzes können wir nun zur Anwendung übergehen: Wir berechnen als erstes die Daten der kommenden Marsopposition am 27. Juli 2018. Der kleinste Abstand (0,385 AE) wird am 31.07.2018 erreicht. Mars hat dann eine Größe von 24,2 Bogensekunden; das ist nicht viel weniger als die 25,0'', die am 27. August 2003 bei einem Abstand von 0,373 AE erreicht wurden, dem kleinsten Abstand der letzten 60.000 Jahre [2].
In der Abbildung 1 erkennt man die typische Oppositionsschleife eines Planeten: Von Nacht zu Nacht steht der Planet immer wei-
ter östlich vor dem Himmelshintergrund. Dann verlangsamt er seine Bewegung, diese wird sogar rückläufig (retrograd), bis der Planet schließlich wieder auf einen Ostkurs geht. Diese Schleifen haben die Astronomen vor Kopernikus zur Einführung der Epizykel geführt. Im heliozentrischen System werden die Schleifen einfach durch das Überholen der Erde auf der Innenbahn des Sonnensystems erklärt und sind ein Projektionseffekt vor dem Fixsternhimmel.
In der Abbildung 2 ist zu erkennen, wie der Abstand sein Minimum einnimmt. Ausgabe des Programms (1 AE entsprechen etwa 149 Millionen km): 2018-07-31 08:00:00 UTC 0.384963 AE RA/DE: 20.45 -25.94 Größe: 24.2"
1 Mars-Opposition Juli 2018, der Punkt mit dem kleinsten Abstand
ist in der Grafik durch einen Pfeil markiert. Die Positionen wurden im Abstand von einem Tag berechnet. Die Grafik wurde mit dem Erweiterungspaket 'ggplot' erzeugt. Vgl. das Objekt 'plt' im Listing 'vsop87.r' sowie das R-Graphics Cookbook von Winston Chang [3].
Die Deklination ist aber leider wie immer bei Oppositionen im Perihel nur sehr klein. Mars wird 2018 also im Sternbild Steinbock seine Schleife ziehen und ist an meinem Beobachtungsstandort damit unerreichbar. Aber selbst wenn ich freie Sicht auf den Planeten hätte, wären in einer derartig niedrigen Höhe über dem Horizont Beobachtungen und Fotos aufgrund der atmosphärischen Einflüsse nur schlecht möglich. Es bleibt also nur eine Standortveränderung in den Süden; Juli ist ja auch nicht die schlechteste Zeit für einen Urlaub, wenn man mal von den kurzen Nächten absieht.
Und nach 2018? Durch Änderung des Berechnungszeitraums erhält man weitere Einsichten darüber, wie sich der Mars über die Jahre am Him-
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2 Abstände während der Mars-Opposition im Juli 2018 3 Scheinbare Größe während der Mars-Opposition im Juli 2018
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Tabelle 1: Minimale Abstände Erde-Mars 2000-2050; Genauigkeit ~ 1 Stunde, Zeiten in UTC
mel bewegt. Diese sind in der Tabelle 1 für die Jahre 2000 bis 2050 dargestellt. Man erkennt in der Abbildung 4, wo die Oppositionsschleifen im Abstand von Jahren auftreten. Mars ist in diesem Zeitraum natürlich bereits mehrfach über alle Rektaszensionswerte gelaufen.
Der Tabelle 1 und der grafischen Darstellung der Mars-Entfernungen in der Abbildung 5 ist zu entnehmen, dass
etwa alle 15 Jahre ,,große" Oppositionen stattfinden. Nach 2018 und 2020 (positive Deklination im Sternbild Fische mit einer Größe von 22,4 Bogensekunden!) wird Mars erst 2033 und 2035 wieder mit mehr als 20 Bogensekunden Größe am Himmel sichtbar.
Jean Meeus [2] listet in seinem Papier ,,When was Mars last this close?" die Daten für die Jahre 30 bis 3000 auf, die mit
denen meines Programms im Zeitraum ab 1582 übereinstimmen.
Synodische Periode Mit R lassen sich ganz einfach weitere Statistiken ermitteln. Zur Bestimmung der genauen synodischen Perioden habe ich den Zeitraum von 2000 bis 2200 untersucht und die Datumsdifferenzen der Oppositionszeitpunkte berechnet.
4 Marskoordinaten für die Jahre 2000-2050
5 Abstände Erde-Mars von 2000-2050 in AE
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Computerastronomie
Übrigens, wer für seinen Astrourlaub einen Frühbucherrabatt (z.B. für einen Flug zum Mars) ausnutzen möchte, hier schon einmal die Daten für den kleinsten Abstand Mars-Erde in diesem Jahrtausend: 2729-09-08 0.372007 AE RA/DE: 22.71 -15.06 Größe: 25.0"
Die Auswertung ist ganz einfach: Im logischen Vektor ,,opposition" sind die Oppositionen mit dem Wert ,,TRUE" markiert. Mit dem Kommando ,,datum[opposition]" erhält man die Datumswerte, an denen diese stattfinden, und mit ,,diff(datum[opposition])" den zeitlichen Abstand dieser Datumswerte in Tagen:
6 Histogramm synodischer Perioden im Zeitraum
2000-2200
Das Kommando ,,hist(synPeriode)" liefert ein Histogramm der Werte (Abb. 6). Es ist zu erkennen, dass die Berechnung der synodischen Periode im Teil 1 dieses Artikels zwar den richtigen Mittelwert (780) lieferte, es handelt sich bei diesem Wert aber nur um die mittlere synodische Periode. Die Schwankung der tatsächlichen Werte beträgt über einen Monat! Wie verändert sich diese synodische Periode mit der Zeit? Auch diese Antwort ist schnell gegeben.
Folgende Kommandos erzeugen die Grafik:
7 Synodische Perioden in Tagen im Zeitraum
2000-2200
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Da nach der elementweisen Differenzbildung mit der Funktion ,,diff()" der Vektor ,,synPeriode" um ein Element zu kurz ist, um gegen die Datumswerte aufgetragen zu werden, wurde ein leeres Element angehängt. Die synodische Periode verändert sich also ebenfalls periodisch (Abb. 7). Die Grundschwingung der zyklischen Änderung von ca. 15,79 Jahren wurde mit einer Regressionsrechnung (Sinus-Fit) bestimmt. Der Meeus-Artikel von 2003 [2] enthält weitere Beispiele langfristiger Veränderungen und Besonderheiten der Marsbahn.
Das zweite Keplergesetz einmal statistisch verifiziert Johannes Kepler entdeckte nicht nur, dass die Planeten elliptische Bahnen besitzen, sondern sein zweites Gesetz fordert, dass die Verbindungslinie von der Sonne zum Planeten in gleichen Zeiten gleiche Flächen überstreicht. Der Planet bewegt sich entsprechend im Bereich des Perihels schneller als auf den sonnenferneren Punkten seiner Bahn. Der Planet wird deshalb auch im Mittel in der Nähe des Aphels öfter eine Oppositionsstellung als im Bereich des Perihels einnehmen. Ein Statistikprogramm ist genau das Richtige, um so eine Behauptung zu überprüfen. Für eine ausreichende Datenbasis habe ich den Zeitraum 2000 bis 3000 untersucht und darin 469 Oppositionen gefunden.
Computerastronomie
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In der Abbildung 8 ist sehr gut die relativ starke Exzentrizität der auf die Ekliptik projizierten Marsbahn im Vergleich zur Erdbahn sowie die ungleichmäßige Verteilung der aufgetragenen Oppositionspunkte zu erkennen. Das Histogramm (Abb. 9) der L-Werte des Planeten (heliozentrische Längen) bestätigt diesen Eindruck. Da die Erdbahn mit ihrer numerischen Exzentrizität von e = 0,0016 beinahe Kreisform hat, kann man sie in dieser groben Auswertung außer Acht lassen:
Ruhestand 1993 als Meteorologe. Er ist Autor zahlreicher Bücher und hunderter Artikel über astronomische Berechnungen und scheint einen besonderen Spaß an der Lösung ,,exotischer" Aufgaben zu haben. So berechnete er 2004 zusammen mit Aldo Vitagliano, dass es am 26. Juli 69163 zu einem gemeinsamen Sonnentransit von Merkur und Venus kommt [4]. Auf Fotos von diesem Ereignis bin ich jetzt schon gespannt. Vielleicht ist aber der von den beiden vorausgesagte Merkurtransit während einer Sonnenfinsternis am 5. Juli 6757 doch noch etwas spektakulärer?
Zusammenfassung Astronomische Rechnungen mit R und dem Grafikpaket ,,ggplot2" [5] sind problemlos durchführbar. Mit R bekommt man ein ausgereiftes numerisches Rechenprogramm, und das zu einem unschlagbaren Preis. Natürlich lassen sich die hier vorgeführten Rechnungen in jeder Programmiersprache lösen, in vielen sogar ähnlich komfortabel. Als gute Alternative bietet sich z.B. Python mit den Libraries ,,NumPy" und ,,Matplotlib" oder ebenfalls ,,ggplot" an. Wer ein System sucht, mit dem schnell Ergebnisse erzielt werden können, liegt mit R richtig. Wenn man das Programmpaket noch für andere statistische Untersuchungen einsetzen möchte, lohnt sich die Einarbeitung auf jeden Fall.
Zum Schluss noch eine Bemerkung zu Jean Meeus. Er wurde 1928 geboren, studierte an der Universität Leuven (Belgien) Mathematik. Anschließend arbeitete er am Flughafen Brüssel bis zu seinem
Literaturhinweise und Internetlinks: [1] O. Simon, 2017: ,,Mars-Ephemeriden mit R (Teil 1)",
VdS-Journal für Astronomie 61, S. 59 [2] J. Meeus, 2003: "When was Mars last this close?",
Planetarian, March 2003, p. 12; http://spider.seds. org/spider/Mars/Add/whenwasmarsclose.pdf [3] W. Chang, 2012: "R Graphics Cookbook, Practical Recipes for Visualizing Data", O'Reilly [4] J. Meeus, A. Vitagliano, 2004: "Simultaneous Transits", Journal of the Brit. Astron. Association 114, 3, p. 132; http://adsabs.harvard.edu/ full/2004JBAA..114..132M (Hinweis aus: Abenteuer Astronomie, 4/2016, S. 13) [5] H. Wickham, 2009: "ggplot2: Elegant Graphics for Data Analysis", Springer-Verlag New York
8 x/y-Plot (aus den heliozentrischen Koordinaten L und R) für
die Mars-Oppositionen im Zeitraum 2000-3000, Längen in AE, (L=0 auf der x1-Achse)
9 Histogramm L-Koordinaten der 469 Mars-Oppositionen im
Zeitraum 2000-3000. Zum Vergleich ist die Verteilung der ca. 365.000 berechneten L-Koordinaten des Planeten hellgrau unterlegt. Die Dichten beider Verteilungen sind auf 1 normiert.
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+ + + + + + + + + + Computer-Ecke + + + + + + + + + +
Firecapture
von Oliver Schneider
1 Bildschirmfotografie von FireCapture
Die Fotografie der Planeten, des Mondes und der Sonne hat in den letzten Jahren einen großen technologischen Sprung erfahren. So werden z.B. durch die Verwendung von USB-Video-Kameras, die sehr hohe Bildraten (Bilder pro Sekunde) aufnehmen können, die Momente einer guten Luftruhe festgehalten. Durch Weiterverarbeitung werden nach dem Aufnahmeprozess ausschließlich diese Momente einer guten Luftruhe, also die schärfsten Objektbilder, zu einem Summenbild aufaddiert. Auf diesem Weg entstehen Ergebnisse, die bis an das theoretische Auflösungsvermögen des verwendeten Fernrohres heranreichen. Es sind viele Kamerahersteller auf dem Markt, die mit immer schnelleren Bildfolgen, modernen USB-3-Anschlüssen und rauschärmeren Sensoren die Aufnahmen immer spektakulärer werden lassen. Auf der anderen Seite haben sich einige Softwarepakete etabliert, welche den Astrofotografen bei ihrer Bildverarbeitung gute Dienste leisten. Eines dieser Softwarepakete ist FireCapture - diese Software unterstützt sehr viele Kameramodelle verschiedener Hersteller sowie eine ,,Dummycam" zum Üben (Abb. 2). Des Weiteren unterstützt das Programm Filterräder, Fokussierer und Fernrohr-
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steuerungen verschiedener Hersteller. Dabei werden je nach Kameratyp die Programmtreiber der Kamerahersteller oder Treiber über die Ascom-Schnittstelle verwendet. Neben den Grundeinstellungen im Aufnahmefenster, über das man die Kamera ansteuern kann, stellt das Pro-
gramm noch viele nützliche Funktionen für die Bildaufnahme zur Verfügung. Diese findet man im Einstellungsfenster oder auch zur direkten Verwendung neben dem angezeigten Livebild der Kamera. Es stehen u.a. folgenden Funktionen zur Verfügung:
2 Menü zur Auswahl der Bildquelle von FireCapture
Deep Sky
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- das Mitschreiben von Informationen zur Bildaufnahme in Log-Dateien
- Autoalign von Aufnahmeobjekten im Aufnahmefenster
- Autoguiding auf Aufnahmeobjekte - Filterwechseleinstellungen, auch für
manuellen Filterwechsel - Profilerstellung für Zielobjekte mit Be-
lichtungszeiten für einzelne Filter
Außerdem sind verschiedene zusätzlich installierbare Zusatzprogramme (Plugins) mit nützlichen Funktionen verfügbar.
Neben der Hauptsoftware werden im Installationsordner noch zwei Programme mitgeliefert. Der SessionBrowser ermöglicht den Aufruf und die Verarbeitung der in Firecapture geschriebenen LogDateien. ImageMagic ist ein Programm, mit dem sich Bilder mit Daten aus der Log-Datei versehen lassen und abgespeichert werden können.
Das Programm ist kostenlos von der Internetseite des Programmautors Torsten Edelmann herunterladbar [1]. Dort sind
neben dem Hinweis zum Herunterladen auch viele Videoanleitungen, Zusatzprogramme usw. zu finden. Außerdem ist für das Programm ein Erfahrungsaustausch über eine Yahoo-Gruppe möglich.
Der Kontakt zum Programmautor per EMail ist nach Erfahrung des Artikelautors sehr gut möglich.
Quellenhinweis: [1] www.firecapture.de
Beobachtung im August 2016
von Mathias Sawo
Ich erinnere mich noch gut an den August 2016. Dank ausgedehnter Hochdruckwetterlagen konnte ich in diesem Monat intensiv beobachten. Genutzt hatte ich ein 10-, 12- und 18-Zoll-Teleskop an verschiedenen Plätzen unter einem dunklen Himmel. Von winzigen und großen Planetarischen Nebeln hin zu Galaktischen Nebeln, Sternhaufen und Galaxien, die ich mir angeschaut habe, war eigentlich alles dabei. Teilweise gab es auch Nächte mit exzellentem Seeing, was vor allem bei den Winzlingen einige Details hervorbrachte. Ein paar ausgewählte Ergebnisse möchte ich hier inklusive Zeichnungen präsentieren.
M1-92
- 10 Zoll, beobachtet in der Rhön Für diesen sehr kleinen Planetarischen Nebel ist eine genaue Karte unbedingt notwendig, denn er wirkt in der Übersichtsvergrößerung wie ein gewöhnlicher Stern. Ausgehend von 9 Cyg im Sternbild Schwan war er allerdings recht schnell zu finden. Ich musste recht viele Okulare wechseln, bis der Nebel endlich deutlich flächig wurde, was erst bei 365-facher Vergrößerung möglich war. Bei dieser Einstellung war ein rund-ovaler Nebel zu sehen, mit einer zum Zentrum gerichteten Helligkeitsverdichtung. Blickweise bemerkte ich auch ein sehr schwaches Anhängsel, was bei dieser Vergrößerung kaum zu trennen war. Erst bei weiterer Steigerung auf 500-fach war die Trennung besser greifbar, aber immer nur für kurze Zeit und nur mit indirektem Blick. Der helle Teil wirkte dann oval und zu ei-
1 Zeichnung von M1-92 nach Beobachtungen mit einem 10-Zoll-Teleskop,
Mathias Sawo
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Deep Sky
2 Zeichnung von NGC 6572 nach Beobachtungen mit einem
10-Zoll-Teleskop, Mathias Sawo
3 Zeichnung von M 27 nach Beobachtungen mit einem
12-Zoll-Teleskop, Mathias Sawo
ner Seite abgeplattet, während der schwache Teil einer flachen Schale ähnelte.
NGC 6572
- 10 Zoll, beobachtet in Südbrandenburg Ein kleiner Planetarischer Nebel im Schlangenträger, der durch seine sehr große Flächenhelligkeit und einem
leicht hellblauen Farbstich auffiel. Bei der Aufsuch-Vergrößerung wirkte er zunächst stellar, und zeigte bei 365-fach eine deutlich quadratisch bis rechteckige Grundform, mit einer zur Mitte gerichteten Helligkeitszunahme. Blickweise waren Richtung Norden und Süden dünne, teilweise gebogene Ausläufer erkennbar, die sich bei Vergrößerung auf 500-fach
deutlicher zeigten. Ein faszinierendes Objekt, welches erst bei ruhiger Luft seine Details offenbart.
M 27
- 12 Zoll, beobachtet auf der Schwäbischen Alb Den bekannten Hantelnebel beobachtete ich mit 265-facher Vergrößerung und ohne den Einsatz eines Filters. Es zeigte sich ein heller, sanduhrförmiger innerer Teil mit Hell- und Dunkelstrukturen und zu den Seiten Ausläufer, die auf der Nord- und Ostseite dünner und weitläufiger zu erkennen waren. Der Zentrals tern war direkt zu sehen und saß in einer nach Südost geöffneten dunklen Einbuchtung. Insgesamt waren 8 Sterne im Nebel zu erkennen.
NGC 6946 und NGC 6939
- 12 Zoll, beobachtet auf der Schwäbischen Alb Dieses interessante Pärchen findet man im Sternbild Cepheus. Es zeigt beim
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Zeichnung von NGC 6946 und NGC 6939 nach Beobachtungen mit einem 12-ZollTeleskop, Mathias Sawo
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5 Zeichnung von NGC 6745 nach Beobachtungen mit einem
18-Zoll-Teleskop, Mathias Sawo
6 Zeichnung von NGC 7635 nach Beobachtungen mit einem
18-Zoll-Teleskop, Mathias Sawo
Blick ins Okular und geringer Vergrößerung zwei neblig wirkende Objekte, die nah beieinanderstehen. Erst bei weiterer Vergrößerung wurde die wahre Natur offensichtlich. Während NGC 6946 neblig blieb, wirkte NGC 6939 deutlich granuliert. Bei 132-facher Vergrößerung schien der Sternhaufen schon sehr schön aufgelöst, mit gut greifbaren Einzelsternen vor einer körnig wirkenden Fläche. Markant war eine hart abgeschnittene Südwestkante, was ihn fächerförmig wirken ließ. Bei NGC 6946, der Galaxie, war bei dieser Vergrößerung bereits der große Spiralarm zu sehen. Nach einer Weile ließen sich noch drei weitere, deutlich schwächere Arme mit indirektem Blick ausmachen. Die sehr diffus wirkende Galaxie hatte ein nur leicht helleres Zentrum. Leider passten bei dieser Vergrößerung beide Objekte nicht in ein gemeinsames Gesichtsfeld, trotzdem ein sehr schöner Anblick.
NGC 6745
- 18 Zoll, beobachtet in der Rhön Das Sternbild Leier ist nicht gerade bekannt für auffällige Galaxien. Eine Aus-
nahme macht NGC 6745, die in der Übersichtsvergrößerung schon gut erkennbar war und bei 317-facher Vergrößerung viele Details zeigte: ein nach Norden gerichteter, abgesetzt wirkender Arm mit einer stellar aufblitzenden Helligkeitsspitze sowie ein weiterer, nach Südwest gerichteter schwacher Arm, wodurch die Galaxie leicht gebogen wirkte. Des Weiteren waren innerhalb des Hauptkörpers zwei diffuse Knoten indirekt zu erkennen. Eine sehr interessante Galaxie, bei der es einiges zu entdecken gab.
NGC 7635
- 18 Zoll, beobachtet in der Rhön Dieser beeindruckende Nebel ist in der Cassiopeia zu finden und befindet sich direkt an einem sehr hellen Stern. Schon in der Aufsuch-Vergrößerung und einem [OIII]-Filter deutete sich bereits ein Nebelbogen an, der in einen schwachen Schleier eingebettet war. Mit 158-facher Vergrößerung konnte ich ihn gut erkennen, und er zeigte auch Details wie einen gebogenen hellen Knoten innerhalb des westlichen Nebel-Endes. Die Nordostseite des Bogens zeigte sich etwas heller
und besser definiert, ein schwacher, nach Norden gerichteter diffuser Schleier ließ sich bis weit in den Raum hinaus verfolgen. Die Verwendung eines UHC-Filters erwies sich als die bessere Wahl, da ich damit die inneren Details des Nebels besser erkennen konnte.
Comic
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Deep Sky
Think Big - Beobachtungen über 2 Grad und mehr Fish on a platter - Barnard 144 und LDN 862
von Christopher Hay und Rene Merting
Groß-Ferngläser und kleine Teleskope sind Geräte mit ganz speziellen Möglichkeiten, sprich mit Gesichtsfeldern zwischen 2 und 4 Grad in Verbindung mit mehr Öffnung als Handferngläser. Für diese Öffnungsklasse gibt es kaum Beobachtungsempfehlungen für Objekte mit dieser Ausdehnung.
Eine Reihe von diesen ,,Groß-Objekten" mit einem Kaliber von 2 Grad Winkelausdehnung enthält passenderweise das Sternbild Schwan, ist das geflügelte Gestirn doch eines der Sternbilder mit der größten Flächenausdehnung am Himmel. Zusätzlich beherbergt es beachtliche 35 Grad des Verlaufs der Milchstraße.
Die Abbildung 1 zeigt durch die Schmalband-Filterung eindrucksvoll das gesamte Nebelgeschehen im Schwan. Wir sehen hier flach entlang der Innenkante unseres lokalen Orion-Arms der Galaxis. Durch den flachen Winkel unserer Blickrichtung im Verhältnis zum Orion-Arm liegen die Nebelbereiche links oben im Bild wesentlich näher zu uns als die Bereiche rechts unten.
Ein bekanntes Objekt dieser Kategorie ist der Cirrus-Nebelkomplex, der ein Supernova-Rest und ein isoliertes Objekt im Vordergrund in 2.000 Lichtjahren Entfernung ist, das heißt ohne eigentlichen Bezug zum Nebelgeschehen dahinter.
Wir wollen hier ein anderes, exotischeres Groß-Objekt vorstellen, dessen Einzelobjekte manchen bekannt sein dürften, die jedoch selten in einem größeren Zusammenhang betrachtet werden - der Dunkelnebelkomplex um Barnard 144 und LDN 862 in gut 7.000 Lichtjahren Entfernung.
Die Nebel liegen mitten im Hals des Schwans in der Cygnus-Sternwolke. Edward Barnard beschreibt den Komplex in seinem 1927 posthum erschienenen ,,Photographic Atlas of Selected Regions of the Milky Way" folgendermaßen: ,,Die Umrisse dieser halbdunklen Region sind recht deutlich, außer ihres südwestlichen
1 Bildautor: Dieter Willasch (www.astro-cabinet.com)
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Teils, welcher allmählich in den allgemeinen Sternenhintergrund übergeht. In der Nähe der oberen linken Flanke erstreckt sich ein Teil des allgemeinen Hintergrundes bis zur Hälfte über den dunkleren Teil der Figur."
Unter Amateuren hat sich die Bezeichnung ,,Fish on the Platter", also ,,Fisch auf dem Servierteller", eingebürgert. Die Abbildung aus Barnards Atlas (Abb. 2) vermittelt einen guten Eindruck vom Fisch. Der Teller, auf dem der Fisch angerichtet ist, ist schlicht die CygnusSternwolke als mächtige Verdichtung der Milchstraße im Hals des Schwans. Im Folgenden verwendete Abkürzungen: GF = Gesichtsfeld, AP = Austrittspupille.
Unsere Beobachtungen zu Barnard 144 / LDN 862
Christopher: Verwendetes Instrument: 5-ZollDoppelrefraktor bei 26-fach (2,8 Grad GF/ 4,8 mm AP), 36-fach (2,1 Grad GF/3,5 mm AP) und 67-fach (1,2 Grad GF/1,9 mm AP). Standort: vorstädtisch, mit mäßiger Himmelsqualität. ,,Zuvor hatte ich das bekanntere GroßObjekt im Schwan, den Cirrus-Nebel, mit Filtern bei 26-fach angeschaut - in einem Okular ein UHC-Filter, im anderen ein [OIII]-Filter, eine gewinnbringende Kombination. Ich dachte ganz beiläufig, ich schaue mal, was diese Kombi am Großen Fisch Barnard 144 zuwegebringt, es ist ja nur ein kurzer Schwenk dorthin. Aaaaaaah - die Offenbarung! In früheren Nächten, ohne Filtereinsatz, war es doch schon Arbeit gewesen, den Fisch zu erfassen. Jetzt war er auf einmal von Kopf bis Schwanz klar zu sehen. Das Sehfeld von 2,8 Grad förderte die angenehme Erfassung des gesamten Objektes. So konnte ich sowohl Ostrand als auch Westrand der Dunkelnebelstruktur stets im Feld halten, während ich ihn über seine 4,5 Grad Länge von Nordost nach Südwest abfuhr. Begeistert und überrascht von dieser klaren Sichtung führte ich weitere Tests zur Filterung durch: [OIII] heraus, in beiden Okularen nun UHC bei 26-fach: Der Fisch gerade noch da, aber nicht mehr markant. Dann ohne Filter bei gleicher Vergrößerung: Der Fisch war weg! Fazit: Wer ein Großfernglas mit Wechselokularen verwendet, kann durch gemischte Filterverwendung einiges erreichen.
2 Quelle: Georgia Institute of Technology Library and Information Center, "Edward
Emerson Barnard's Photographic Atlas of Selected Regions of the Milky Way, Plate 43", Georgia Institute of Technology (www.library.gatech.edu/barnard)
Also mal schauen, welche Wirkung die Steigerung der Vergrößerung hat: Ohne Filter bei 36-fach: Der Fisch kam, war aber schwierig zu halten. Ohne Filter bei 67-fach: Der Fisch war da und nun deutlich in verschiedene Bereiche unterscheidbar. Dem Kopf folgte ein Bereich mit erhöhter Sterndichte (in meiner Vorstellung die Kiemen; siehe auch Barnards Beschreibung, in der er diese Stelle explizit beschreibt), nach Südwesten gefolgt vom 2 Grad großen Rumpf, besonders deutlich um Eta Cygni herum.
Barnard 144, der Große Fisch auf dem Servierteller, braucht in noch größerem Maße als die meisten anderen Dunkelnebel genau die richtige Kombination von Objektiv und Okular, sprich von AP, Vergrößerung, Gesichtsfeld - dann aber ist er ein dankbares und sehr besonderes Objekt der Milchstraße!"
Rene: 1) Verwendetes Instrument: 4-ZollRefraktor, Standort: Landhimmel. ,,Bei 25-facher Vergrößerung (4,2 mm
AP) sind um Eta Cyg deutlich dunklere Bereiche (Barnard 144) erkennbar, die sich nach Norden ausdehnen, der Fischkopf (LDN 862) selbst ist gut erkennbar als Geflecht aus dunklen Schläuchen."
2) Verwendetes Instrument: 12-ZollSpiegel, Standort: Landhimmel. ,,Bei 40-facher Vergrößerung (8,9 mm AP) sind deutlich Strukturen gut ein halbes Grad westlich des hellen Sterns 28 Cyg erkennbar. Im Nebel sind einige hellere Sterne zu sehen, südlich davon wird es noch einmal sternreicher und dann kommen richtige, nach Ostwest ausgedehnte ,Querstreifen', vermutlich die ,Kiemen'. Sternketten innerhalb des Dunkelnebelgebietes sorgen anscheinend für diesen Effekt. Von LDN 862 ausgehend zeigen sich südlich markante Dunkelnebel-Gebiete, vor allem in der Nähe des Sterns Eta Cyg, für den Eindruck eines Gesamtbildes vom Fisch auf dem Teller ist das Gesichtsfeld des Teleskops allerdings zu klein."
VdS-Journal Nr. 62
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Deep Sky
Beobachtung einmal anders
- Sternassoziation Cepheus OB1, Versteckspiele in unserer Galaxis oder das Aufscheinen des Perseus-Arms
von Christopher Hay und Rene Merting
Die Sternassoziation Cep OB1 ist der erste große Vertreter des Perseus-Arms nach dessen ,,Auftauchen" in der Milchstraße in gut 9.000 Lichtjahren Entfernung. Aber warum sprechen wir von ,,Auftauchen"? Dazu lohnt ein Blick auf das schematische Bild unserer Galaxis (Abb. 1): Wenn wir unseren Blick von Scorpius über Sagittarius bis Aquila streifen lassen, schauen wir auf die Außenseite des sich von uns wegkrümmenden Sagittarius-Arms der Galaxis. In Aquila/Vulpecula/Cygnus zweigt der Orion-Arm vom Sagittarius-Arm ab. In Vulpecula und vor allem in Cygnus schauen wir folg-
lich in flachem Winkel durch unseren lokalen Orion-Arm, der sich dort zu uns hinkrümmt.
Der weiter entfernte Perseus-Arm ist zunächst in Scorpius und Sagittarius hinter dem galaktischen Zentrum verborgen sowie in Sagittarius und Aquila hinter dem Sagittarius-Arm. In Cygnus bleibt er noch verborgen hinter den dichten Staub-, Gas- und Sternwolken des Orion-Arms, die dort den Hals des Schwans bilden. In Lacerta/Cepheus taucht der Perseus-Arm schließlich hinter dem Orion-Arm auf.
Dass dies gerade hier passiert, wird durch zwei Effekte begünstigt: Erstens - wir schauen nun in steilerem Winkel ,,nach hinten" durch unseren Orion-Arm, wodurch die Strecke dieses Blickes durch unseren Arm geringer wird. Auf dieser kürzeren Strecke gibt es weniger Staub und Nebel, die den Blick verschleiern könnten. Zweitens - der Perseus-Arm krümmt sich auf uns zu und ist in Cepheus schon deutlich näher als in Cygnus.
Beide Effekte wirken im weiteren Verlauf der Milchstraße immer stärker: Die Wegstrecke unseres Blickes nach hinten durch den Orion-Arm wird immer kürzer, und der Perseus-Arm rückt immer näher. In Cassiopeia wird der Perseus-Arm deshalb zunehmend dominant, erst recht im namensgebenden Sternbild Perseus.
Die Entfernungsangaben zu Cep OB1 in der Literatur streuen erheblich. Das könnte daher rühren, dass die Assoziation eine große Ausdehnung in unserer Blickrichtung hat.
Der Emissionsnebel Sh 2-132 in Verbindung mit dem offenen Sternhaufen Berkeley 94 bildet den westlichen Bereich von Cep OB1 (Abb. 2). Er stellt somit das erste Aufscheinen des Perseus-Arms dar. Sh 2-142 mit seinem zentralen offenen Sternhaufen NGC 7380 markiert den östlichen Bereich der Assoziation.
Visuell verschmilzt die mit Sh 2-132 verbundene Sternkonzentration mit dem nördlichen Rand der großen LacertaSternwolke. In Wirklichkeit aber blicken wir hier hart am Rand der im Orion-Arm liegenden Lacerta-Sternwolke vorbei zum Perseus-Arm in 3-facher Entfernung.
1 Schematisches Bild unserer Galaxis, mit freundlicher Genehmigung NASA/
JPL-Caltech/R. Hurt
VdS-Journal Nr. 62
Cep OB1 enthält zwei rote Überriesen - RW Cep (6' nördlich von Be 94, veränderlich von 6,0 bis 7,3 mag) und W Cep (1 Grad westlich von Sh 2-142, irregulär, veränderlich von 7,0 bis 9,2 mag). Beide zählen zu den größten bekannten Sternen. Jeder ist groß genug, um die
57
2 Das Gebiet der Cep-OB1-Assoziation, Quelle: Aladin-DSS2 coloured, Einträge durch die Autoren
Jupiter-Bahn zu umfassen. Beide zeigen visuell eine satte orangerote Färbung. Da RW Cep schon im Fernglas durch seine Färbung auffällt, markiert er auch in kleinen Instrumenten den westlichen Bereich der Assoziation. Im östlichen Teil ist NGC 7380 mit kleinen Instrumenten gut erreichbar, und auch hier gibt der rote Überriese W Cep durch seine Färbung eine Orientierungshilfe und bietet zugleich ein hübsches Pendant zu RW Cep.
Sh 2-142 Rektasz.: Dekl.:
Instrument: Typ:
22h 47m 32s 58 Grad 02' 53'' (jeweils Äquinoktium 2000.0) ab 4 Zoll Öffnung Galaktischer Nebel
NGC 7380 Rektasz.: Dekl.:
Instrument: Typ:
22h 44m 21s 58 Grad 07' 55'' (jeweils Äquinoktium 2000.0) ab Fernglas Offener Sternhaufen, 40 Mitglieder
Sh 2-142 wurde als Nebel bereits 1787 von Caroline Herschel erkannt und wird auch ,,Zauberernebel" (Wizard Nebula) genannt. Der darin eingebettete junge Sternhaufen NGC 7380 beherbergt 14 Sterne mit H-Emission und noch viele andere OB-Sterne, darunter mehrere
superheiße O-Sterne. Für die Beobachtung des Nebels ist guter Himmel wichtig, dann reicht ein Groß-Fernglas schon aus, welches ab 25-facher Vergrößerung auch NGC 7380 schon komplett auflöst. Westlich ist der Nebel am hellsten. Nur 30' südlich liegt der Haufen Alessi J2247.1+5742, der im Groß-Fernglas bei 25-facher Vergrößerung unter mäßiger Himmelsqualität NGC 7380 sehr ähnlich sieht - Achtung: Verwechslungsgefahr!
Mit 12 Zoll Öffnung und Aufsuchvergrößerung leuchtet NGC 7380, als ob ihn ein Glimmen umgibt. Bei 50-facher Vergrößerung und mit [OIII]-Filter ist der Nebel um den Haufen deutlicher erkennbar, der südliche Ausläufer des Nebels leuchtet nur sehr schwach und ist kürzer angesetzt als auf Fotos. Von NGC 7380 selbst sind die Ost- und Westränder markant (hellere Mitgliedssterne) und verjüngen sich nach Norden wie ein V. Die meisten Mitglieder konzentrieren sich innerhalb des beschriebenen V's, insgesamt sind gut 40 unterschiedlich helle Sterne sichtbar.
Sh 2-132
Rektasz.: 22h 19m
Dekl.:
56 Grad 05' (jeweils
Äquinoktium 2000.0)
Instrument: ab 12 Zoll Öffnung
Typ:
Galaktischer Nebel
Berkeley 94
Rektasz.: 22h 22m 57s
Dekl.:
55 Grad 52' 12'' (jeweils
Äquinoktium 2000.0)
Instrument: ab 8 Zoll Öffnung
Typ:
Offener Sternhaufen
RW Cep Rektasz.: Dekl.:
Instrument: Typ:
22h 23m 07s 55 Grad 57' 47'' (jeweils Äquinoktium 2000.0) ab Fernglas Veränderlicher, 6,0 bis 7,3 mag, 346 Tage
Sh 2-132 ist visuell wesentlich diffuser als sein Kollege Sh 2-142 in Cep OB1, deshalb braucht er sehr klaren Himmel und doch eher mehr als die im isDSA angegebene 8-Zoll-Öffnung. Berkeley 94 ist hingegen mit 8 Zoll bei 50-fach schon teilweise und bei 100-fach dann vollständig aufgelöst zu sehen. Der Haufen hat die Form eines spitzen Pfeilkopfs, der nach Nordosten weist, und er ist reizvoll in Verbindung mit dem nur 6' nördlich gelegenen Stern RW Cep.
RW Cep ist schon im 10x50-Fernglas gut an seiner rotorangen Farbe zu erkennen und bekommt mit 8 Zoll eine satte mandarinorange Färbung.
VdS-Journal Nr. 62
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Deep Sky
Skyguide 2017-2 (Sommer)
von Robert Zebahl und Rene Merting
Unser Skyguide soll in erster Linie Anregungen für eigene Beobachtungen geben und wird dabei jährlich für jede Jahreszeit 5 Objekte kurz beschreiben. Es werden dabei sowohl leichte als auch schwierige Objekte ausgewählt, welche nach Schwierigkeitsgrad sortiert sind. Wie schwer ein Objekt letztlich ist, hängt natürlich von verschiedenen Faktoren ab, vor allem der Himmelsqualität, der Teleskop-Öffnung und der persönlichen Erfahrung.
Zu jedem Objekt werden die wichtigsten Informationen in Kurzform und gegebenenfalls ein DSS-Bild (Digitized Sky Survey) angegeben. Des Weiteren ist eine Karte, erstellt mit der freien Software Cartes du Ciel (Skychart), für die grobe Orientierung vorhanden, welche
Sterne bis zu einer Größenklasse von ca. 8,0 mag zeigt. Telradkreise (0,5 Grad ; 2 Grad ; 4 Grad ) auf der Karte markieren die Position des Objekts. Im Allgemeinen empfehlen wir aber, eigene Aufsuchkarten zu erstellen. Die visuelle Beschreibung des Objekts basiert weitestgehend auf eigenen Beobachtungen und soll lediglich als Anhaltspunkt dienen.
Übersichtskarte der Objekte für Skyguide 2017-2
VdS-Journal Nr. 62
Deep Sky
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V Aql
Typ: Sternbild: Rektasz. (2000.0): Dekl. (2000.0): Helligkeit: Periode:
Kohlenstoffstern Aql 19h 04m 24,15s -05 Grad 41' 05,4'' 6,67 - 7,22 mag 407 d
Es ist wohl offensichtlich, dass Kohlenstoffsterne bei den
Autoren durchaus beliebt sind. So gehört auch V Aql
zu dieser Sorte Sterne. Durch Zufall sind wir auf einen
Bericht von Dr. Wolfgang Steinicke gestoßen, welcher
einige historische Hinweise auf seine Entdeckung
gibt. Demnach gilt wohl Friedrich Wilhelm Bessel
als Entdecker, welcher ihn am 18. September 1923
beobachtet hatte. Weitere Namen in Zusammenhang mit
seiner Entdeckung sind Julius Schmidt sowie George
Knott, welche den Stern allerdings erst einige Jahre
später beobachteten. Die Variabilität der Helligkeit wurde
ebenfalls erst später durch George Knott beschrieben.
Bedingt durch seine Helligkeit zeigt V Aql selbst unter
städtischen Bedingungen schon mit einem Fernglas
sein teils tiefrotfarbenes Erscheinen. Er befindet sich im
südlichen Teil des Adlers und bildet mit den recht hellen
Sternen Lambda und 12 Aql den Schwanz, so dass das
Auffinden keine großen Schwierigkeiten bereiten dürfte.
1
1 V Aquilae, Aufsuchkarte mit Cartes du Ciel
NGC 6781 (PK 41-2.1, H 3.743, Snowglobe Nebula)
Typ: Sternbild: Rektasz. (2000.0): Dekl. (2000.0): Helligkeit: Winkelausdehnung:
Planetarischer Nebel Aql 19h 18m 28,09s +06 Grad 32' 19,3'' 11,8 mag 1,85' x 1,85'
NGC 6781 ist ein vergleichsweise heller Nebel, der etwas größer als der Ringnebel (Messier 57) ist. Er wurde von William Herschel im Jahre 1788 entdeckt. Sein Zentralstern besitzt eine Masse von ungefähr 0,6 Sonnenmassen. Aufgrund der enorm hohen Temperatur des Zentralsterns liegt der Großteil seiner Leuchtkraft im ultravioletten Spektralbereich. Visuell ist der Nebel bereits unter Vorstadtbedingungen mit Öffnungen im Bereich von 5 Zoll einfach erreichbar, wobei hier Nebelfilter von großem Vorteil sind. Bei 18-facher Vergrößerung und [OIII]-Filter erschien der Nebel indirekt auffällig, rund, gleichmäßig hell und relativ groß. Unter besseren Bedingungen und steigender Öffnung sind auch die Helligkeitsabnahme zur Mitte hin sowie der diffuse auslaufende Nordrand erkennbar.
2 NGC 6781 im DSS
VdS-Journal Nr. 62
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Deep Sky
NGC 6760
Typ: Sternbild: Rektasz. (2000.0): Dekl. (2000.0): Helligkeit: Winkelausdehnung:
Kugelsternhaufen Aql 19h 11m 12,06s +01 Grad 01' 49,7'' 9,1 mag 2,4' x 2,4'
Neben einigen bekannten und vor allem hellen Kugelsternhaufen gibt es natürlich auch eine Reihe schwächerer Exemplare. NGC 6760 ist aufgrund seiner Größe vergleichsweise kompakt und erreicht damit eine moderate Flächenhelligkeit. Somit ist er unter Vorstadthimmel bereits mit 5 Zoll Teleskopöffnung ohne Schwierigkeiten erreichbar, wobei eine höhere Vergrößerung durchaus förderlich ist. Mit 8 Zoll Teleskopöffnung wirkte der Kugelsternhaufen unter dunklem Landhimmel bei einer Vergrößerung von 150fach schon körnig. Mit steigender Öffnung könnte der Kugelsternhaufen also zumindest teilweise auflösbar sein.
3 NGC 6760 im DSS
Leiter 5 (Das Schwert)
Typ: Sternbild: Rektasz. (2000.0): Dekl. (2000.0): Winkelausdehnung:
Asterismus Aql 19h 33m 30s +11 Grad 42' 12' x 4'
Frank Leiter, geboren 1972 in Wetzlar, ist ein deutscher Amateurastronom, welcher einen Katalog von derzeit 16 selbst ,,entdeckten" Sternmustern (Asterismen) erstellt hat. Sternmuster sind eher zufällige Ansammlungen von Sternen, die physikalisch zwar nicht zusammenhängen und sich damit von klassischen Sternhaufen abgrenzen, aber dennoch teils sehr auffällig sind. So gibt es kleine Abbilder von Sternbildern (z.B. von Orion und Cassiopeia) und anderen Dingen, darunter Segelboote, Fische oder Pilze. Die bekanntesten Sternmuster dürften wohl Collinder 399 (Kleiderbügelhaufen) sowie Kembles Kaskade (Kemble 1) sein. Im Fall von Leiter 5 haben wir es mit einem Schwert zu tun, welches aus vorwiegend schwachen Sternen besteht. Auf dem DSS-Bild ist es mit der Schneide nach Norden gerichtet. Ein dunkler Landhimmel sowie 8 Zoll Teleskopöffnung sind ausreichend. Meist sind Sternmuster visuell auffälliger als auf Fotografien.
4 Leiter 5 im DSS
VdS-Journal Nr. 62
Sh2-71 (PK 36-1.1)
5 Sh2-71 im DSS
Typ: Sternbild: Rektasz. (2000.0): Dekl. (2000.0): Helligkeit: Winkelausdehnung:
Planetarischer Nebel Aql 19h 02m 00,29s +02 Grad 09' 11,0'' 12,2 mag 2,6' x 1,5'
Der Sharpless-Katalog enthält in seiner zweiten Auflage insgesamt 312 Emissionsnebel und wurde vom US-amerikanischen Astronomen Stewart Lane Sharpless im Jahre 1959 veröffentlicht. Die erste Version (Sh1), erschienen im Jahr 1953, umfasste 142 dieser Nebel. Ziel des Katalogs war eine vollständige Liste dieser Objekte nördlich von -27 Grad Deklination. Sharpless 2-71 gehört zweifelsfrei zu den interessanteren Planetarischen Nebeln und zeigt eine ungewöhnliche Form, welche visuell mit größeren Öffnungen zugänglich ist. Mit einer Teleskopöffnung von 8 Zoll unter dunklem Landhimmel und Einsatz von Nebelfiltern erscheint der Nebel bereits leicht elongiert, aber eher gleichmäßig hell. Ohne Filter konnte der Nebel nur mit indirektem Sehen schwach erkannt werden, wobei generell aufgrund seiner Größe höhere Vergrößerungen empfehlenswert sind.
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Geschichte
Aloys Eiling:
,,Mythen, Götter und Gelehrtes
- Ein Reboot der Vorgeschichte der Menschheit"
Hibarios Verlag 2016, 415 Seiten, ISBN 3945058120, 29,80 EUR
Rezension
,,Ein Reboot der Vorgeschichte der Menschheit" - ist hier vielleicht der Geschichtscomputer abgestürzt? Tatsächlich fühlt man sich beim ersten Durchblättern des über 400-seitigen Werks in der Zeit zurückversetzt. Allerdings nur bis 1968, das Jahr, in dem Erich von Däniken sein Aufsehen erregendes Buch ,,Erinnerungen an die Zukunft" publizierte. Damals provozierte der Schweizer die Fachwelt mit gewagten Interpretationen klassischer archäologischer Funde. Obskure außerirdische Wesen sollen die Erde mit ihren Raumschiffen besucht und die Menschheit nachhaltig beeinflusst haben (auch durch Paarung). Ein umstrittenes, vor allem aber Gewinn bringendes Thema. Will Aloys Eiling in diese Fußstapfen treten? Der Titel erinnert zunächst an einen anderen Bestseller: ,,Götter, Gräber und Gelehrte" von C. W. Ceram (ein Pseudonym für Kurt Marek). Dessen ,,historischer Roman" singt allerdings - anders als Däniken - ein Loblied auf die klassische Archäologie. Wo steht nun der Autor in diesem Spannungsfeld der Geschichte?
Die Grundthese in ,,Mythen, Götter und Gelehrtes" entspricht auf den ersten Blick der von Däniken. Sie geht aber darüber hinaus, heißt es doch auf der Rückseite des Buchs: ,,Ist der Mensch ein Produkt
der Evolution oder haben Besucher von einem anderen Planeten unter Anwendung von Gentechnologie den Homo Sapiens erschaffen?" Es geht also nicht darum, dass die Menschheit einst Besuch von ,,Göttern" hatte, es geht um deren Erschaffung!
Däniken hatte das Problem jedes Laien, der unkonventionelle Thesen medienwirksam präsentiert: Er bewirkt eine Spaltung. In glühende Anhänger, die ihm blind folgen, und erbitterte Gegner, deren Reaktionen vom schlichten Ignorieren bis hin zum peinlichen Bloßstellen reichen. Letztere stammen im Wesentlichen aus dem Lager der Fach-Archäologen. Das Totschlagargument des Establishments ist die ,,Unwissenschaftlichkeit", hier speziell bei der Behandlung und Deutung historischer Quellen und archäologischer Funde. Fakt ist: Der seriöse Wissenschaftler wird heute geradezu überflutet von abenteuerlichen Abhandlungen. Hält man irgendwo einen Vortrag, so kommt nicht selten hinterher ein Zuhörer mit einem perfekt formatierten Ausdruck, in dem eine ,,neue Physik" präsentiert wird. Auch Institute werden mit Pseudowissenschaft, Verschwörungstheorien und ,,alternativen Fakten" bombardiert, neuerdings auch in Buchform (Eigenverlag) und natürlich im Internet.
Neues aus der Fachgruppe Geschichte der Astronomie
von Wolfgang Steinicke
Unsere 14. Tagung wird vom 27. bis 29. Oktober in Bremen-Lilienthal stattfinden; siehe dazu auch die Rubrik ,,Termine". Die historische Sternwarte ist neu errichtet worden (siehe VdS-Journal für Astronomie 58, S. 9). Im Folgenden finden Sie meine Rezension des Buches ,,Mythen, Götter und Gelehrtes" von Aloys Eiling. Es enthält ungewöhnliche Thesen zur Entstehung der Menschheit und des Planetensystems. Informationen zur Fachgruppe finden Sie auf unserer Webseite http://geschichte.fg-vds.de. Versorgen Sie mich auch weiterhin mit interessanten Artikeln.
Man gewöhnt sich schnell ab, dieses Zeug zu lesen, geschweige denn darauf einzugehen - selbst auf die Gefahr, die wahre Theorie der Quantengravitation zu verpassen.
Eiling ist sich dieses Problems bewusst - und bemüht sich, den Vorwurf der Unwissenschaftlichkeit von Beginn aus dem Weg zu gehen. Er betont, seine Thesen werden ,,plausibel, wenn Mythen, Artefakte und uralte Texte unter Verwendung von Physik, Chemie und mathematischen Berechnungen analysiert und auf verblüffende Art und Weise neu interpretiert werden". Setzen Behauptungen lediglich Glauben voraus, bewirkt dies eine gewisse Immunisierung vor Kritik. Dieser Schutz fällt aber weg, wenn man sich auf das gnadenlose Terrain der logischwissenschaftlichen Methodik begibt. Hier gilt allein das Prinzip von ,,wahr oder falsch", woran bekanntlich schon viele Theorien und deren Urheber gescheitert sind.
Beim Lesen stellt man beeindruckt fest: Der Autor kennt sich in den relevanten Fachgebieten gut aus, was sich auch an den vielen in den Fußnoten aufgeführten Quellen zeigt. Nicht nur alte Kulturen und deren textliche und grafische Relikte sind ihm vertraut, auch Philosophie, Biochemie, Physik und Mathematik. Das schützt natürlich nicht vor kruden Thesen. Hier ist aber eine geschliffene innere Logik am Werk, der man ohne entsprechende Kenntnisse so leicht nicht bei-
VdS-Journal Nr. 62
kommt. Kann man demnach also ,,wissen" und muss nicht nur ,,glauben"? Der entscheidende Punkt ist natürlich die Kernaussage: die Erschaffung des Menschen durch außerirdische Intelligenzen. Scheitert der Autor hier, kann man den Rest wohl vergessen. Wie ist also die gewagte These begründet?
Die Antwort liefert gleich das erste Kapitel (,,Homo Sapiens"). Eiling findet den Beweis nicht etwa in archäologischen Funden - die Erschaffung des Menschen muss ja sehr lange zurückliegen -, sondern überraschenderweise in der präkolumbianischen Kultur der Azteken in Zentralmexiko. Aus dieser Zeit sind diverse ,,Codizes" erhalten (darunter auch von den Maya), gefaltete Blätter mit farbigen Darstellungen historischer Ereignisse und Handlungen. Konsens unter den Experten für Altamerikanismus ist, dass hier das Kalenderwesen, rituelle Handlungen, Kultobjekte, Herrscher und Kriege dargestellt sind - es fließt viel Blut auf den Blättern. Der Autor durchbricht nun mit seiner revolutionären Sicht die Phalanx des Mainstream. Schlüsseldokument ist dabei der ,,Codex Borgia". Die Behauptung: Nicht Kultur ist hier zu sehen, sondern Biochemie! Die Darstellungen, wie z.B. auf Blatt 20 (Abb. 1), sollen einschlägige Prozesse und Geräte (etwa für die Proteinsynthese), den genetischen Code (DNA), Zellstrukturen, aber auch blutige medizinische Experimente zeigen. Der Autor geht dabei sehr ins Detail und dem biochemischen Laien fällt es sicher schwer, das ,,Offensichtliche" gebührend zu würdigen. Zweifellos wirkt die Interpretation kreativ. Eiling ist natürlich nicht der Meinung, die Fremden hätten die Azteken erschaffen. Die Darstellung soll lediglich überliefertes Wissen zeigen, das seinen Ursprung in ferner Vergangenheit hat. Das unterscheidet ihn von Däniken, der etwa behauptet, die Grabplatte des Herrschers Pakal aus Palenque zeige einen Astronauten in seiner Rakete, von einem Maya-Künstler ,,live" porträtiert (Abb. 2).
Wer der alternativen Deutung des ,,Codex Borgia" folgt, fragt natürlich nach dem Ursprung der fremden Wesen. Auch hier präsentiert der Autor eine verblüffende Antwort. Sie waren unsere nächsten planetaren Nachbarn, d.h. von der Venus, dem Lieblingsplaneten der Maya.
Geschichte
63
1
Oben: Die Abbildung zeigt Blatt 20 des ,,Codex Borgia" der Azteken - Genexperimente?
2
Links: Dänikens ,,Astronaut" auf einer Maya-Grabplatte in Palenque
VdS-Journal Nr. 62
64
Geschichte
3 Die Abbildung zeigt Blatt 74 des
,,Codex Dresdensis" der Maya - ein Weltraumfahrstuhl?
Auch zur Reisetechnik findet er Hinweise in alten Quellen: Die Venusbewohner nutzten einen Weltraumfahrstuhl! Das geht so: Man lässt ein Seil aus dem geostationären Orbit (in 36.000 km Höhe) auf die Erde hinab und verlängert es auf der Gegenseite. Am Endpunkt sorgt eine hinreichend große Masse durch die Fliehkraft für die nötige Seilspannung. Bringt man nun eine Kabine an, so kann man bequem hoch- und runterfahren. Raketen sind überflüssig, denn am Endpunkt dockt ein Raumschiff an, das auf einer Hohmann-Bahn zur Venus gelangt; dort befindet sich ein analoger Fahrstuhl. Die Physik erlaubt dies, uns fehlt allein die Technik - und das nötige Kapital. Den Beweis für die Existenz eines solchen Fahrstuhls glaubt der Autor in Darstellungen der Maya (,,Codex Dresdensis", Blatt 74; Abb. 3) und anderer Völker zu
VdS-Journal Nr. 62
finden. Interessant ist, dass hier auch die Grabplatte aus Palenque ins Spiel kommt (vgl. Abb. 2): Sie soll aber nicht die klassische Transportmethode zeigen (Rakete), sondern einen Venusianer bei seiner ,,Himmelfahrt".
Offensichtlich gibt es heute keinen Weltraumfahrstuhl mehr und überdies ist die Venus unbewohnbar. Was ist passiert? Um die Story am Laufen zu halten, sind also weitere Ereignisse gefordert. Mit einfachen Computerberechnungen (iterative Integration der Newtonschen Bewegungsgleichung) zeigt Eiling, dass in historischer Zeit (!) ein brauner Zwergstern, umgeben von einer Akkretionsscheibe, das Planetensystem durchkreuzt haben muss (Hinweise geben wieder einschlägige historische Quellen). Die Scheibe ,,zersägte" dabei einen Planeten (,,Tiamat"), der einst zwischen Mars und Jupiter kreiste. Rückwirkend heizte sich der Braune Zwerg zu einer ,,roten Sonne" auf, die schließlich ins All entschwand. Man ahnt schon: Aus Tiamat wurde der Asteroidengürtel; eine Vorstellung, die längst überholt schien (nach gängiger Meinung konnte sich hier aus Stabilitätsgründen kein Planet bilden). Die kosmische Katastrophe (Kataklysmus) führte in der Folge zu einem verheerenden Einschlag eines Tiamat-Bruchstücks auf der Venus - das geforderte Ende der hochtechnologischen Bewohner. In der Folge heizte sich der Planet stark auf. Auch die Entstehung des Mondes ist Folge der Ereignisse, und ein weiteres Objekt (,,Phaeton") war für die biblische Sintflut verantwortlich (Einschlag bei Helgoland?). Natürlich wurde auch der Mars in Mitleidenschaft gezogen.
Datierte man bisher die entscheidende Phase der Planeten- und Trabantengeschichte auf die Zeit vor ca. 4 Mrd. Jahren, so belehrt uns der Autor eines Besseren: Die Tiamat-Katastrophe geschah in der jüngsten Vergangenheit, als der Homo Sapiens bereits die Erde bevölkerte. Durch Genexperimente der Venusbewohner erzeugt, war er Augenzeuge des katastrophalen kosmischen Geschehens - und erlebte quasi auch den Niedergang seiner ,,Schöpfer". Das Gesehene wurde in Mythen, bildlichen Darstellungen und Texten konserviert. Dieses Wissen ging also nicht verloren, nur wurde der tiefere Sinn der Überlieferungen von den
Gelehrten der Neuzeit nicht erkannt - bis Aloys Eiling uns die Augen öffnete.
Immer wieder betont der Autor die Wissenschaftlichkeit seines Vorgehens - und macht überdies den Leser mit dem durchgängig verwendeten ,,wir" zum Komplizen seiner Weltsicht. Im ,,Epilog" heißt es: ,,[So] erfahren kryptische Bilder, Worte und Symbole mit diesem Ansatz eine recht schlüssige Erklärung ... [Damit] brechen wir mit dem bisherigen Verständnis und verwerfen in einem radikal disruptiven Ansatz das gängige Weltbild." Eiling hält sein Schöpfungsszenario für ,,widerspruchsfrei", ,,überprüfbar" und ,,umfassender als bisher gelehrte Modelle". Und weiter: ,,Es vereinheitlicht und vereinfacht derzeitige Theorien, indem es bisher separate Erklärungen und Modelle zu einem Übergeordneten zusammenführt." Der Wissenschaftlichkeit wird abschließend Genüge getan, indem diesem selbstbewussten Resümee auch etwas Selbstkritik beigemischt wird: ,,Wir bleiben vorsichtig, haben den Umbruch nicht final bewiesen, aber wir mahnen die Prüfung des Weltbildes an, indem wir Argumente für eine alternative Deutung zusammengetragen haben. Ob die Vorgeschichte - in Teilen - so verlief, wie beschrieben, ist trotz vieler Indizien weiterhin Spekulation."
Die kenntnisreiche Argumentation wirkt verführerisch. Die einzelnen Aspekte basieren auf etablierten Gesetzen und Erkenntnissen der Biochemie, Astronomie und Physik. Diese kommen aber erst durch die konkrete Deutung überlieferter Materialen zur Anwendung. Dazwischen ist eine Grauzone, die in ihren Details wissenschaftlich angreifbar ist. Was ist, wenn der ,,Codex Borgia" keine genetischen Prozesse darstellt? Ein ,,Reboot", der mehr auf Glauben als auf Wissen basiert, ist unnötig. Der Leser sollte sich kritisch mit dem Text auseinandersetzen, der anspruchsvoll, unkonventionell und bisweilen auch unterhaltsam ist, angereichert durch Bilder, Grafiken und Formeln. Er muss letztlich sein eigenes Urteil fällen - was ihm allerdings einiges abverlangt.
Dr. Wolfgang Steinicke
Kleine Planeten
65
Neues aus der Fachgruppe Kleine Planeten
von Gerhard Lehmann
Vor wenigen Wochen führte die FG Kleine Planeten der VdS ihre 20. Kleinplanetentagung in der traditionsreichen Sternwarte Leiden in den Niederlanden durch. In einem zukünftigen VdS-Journal werden Sie dazu einen Tagungsbericht finden.
In diesem Heft lesen Sie von der erfolgreichen visuellen Beobachtung des Kleinplaneten (760) Massinga, einem Objekt aus dem Hauptgürtel zwischen Mars und Jupiter, mit der Galaxie NGC 2415 durch Klaus Wenzel. Aber es gelang ihm auch der fotografische Nachweis.
Eine wunderschöne scheinbare Begegnung des Amor-Kleinplaneten (433) Eros mit dem Kugelsternhaufen M 2 im Sternbild Wassermann stellt uns unser FGMitglied Wolfgang Ries gemeinsam mit Klaus Hohmann vor. Ebenso zeigt er den Kleinplaneten (394) Arduina und den Kometen 67P/Churyumov-Gerasimenko im Leo-Triplett.
1 Markus Griesser, Leiter der Eschenberg-Sternwarte in Winterthur, überreicht der erst
11-jährigen Sina Lautenschlager eine Namensurkunde für ,,ihren" Kleinplaneten. (Bild: Astronomische Gesellschaft Winterthur, AGW)
Unser FG-Mitglied Rolf Apitzsch hat bei seiner regelmäßigen Suche nach neuen Kleinplaneten seinen zweiten veränderlichen Stern entdeckt [1]. Im Sternbild Zwillinge fand er einen UV-Ceti-Stern mit der jetzigen Bezeichnung 2MASS J07472659+2623455 [2]. Es handelt sich dabei um einen roten Zwergstern mit nichtperiodischen Strahlungsausbrüchen, sogenannten Flares.
Markus Griesser, langjähriges Mitglied unserer FG und vielen Lesern des VdSJournals durch seine wunderschönen Tagungsberichte bekannt, hielt im Herbst 2015 an der Kinderuni Winterthur eine Vorlesung zum Thema ,,Gefahr aus dem Weltall - Wie Kleinplaneten die Erde bedrohen". Dazu passend bat er um einen Vorschlag zur Benennung eines von ihm auf der Sternwarte Eschenberg [3] entdeckten Kleinplaneten. Es gingen 77 Vorschläge von den Kindern ein und die erst 11-jährige Sina Lautenschlager gewann. Leider hat es etwas am Minor Planet Center (MPC) in den USA gedauert, aber nun ist es endlich offiziell. Es gibt
jetzt den Kleinplaneten (398045) Vitudurum [4].
Wenn Sie Lust bekommen haben, vielleicht auch einmal Kleinplaneten zu beobachten, dann sind Sie herzlich eingeladen. Als Mitglied in der FG Kleine Planeten werden Sie Gleichgesinnte treffen und von den Erfahrungen der anderen profitieren.
Internetlinks: [1] Animation: www.api-star.de/astro/
Variabler.02.d.html [2] AAVSO: www.aavso.org/vsx/index.
php?view=detail.top&oid=476635 [3] Sternwarte Eschenberg:
www.eschenberg.ch/ [4] Bericht zur Namensverleihung:
www.eschenberg.ch/res/vitudurum. pdf
(398045) Vitudurum = 2009 FN19
Discovered 2009 Mar. 21 by M. Griesser at Winterthur. Vitudurum was a Roman neighborhood that was built around 1 CE in today's district of Oberwinterthur in the Swiss city of Winterthur. From 294 CE, a fort protected the settlement from raids by the Alemanni. Name suggested by Sina Lautenschlager.
VdS-Journal Nr. 62
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Kleine Planeten
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.
Reinhard Fukerieder aus Wiener Neustadt stellte die heutige kosmische Begegnung zur Verfügung. Die tolle Aufnahme [1] zeigt den Kugelsternhaufen M 2 im Wassermann. Dank des weiten Feldes der Aufnahmeoptik und der Kamera befand sich auch der Kleinplanet (433) Eros am unteren Rand mit auf dem Bild. Reinhard sammelte in 4 Nächten im August und September 2016 Daten für die Aufnahme, wobei die Begegnung von M 2 mit dem Kleinplaneten am 31. August stattfand. Um ein Ausbrennen des hellen Haufenzentrums zu vermeiden, belichtete er Serien mit unterschiedlichen Belichtungszeiten und nutzte die Pausen zum Nachfokussieren. Das Bildergebnis zeigt daher einen hervorragend aufgelösten Kugelsternhaufen und eine unterbrochene Strichspur von (433) Eros.
Der Kugelsternhaufen M 2 wurde bereits 1746 von Jean-Dominique Maraldi (1709-1788) entdeckt. Charles Messier (1730-1817) fand ihn davon unabhängig 1760. Später erkannte er die frühere Sichtung durch Maraldi.
Der Sternhaufen hat eine Helligkeit von 6,4 mag und ist mit 16 Bogenminuten gut halb so groß wie der Vollmond. Tatsächlich ist M 2 ungefähr 40.000 Lichtjahre von uns entfernt und ca. 150.000 Sterne sind Mitglied in dem 190 Lichtjahre durchmessenden Haufen. Mit der Konzentrationsklasse II ist er übrigens der dichteste Kugelsternhaufen in der Liste von Messier.
Der Kleinplanet (433) Eros wurde am 13. August 1898 von dem deutschen Astronom Gustav Witt (1866-1946) an der Berliner Urania-Sternwarte entdeckt. Bei
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1 M 2 und (433) Eros, aufgenommen im August/September 2016 von Reinhard Fukerieder
mit einem 120-mm-Refraktor zusammen mit einem 0,85-fachen Brennweitenreduzierer und einer DSLR-Kamera Canon EOS 600D.
Eros handelt es sich um den ersten Kleinplaneten, der sich nicht im AsteroidenHauptgürtel aufhält. Seine Bahn führt ihn auch in die Nähe der Erdbahn, der er sich bis auf 22 Mio. km nähern kann. Er gehört demzufolge zu den NEOs (near earth objects). Benannt ist der NEO nach dem griechischen Gott der Liebe. Die NEOs werden je nach ihren Bahneigen-
schaften in Familien eingeteilt. Passenderweise gehört (433) Eros zur Amor-Familie, die nach dem römischen Gott der Liebe benannt wurde.
Dank der Raumsonde NEAR Shoemaker ist (433) Eros ein sehr gut erforschter Kleinplanet. Die Bilder des unregelmäßig geformten Brockens sind vielen bekannt.
Kleine Planeten
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Eros ist ca. 34 x 11 x 11 km groß, und seine Rotationsdauer beträgt ca. 5,3 Stunden. Für einen Sonnenumlauf benötigt er 1 Jahr und 278 Tage. Zum Zeitpunkt der Aufnahme war der Brocken rund 12,3 mag hell und ca. 109 Mio. km von der Erde entfernt. Berechnungen legen nahe, dass (433) Eros in ferner Zukunft (> 20 Mio. Jahre) in die Sonne stürzen könnte. Gut, das wir zumindest eine kosmische Begegnung dokumentiert haben [2].
Einen Nachtrag zur Ausgabe 60 des VdSJournals für Astronomie möchte ich hier auch noch unterbringen. Peter Oertel [3] aus Isny im Allgäu gelang es am 10. April 2016, den Kometen 67P/ChuryumovGerasimenko am Rande des Leo-Tripletts abzulichten. Zusätzlich entdeckte er auch noch die Strichspur des Kleinplaneten (394) Arduina in der Nähe der Galaxie M 66 (Abb. 2). Peter ist bei der Sternwarte Oberallgäu und bei den Kemptner Sternfreunden Mitglied und oft mobil zum Fotografieren unterwegs. Diese tolle Aufnahme entstand jedoch mit seiner lichtstarken Optik, einem 200-mm-Riccardi-Honders-Astrographen (f/3), vom heimischen Balkon aus. Mehr Infos zu den Objekten im Bild lesen Sie bitte in der Ausgabe 60 nach [4].
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 unter [5].
2 Leo-Triplett, 67P/Churyumov-Gerasimenko und (394) Arduina in der Nähe der Galaxie
M 66, aufgenommen im April 2016 von Peter Oertel mit einem 200-mm-f/3-RiccardiHonders-Astrographen und einer DSLR-Kamera Canon EOS 1000Da.
Dort kann sich der interessierte Astrofotograf in dem von Klaus geschriebenen Tool kosmische Begegnungen anzeigen lassen. Interaktiv hat man die Möglichkeit, verschiedene Parameter wie die Helligkeit des Deep-Sky-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 VdSJournals mit Ihren Bildern zu bereichern. Schicken Sie die Bilder per Mail mit dem Betreff ,,Kosmische Begegnung" an ries@sternwarte-altschwendt.at. Bitte vergessen Sie nicht das Aufnahmedatum,
die fotografierten Objekte und die Daten des Teleskops bzw. der Kamera mitzuteilen. Der Autor eines ausgewählten Bildes wird anschließend aufgefordert, eine unkomprimierte Version des Bildes für den Druck zur Verfügung zu stellen.
Literaturhinweise und Internetlinks: [1] www.astrobin.com/262706/
C/?real=&nc=user [2] https://de.wikipedia.org/wiki/(433)_
Eros [3] www.peter-oertel.de/ [4] K. Hohmann, W. Ries, 2017: ,,Kos-
mische Begegnungen", VdS-Journal für Astronomie 60, S. 60 [5] http://astrofotografie.hohmann-edv. de/aufnahmen/kosmische. begegnungen.php
Datum 14.07.2017 22.07.2017 27.08.2017 28.08.2017 21.09.2017 22.09.2017
Tabelle 1: Ausgewählte interessante Begegnungen zwischen Kleinplaneten und Deep-Sky-Objekten
Uhrzeit 23:00 24:00 24:00 24:00 24:00 24:00
Kleinkörper (1451) Grano (3318) Blixen (465) Alekto / (9200) 1993 FK21 (6963) 1990 OQ3 (271) Penthesilea (3862) Agekian
mag 15,5 15,9 14,2/15,4 15,5 13,7 15,7
Objekt M 16 M 9 NGC 7105 M 72 NGC 7416 NGC 246
Art
mag
GN/OC
6
GC
7,7
Gx
13,3
GC
9,2
Gx
12,4
PN
10,9
Abstand 6' 3' 8' 11' 3' 6'
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Kleine Planeten
Die Begegnung von (760) Massinga mit der Galaxie NGC 2415
von Klaus Wenzel
Anfang Januar 2017 standen drei prominente Heidelberger Kleinplaneten in günstigen Beobachtungspositionen am Abendhimmel. Dies waren - (323) Brucia - der erste auf fotografi-
schen Aufnahmen entdeckte Kleinplanet überhaupt - (325) Heidelberga, benannt nach der Heimatstadt seines Entdeckers Max Wolf (1863-1932) und schließlich - (760) Massinga.
Alle drei Kleinplaneten wollte ich sowohl visuell als auch fotografisch beobachten. Bei der Beobachtungsvorbereitung für den 5. Januar fiel mir dann auf, dass (760) Massinga in den Abendstunden nur etwa 2 Bogenminuten nördlich an der hellen Galaxie NGC 2415 vorbeiziehen sollte. Dies war ein lohnendes Beobachtungsziel, das ich zeichnerisch und auch fotografisch dokumentieren wollte.
Die Protagonisten Die Galaxie NGC 2415 wurde am 10. März 1790 von Wilhelm Herschel (17381822) in Slough mit seinem 18-zölligen Teleskop entdeckt. In seiner Erstbeschreibung beschrieb er den Fund mit der ursprünglichen Bezeichnung II-821 als hellen kleinen runden Nebel, dem östlich ein Stern vorangeht [1]. Sein Sohn John (1792-1871) beschrieb ihn als ,,nearly planetary". In Birr Castle wurde NGC 2415 mit dem 72-zölligen ,,Leviathan" insgesamt 14-mal von Lord Rosse (18001867) und seinen Assistenten beobachtet und skizziert. Die Beobachter beschrieben ihn zusammengefasst als rund, mit stark abfallender Helligkeit zum Rand [2]. Karl Reinmuth (1892-1979) vermutete in seiner Heidelberger Beschreibung der Herschel-Nebel ähnlich wie John Herschel einen Planetarischen Nebel [3]. Tatsächlich handelt es sich jedoch um eine irreguläre Galaxie in einer Entfernung von etwa 170 Mio. Lichtjahren.
Bei (760) Massinga handelt es sich um einen etwa 70 km großen Hauptgürtelasteroiden, der am 28. August 1913 von Franz Kaiser (1891-1962) mit dem 16-zölligen Bruce-Astrografen auf der
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1 Zeichnung der Begegnung des Kleinplaneten (760) Massinga mit der Galaxie
NGC 2415 vom 05.01.2017 um 21:16 UT am 12,5-zölligen Newton (f/4,7) in der Dachsternwarte Wenigumstadt, Gesichtsfeld ca. 10 Bogenminuten.
Platte B3269 an der Sternwarte von Max Wolf (1863-1932) auf dem Königsstuhl bei Heidelberg entdeckt wurde. Kaiser benannte den neuen Planeten mit der vorläufigen Bezeichnung 1913SL nach seinem Kollegen Adam Massinger (18881914), der am 21. Oktober 1914 in der ersten Flandernschlacht des ersten Weltkrieges gefallen war [4]. Massinger war mit Unterbrechungen von 1910-1914 Assistent auf der Königstuhlsternwarte und suchte selbstständig mit dem ,,Wolfschen 6-Zöller" nach neuen Kleinplaneten. In seiner Bilanz standen am Schluss sieben Kleinplaneten sowie ein Veränderlicher (SV Vir). Zur Benennung von (760) Massinga findet man folgende Notiz: ,,Benannt nach Adam Massinger, Assistent an der Sternwarte in Heidelberg, der als Soldat im 1. Weltkrieg gefallen war."
Die Beobachtungen Zunächst startete ich meine Beobachtung der Begegnung von (760) Massinga mit NGC 2415 mit einer CCD-Aufnahme an meinem alten 6-zölligen Newton (f/6) um 18:02 UT. Danach rückten die visuellen Beobachtungen in den Vordergrund. In meinem 12,5-zölligen Newton (f/4,7) konnte NGC 2415 direkt, bei Vergrößerungen zwischen 170x und 300x, als kleiner runder, scharf begrenzter Nebel erkannt werden. Unmittelbar nordwestlich (etwa 1,7') ist ein etwa 9-10 mag heller Vordergrundstern postiert, ein weiterer ,,Stern", jedoch deutlich lichtschwächer (ca. 11,5-12,5 mag), war nördlich (ebenfalls ca. 1,7') der Galaxie erkennbar. Es war der Kleinplanet (760) Massinga!
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2 Der Kleinplanet (760) Massinga, aufgenommen mit einem 6-zölligen Newton (f/6) und einer CCD-Kamera (4 x 25 s belichtet),
Bildfeld ca. 22 x 16 Bogenminuten. Links: um 18:20 UT nördlich von NGC 2415, rechts: um 21:54 UT nordwestlich von NGC 2415.
Im weiteren Verlauf des Abends beobachtete ich visuell einige Veränderliche sowie verschiedene Deep-Sky-Objekte. Zwischen diesen Beobachtungen stellte ich jedoch immer wieder die Region um NGC 2415 ein, und konnte somit deutlich erkennen wie (760) Massinga sich langsam in Richtung Westen weiterbewegte. Gegen Ende meiner visuellen Beobachtungen um 21:16 UT fertigte ich dann zur Dokumentation eine Zeichnung an
(Abb. 1). Um 21:54 UT folgte dann noch eine weitere CCD-Aufnahme, auf der im Vergleich mit der Aufnahme von 18:02 UT sehr schön die Bewegung von (760) Massinga in westliche Richtung dokumentiert ist (Abb. 2).
Literaturhinweise: [1] J. L. E. Dreyer, 1912: "The Scienti-
fic Papers of Sir William Herschel"
[2] "Observations of Nebulae and Clusters of Stars at Birr Castle (18481878)", Scientific Transactions of the Royal Dublin Society
[3] K. Reinmuth, 1926: ,,Die Herschel Nebel", Veröffentlichung der Sternwarte Heidelberg, Bd. 9
[4] M. Wolf, 1914: ,,Nachruf Adam Massinger", Astron. Nachrichten 4772, S. 335
Hatte der Komet der C/2016 U1
(NEOWISE) einen Helligkeitseinbruch?
von Uwe Pilz
Der Komet NEOWISE wurde am 21. Oktober 2016 von einem in einer Erdumlaufbahn befindlichen Infrarot-Teleskop entdeckt. Die Entdeckung fiel in die kometenarme Zeit des Jahres 2016. Obwohl der Komet zunächst noch ziemlich schwach war, wurde er von unserer Fachgruppe eifrig beobachtet, nachdem sich der Mond vom Morgenhimmel zurückgezogen hatte. Ende des Monats lagen die Helligkeitsbestimmungen zwischen 11,5 und 13,5 mag und waren also von Unsicherheit geprägt. Die Helligkeit
1 C/2016 U1 (NEOWISE) am 06.01.2017
um 05:30 UT. Instrument: 10-ZollDeltagraph, f/3,3, belichtet 12 x 28 s mit Fuji-XM1-CCD-Kamera (Uwe Wohlrab)
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Kometen
stieg jedoch rasch an und erreichte in der zweiten Dezemberwoche 10 mag. Danach störte der Mond am Morgenhimmel, es liegen nur wenige Beobachtungen vor. Eine zu dieser Zeit ausgeführte Auswertung der Lichtkurve dieses Zeitraumes sagte eine Perihel-Helligkeit von 3-4 mag voraus. Ungewöhnlich war, dass hierzu ein Aktivitätskoeffizient von 6-7 notwendig war. Solche Werte sind typisch für Kometen, welche schon viele Sonnenumläufe hinter sich haben und deren Staubdecke erst einmal durchbrochen werden muss. Für dynamisch junge Kometen liegt dieser Wert zwischen 3 und 4. Trotz dieser leicht nachvollziehbaren Zweifel wurde der Komet in den Medien als ,,kosmisches Leuchtspurgeschoss" angekündigt [1].
Spätestens ab der 2. Dezemberhälfte war klar, dass NEOWISE diese Erwartungen nicht erfüllen würde. Tatsächlich lagen perihelnahe Messungen bei nur 7,5 mag: Der Komet war vor dem Perihel zwar ein schönes Fernglasobjekt, aber eben weit davon entfernt, freisichtig zu sein.
Rückblickend scheint es, als ob der Komet nach der ersten Dezemberwoche einen Helligkeitseinbruch erlitten hat. Seiichi Yoshida gibt auf seinen Internetseiten [2] ein solches Modell an: Vor dem 2. Dezember nimmt er einen Aktivitätskoeffizienten von 12 an, und danach einen von 4. Ich habe selbst ein ZweiAktivitätenmodell gerechnet und zwar so, dass das Modell den Helligkeitsverlauf bestmöglich wiedergibt. Der ideale Teilungspunkt der Modelle liegt bei r = 1 AE, dort war der Komet am 8. Dezember.
Meine Rechnung ergab für die beiden Aktivitätskoeffizienten Werte von 7,0 und 3,5.
Man muss sich aber fragen, ob die Teilung der Lichtkurve in zwei Modelle gerechtfertigt ist. Ich habe dazu nur mit den Werten gerechnet, die aus Thomas Lehmanns Helligkeitsbestimmungen stammen. Diese sind aus Kometenfotografien abgeleitet, berücksichtigen aber die gesamte Koma und sind damit visuell-ähnlich. Beobachtungseffekte sind bei diesem Verfahren weniger stark, die Werte streuen geringer. Auf Basis dieser Daten lässt sich eine Zwei-Komponenten-Lichtkurve nicht rechtfertigen. Der
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2 Modelle der Helligkeitsentwicklung von C/2016 U1 (NEOWISE): Rot = Zwei-Phasen-
Modell, Gelb = Ein-Phasen-Modell. Die quasivisuellen Helligkeiten von Thomas Lehmann sind gelb hervorgehoben.
Helligkeitsverlauf lässt sich durch ein einziges Modell mit einen Aktivitätskoeffizienten von 3,7 gut beschreiben. Ganz offensichtlich waren in der Anfangszeit einige visuelle Helligkeitsbestimmungen zu schwach, der Komet Mitte November sehr diffus und schwer zu messen.
Internetlinks: [1] www.spektrum.de/news/sichtbarer-
komet-passiert-die-erde/1433840, abgerufen am 11. Januar 2017 [2] http://aerith.net/comet/ catalog/2016U1/2016U1.html, abgerufen am 12. Januar 2017
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Kometen
Komet 2P/Encke Sichtbarkeit 2016/2017
- die VdS-Bilderstrecke
von Uwe Pilz und Werner E. Celnik
Komet 2P/Encke ist einer der Kometen, welche nicht nach einem Entdecker benannt wurden. Johann Franz Encke erkannte 1819, dass die Erscheinungen von 1786, 1795, 1805 und 1818 zu einem Schweifstern gehören. Er sagte auch die Wiederkehr 1822 richtig voraus. Der Komet hat eine Umlaufzeit von 3,3 Jahren. Allerdings kann er nur alle 10 Jahre von einem mitteleuropäischen Standort aus gut beobachtet werden. Das Perihel im März 2017 war so eine günstige Wiederkehr.
Bis zum Redaktionsschluss Ende Februar hatte der Komet eine Helligkeit von etwa 11 mag erreicht und erschien nicht besonders auffällig. Ist ein Schweif des Kometen ohnehin nur bei günstigen Wiederkehren zu beobachten, war ein Highlight der Vor-Perihel-
zeit 2017 die Entwicklung eines dreifach verzweigten Schweifes! Die erste auf der Homepage der Fachgruppe Kometen der VdS (http://fg-kometen.vdsastro.de/) dokumentierte Fotografie dieser Saison stammt vom 29.8.2016 und zeigt einen nahezu punktförmigen 2P/Encke mit einer Helligkeit von ca. 18 mag (Autor: Alexander Baransky). Danach entwickelte sich eine zarte Koma, doch erst um den Jahreswechsel 2016/17 herum zeigte sich ganz schwach ein Schweif. Die hier vorgestellten Bilder belegen, dass es für die Kometenbeobachtung und -fotografie von wesentlichem Vorteil ist, einen dunklen Himmel zu haben.
1 Oben: 31.10.2016, 18:36 UT,
12-Zoll-Öffnung, f/4, Kamera SXV-H9, 8 x 270 s, Michael Jäger
2 Rechts: 29.11.2016, 16:37 UT,
12-Zoll-Öffnung, f/4, Kamera G2-16300, 13 x 300 s, Michael Jäger
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3 Oben: 31.12.2016, 17:15 UT, 12 Zoll
Öffnung, f/4, Kamera G2-16300, 45 min, Michael Jäger. Hellster Stern im Bild ist Beta Psc (4,5 mag).
4 Rechts: 18.01.2017, 19:00 UT, 16 Zoll
Öffnung, f/2,5, Kamera SBIG 8300M, 10 x 180 s, Roland Fichtl. Die Komponenten des hellen Doppelsterns westlich des Kometen sind 8,8 und 9,1 mag hell.
5 Unten: 20.01.2017, 18:24 UT, 8-Zoll-
Newton, f/2,8, CCD-Kamera Moravian G2 8300, belichtet in L-R-G-B: 25-5-5-5 min, Norbert Mrozek. Der hellste Stern im Bild ist 7 Psc mit 5,1 mag.
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Amateurteleskope / Selbstbau
VdS-Journal Nr. 62
6 Links oben: 27.01.2017, 18:23-19:05 UT,
Teleskop ASA 12NO3Z, f/3,6, Kamera Moravian G4-16000EC, belichtet in R-G-B: 5 x 3-3-2 min, Martin Nischang. Man beachte die Schweifstruktur.
7 Links Mitte: 15.02.2017, 17:55 UT, 12 Zoll
Öffnung, f/4, Kamera G3-16200, 8 x 210 s, Michael Jäger. Man beachte die Schweifstruktur.
8 Links unten: 15.02.2017, 17:48 UT, Objek-
tiv 1:2,5 / 135 mm, Kamera Canon 600D, 10 x 20 s, Wolfgang Vollmann. Hellstes Objekt im Bild ist Venus.
9 Rechts: 19.02.2017, 17:35 UT, ASA Astro-
graph H8, f/2,9, Kamera FLI PL 16803, belichtet in L-R-G-B: 9-3-3-3 min, Gerald Rhemann. Hellster Stern im Bild ist Omega Psc mit 4,0 mag.
10 Unten: 27.02.2017, 18:05 UT, 10 Zoll
Öffnung, f/4, Kamera G3-16200, 6 x 180 s, Michael Jäger
Kometen
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Kometen
Komet 45P/Honda-Mrkos-Pajdusakova
Sichtbarkeit 2016/2017 - die VdS-Bilderstrecke
von Werner E. Celnik und Uwe Pilz
Der Periheldurchgang des Kometen 45P/Honda-Mrkos-Pajdusakova um den Jahreswechsel 2016/2017 war bemerkenswert. Zum einen, weil man den Kometen (etwas ungünstig) vor dem Perihel und recht günstig nach dem Perihel beobachten konnte. Viel wichtiger aber war der geringe Erdabstand: Am 11. Februar 2017 waren es nur 0,08 AE (12 Mio. km)! Zu diesem Zeitpunkt störte der Mond, das Beobachtungsfenster öffnete sich erst vier Tage später. Uwe gelang genau an diesem Tag die Sichtung in einem 7x50-Fernglas, allerdings von einem guten Gebirgshimmel aus. Die gemessene Helligkeit von 7 mag täuscht über die Schwierigkeit der Sichtung hinweg: Es handelte sich um eine vollmondgroße sehr matte Scheibe mit nur wenigen Einzelheiten. Auch die Fotos aus dieser Zeit belegen, dass es sich um einen sehr diffusen Schweifstern handelt. Es ist dennoch eine Seltenheit, eine solch große Koma beobachten zu können. Mit fotografischen Mitteln offenbarten sich auch viele Einzelheiten, die den visuellen Beobachtern verborgen blieben. Für viele Fotografen problematisch war die hohe Winkelgeschwindigkeit, die der Komet bei seiner ,,Erdpassage" vorlegte: 23 Bogenminuten in der Stunde (= 9,2 Grad pro Tag). Den Kometen trotzdem als nachgeführtes Objekt vor einem Himmelshintergrund aus punktförmigen Sternen darzustellen, erforderte dann schon einige bildbearbeitungstechnische Tricks. Hilfreich waren hier dann natürlich lichtstarke Optiken mit hohem Öffnungsverhältnis f/2 ... f/3.
Neben der in Erdnähe riesigen Koma, deren Ablichtung bei Mondlicht naturgemäß eine Herausforderung bietet, war zunächst ein sehr schmaler Gasschweif beobachtbar. Einige Tage nach der Erdpassage wurde dann (bei dunklerem Himmel) ein breiter aufgefächerter Staubschweif sichtbar. Ende Februar erschien ein kurzer Gegenschweif. Besonders interessant war die Passage des Kometen an den Galaxien NGC 4656 und 4631 in der Nacht vom 18. zum 19. Februar.
1 02.12.2016, 16:49 UT, 45P
bei Ch1 Sgr (5,0 mag), 16 Zoll Öffnung, f/2,5, Kamera SBIG 8300M, Horizonthöhe 6 Grad , Roland Fichtl
17.12.2016, 18:50 UT, 45P bei
2 4 Cap (5,9 mag), ASA-12-Zoll-
Teleskop, f/3,6, Kamera FLI ML 16200, belichtet in L-R-G-B 12-3-3-3 min, Remote, Farm Tivoli/Namibia, Gerald Rhemann
3 28.12.2016, 18:52 Uhr, 45P im Sternbild Capri-
cornus bei SAO 163943 (7,3 mag), ASA-12-ZollTeleskop, f/3,6, Kamera FLI PL 16200, belichtet in L-R-G-B 12-6-6-6 min, Remote, Farm Tivoli/ Namibia, Gerald Rhemann
4 30.12.2016, 16:33-17:18 UT, 45P im Sternbild
Capricornus, 200-mm-Objektiv, f/3,5, Kamera Canon 1100D, ISO 400, 10 x 45 s + 15 x 60 s, Robert Hilgendorf
5 05.02.2017, 04:38 UT, 45P im Sternbild Aquila,
200-mm-Newton, f/4, Kamera Canon 60Da, 4 x 180 s, Ort: Kempten, Michael Buechner
6 14.02.2017, 02:27-05:07 UT, 45P im Sternbild
Bootes bei HD 131451 (6,9 mag), 200-mmNewton, f/4, Kamera Canon 700Da, ISO 1600, 475 x 15 s, Bildfeldhöhe 47', Mond 89 %, Ort: Rheinberg, Werner E. Celnik
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7 Oben links: 15.02.2017, 20:50-21:45
UT, 45P im Sternbild Jagdhunde bei AW CVn (4,7 mag), 135-mm-Objektiv, f/2, Kamera Fuji X-A1, ISO 3200, 27 x 60 s, Ort: Schweinitz/Fläming, Martin Nischang
8 Oben rechts: 15.02.2017, 21:45 UT,
45P im Sternbild Jagdhunde bei SAO 63737 (6,3 mag), Zeichnung am 7x50-Fernglas, Uwe Pilz
9 18.02.2017, 22:06 UT, 45P im Stern-
bild Jagdhunde bei Galaxie NGC 4656, ASA-8-Zoll-Teleskop, f/2,8, CCD-Kamera FLI ML 8300, belichtet in L-R-G-B 900-100-100-100 s, Remote, Südfrankreich, David Bender
10 18.02.2017, 23:04 UT, 45P im Stern-
bild Jagdhunde bei Galaxien NGC 4656 und 4631, 10-Zoll-Newton, f/4, Kamera Canon 6D, ISO 3200, 20 x 60 s, Norbert Mrozek
11 18.02.2017, 23:55 UT, 45P
im Sternbild Jagdhunde bei Galaxien NGC 4656 und 4631, 10 Zoll Öffnung, f/4, Kamera G3-16200, belichtet in LRGB je 140 s, Michael Jäger
Amateurteleskope / Selbstbau
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19.02.2017, 07:13 UT, 45P im Sternbild Jagdhunde bei Galaxien NGC 4656 und 4631, 106-mm-Apo-Refraktor, f/5, Kamera SBIG STL-11000M, belichtet in L: 3 x 120 s, in RGB: 1 x 60 s, Remote Mayhill/New Mexico/USA, Jose J. Chambo
13 25.02.2017, 02:17 UT, 45P im
Sternbild Ursa Major bei SAO 81893 (5,9 mag), 12-Zoll-ASAAstrograph, f/3,6, Kamera FLI PL 16803, belichtet in L-R-G-B 15-4-4-4 min, Gerald Rhemann
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Planeten
Untere Venuskonjunktion
im März 2017 und mehr
von Bernd Flach-Wilken
Genau am 25.03.2017 um 03:17 UT erreichte Venus, unser hellster Nachbarplanet, dieses Jahr seine untere Konjunktion zur Sonne und war mit einem Abstand von 8 Grad 17,6' nicht weit vom maximal möglichen scheinbaren Abstand bei einer unteren Konjunktion zur Sonne entfernt (etwa 9 Grad ). Die Beobachtung der dann extrem dünnen Venussichel hat ihren besonderen Reiz, das ist nicht nur ästhetisch ein Genuss der Sonderklasse, sondern stellt auch eine gewisse Herausforderung an das Beherrschen der Teleskopausrüstung dar. Letzteres ist mit den heute weit verbreiteten GoTo-Montierungen nicht mehr so spannend wie früher, trotzdem hat schon manchem Beobachter die sehr nahestehende Sonne einen Strich durch den Auffindungsplan gemacht.
Erfahrenen Beobachtern zufolge soll ab etwa 2 Grad Konjunktionsabstand zur Sonnenmitte ein Übergreifen der Hörnerspitzen beobachtbar sein, welches durch die Sonnenlichtbrechung in der Venusatmosphäre bedingt ist. Dieses Lichtbre-
chungsphänomen gipfelt in einem völlig geschlossenen Lichtkranz, der kurz vor dem Eintritt der Venus vor die Sonne bei Venustransits beobachtbar ist [1]. Dieser Lomonossow-Ring wird möglicherweise auch am 03.06.2020, also in drei Jahren, beobachtbar sein, wenn eine extrem sonnennahe untere Venuskonjunktion mit nur 14' Abstand vom nördlichen Sonnenrand aus gemessen stattfinden wird. Freunde dieser Konjunktionen sollten schon mal ihre Terminkalender aktualisieren, denn solch eine enge untere Konjunktion hat es seit den Venustransits 2004 und 2012 nicht mehr gegeben.
Die diesjährige untere Venuskonjunktion sollte also leicht zu beobachten gewesen sein, vorausgesetzt, der Himmel hätte sich tiefblau, also ohne kontrastmindernde Hochbewölkung gezeigt und das Seeing wäre einigermaßen brauchbar gewesen. Leider traf beides hier im Westerwald nicht zu. Schon die Venus mit GoTo-Befehlen in meinem 178-mmRefraktor (Selbstbau, Christen-3-Linser)
zu finden war nicht ganz einfach, weil eine minimale Defokussierung im Teleskop den Schwesterplaneten sofort unsichtbar werden ließ, so gering waren die Bildkontraste. Ein kräftiger Rotfilter (RG 630) half etwas, aber ein weiteres Manko wurde schnell augenfällig: Das Seeing war so grottig schlecht, dass eine Videosequenz mit 5000 Bildern das Programm Autostakkert [2] an seine Grenzen und darüber hinaus brachte (Abb. 1).
Wesentlich besser und mit weniger Seeingturbulenzen zeigte sich der Himmel drei Tage später. Die noch immer sehr feine Venussichel erfüllte alle an sie gestellten Erwartungen, ein wirklich hochgradiger Astrogenuss (Abb. 2). Wiederum eine Woche danach war die Sichel bereits deutlich ,,fetter" geworden und es hat sich, wie auf Abb. 3 zu erkennen ist, der Positionswinkel der Sichel durch die schnelle Bahnbewegung deutlich verändert. Alle Bilder sind astronomisch orientiert, Süden ist oben.
1 Am 25.03.2017, dem Tag der unteren Venuskonjunktion, herrsch-
ten schwierige äußere Beobachtungsbedingungen. Sowohl recht dichte Zirruswolken als auch Seeing der übelsten Sorte erschwerten die Beobachtung deutlich. Die Aufnahmesequenz entstand durch einen 178-mm-Refraktor (mit Energieschutzfilter DERF) bei 6,4 m effektiver Brennweite und einer ASI-174MM-Kamera. Das Programm Autostakkert 2 war überfordert, 15 % der 5000 Einzelbilder zu einem Gesamtbild zu integrieren.
VdS-Journal Nr. 62
2 Deutlich besser gelang
dies drei Tage später am 28.03.2017. Equipment und Aufnahmeparameter wie bei Abb. 1.
Planeten
81
Zur Synchronisation der Montierung vor dem GoTo zu Venus hatte sich natürlich die Sonne angeboten, welche am letzten Tag noch etwas Besonderes bot. Abb. 4 zeigt die randständige Sonnenfleckengruppe AR 2644, in der sich gerade ein Flare entwickelt. Diese Gruppe ist trotz aktuell geringer Sonnenaktivität dadurch bekannt geworden, dass sie am laufenden Band Flares der Klasse M produzierte, die das Bild mit hellen begleitenden Protuberanzen zeigt.
Dieser Tag war somit ein schöner und versöhnlicher Abschied von der Beobachtungsperiode der unteren Venuskonjunktion und bereits mit viel Vorfreude auf die Konjunktion im Jahr 2020 garniert.
Quellenangaben (Stand April 2017): [1] www.herzberger-teleskoptreffen.
de/e_venus_1.php https://skyweek.wordpress. com/2012/06/24/wer-entdeckte-dievenus-atmosphare-oder-warum-derlomonossow-effekt-vielleicht-besser-
3
Am 04.04.2017 hatte die Sichel schon wieder deutlich zugenommen. Recht gute äußere Bedingungen bei gleichen Bildparametern wie in Bild 1 erlaubten dieses Porträt.
wargentin-mallet-effekt-heisensollte/ www.eso.org/public/outreach/ eduoff/vt-2004/photos/images/vtphoto-01-loco.jpg [2] www.astrokraai.nl/autostakkert.php
4 Beim Synchronisieren der Montierung zum genaueren Auffinden von Venus am 04.04.2017 gegen 9:00 UT erschien gerade ein kleiner
Flare im Randgebiet von AR 2644. Am 178-mm-Refraktor kam ein Solar-Spectrum-Ha-Filter mit Halbwertsbreite 0,5 Å zum Einsatz. Verwendet wurden in AviStack2 10 % von 3000 Videobildern, gewonnen mit einer ASI 174MM. Das Schwarzweißbild wurde in Photoshop nachkoloriert.
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82 Sonne
Sonne
Die provisorischen Relativzahlen des SONNE-Netzes, 2. Halbjahr 2016 von Andreas Bulling
Tag Juli
1
1
2
2
3
2
4
2
5
7
6
7
7
16
8
26
9
39
10
34
11
46
12
42
13
38
14
38
15
49
16
44
17
34
18
48
19
43
20
42
21
36
22
26
23
19
24
6
25
0
26
1
27
0
28
6
29
15
30
11
31
6
Mittel 22,1
Mittel 31,5 2.0
August 6 6 0 7
24 26 39 51 48 54 53 46 42 41 45 53 41 34 28 10
7 20 33 35 37 36 41 47 46 50 46 33,9 48,3
September 50 46 39 29 18 32 39 38 54 54 45 39 27 17 16 9 11 26 45 39 34 27 43 39 21 19 17 18 12 1 30,1 42,9
Oktober 0 6 21
28 30 40 41 46 47 50 40 29 31 30 26 22 24 22 16 12 20 18 11 10 13 15 16 25 14
5 10 23,2 33,0
November 8 1
14 18 16 12
8 2 3 16 19 11 22 22 19 17 16 21 7 2 1 0 9 8 10 18 20 28 37 44 14,3 20,4
Dezember 44 46 38 27 25 20 15 11 10 0 3 9 8 11 8 0 7 16 12 11 23 10 3 0 0 1 9 5 4 9 4 12,5 17,8
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14
Oben links: 02.03.2017, 21:22 UT, 16 Zoll Öffnung, f/2,5, CDS-5D, ISO 3200, 8 x 90 s, Roland Fichtl
15 Oben rechts: 05.03.2017,
07:14 UT, Takahashi FSQ 106 mm / 530 mm, SBIG STL-11000M, belichtet 300 s, Remote Mayhill/New Mexico/ USA, Michael Hauss
Comic
Sternbedeckungen
Sternbedeckungen
83
Streifende Sternbedeckungen durch den Mond im 3. Quartal 2017
von Eberhard Riedel
Die vier sehenswertesten streifenden Bedeckungen von Sternen durch den Mond im 3. Quartal dieses Jahres sind im Folgenden dargestellt. Alle Ereignisse finden am unbeleuchteten Nordrand des Mondes statt. Die Landkarte zeigt alle Grenzlinien dieser Ereignisse quer über Deutschland, die der mittlere Mondrand während des Vorbeizuges am Stern beschreibt. Von jedem Punkt in der Nähe dieser Linien ist zum richtigen Zeitpunkt das oft mehrfache Verschwinden und Wiederauftauchen des Sterns bereits in einem kleinen bis mittleren Fernrohr zu verfolgen.
Allgemeines Grundlage der hier veröffentlichten Profildaten sind Laser-Messungen des amerikanischen Lunar Reconaissance Orbiters, die vom Chemnitzer Sternfreund Dietmar Büttner in ein dichtes Netz von librationsabhängigen Profilwerten umgerechnet wurden.
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 als auch für jedes Ereignis die genauen Koordinaten der Grenzlinien und viele weitere Informationen liefert.
Darüber hinaus kann von jedem Standort aus das Profil des Mondes und die zu erwartende Sternbahn grafisch in verschiedensten Ausschnitten 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 automatisch in eine Google-EarthKarte 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). Zusätzlich benötigte 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.
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Sternbedeckungen
Ereignis 1: 29.08.2017
Sternbedeckungen
Am Abend des 29. August steht gleich die spektakulärste Streifung auf dem Programm: Dann zieht kurz nach 21 Uhr MESZ der gut zur Hälfte beleuchtete zunehmende Mond mit seinem unbeleuchteten Nordrand am 4,9 mag hellen Stern 42 Oph (SAO 160046) im Sternbild Ophiuchus vorbei. Zu verfolgen ist das Ereignis auf einer Linie, die sich über Aachen, Bonn, Wetzlar und Fulda bis ins südliche Thüringen und Sachsen zieht.
Die Abbildung 1a zeigt die Stelle der engsten Annäherung zwischen Mond und Stern, wie es sich auf der geografischen Länge von 10 Grad Ost darstellt. Die scheinbare Sternbahn ist als blauweiß-gestrichelte Linie mit Minuten- und 10-Sekundeneinteilungen und der mittlere Mondrand als gepunktete Linie dargestellt. Zum Zeitpunkt der engsten Annäherung an den mittleren Mondrand um 21:18:51 MESZ ist jedoch ein großer Abstand zwischen dem Stern und der unbeleuchteten Mondoberfläche zu erkennen. Die roten Begrenzungslinien parallel zur scheinbaren Sternbahn zeigen deren Verlagerung bei einer Veränderung des Beobachtungsortes von +- 4 km in nord-südlicher Richtung. Tatsächlich sind Bedeckungen des Sterns erst ca. 3,2 km südlich der vorhergesagten Linie sichtbar.
Um eine möglichst große Anzahl von Bedeckungen des Sterns beobachten zu können, ist es erforderlich, sich den am besten geeigneten Standort genau auszusuchen. Die Abbildung 1b zeigt das Mondrandprofil in einer 24-fachen Überhöhung, weshalb auch die Krümmung der scheinbaren Sternbahn grafisch erforderlich ist. Die Situation entspricht einem Standort, der sich 5.031 m südlich der vorhergesagten Linie befindet. An dieser Stelle kann zwischen 21:17:35 und 21:20:30 MESZ das Verschwinden und Wiedererscheinen des Sterns zehnmal hintereinander erfolgen.
Zu beachten ist, dass diese Perspektive auf den Mondrand vom Niveau der Meereshöhe aus gerechnet ist und auf die tatsächliche Höhe am Beobachtungsort korrigiert werden muss. In einer Höhe von z.B. 500 m liegt man in Bezug auf den Mond bereits 1.411 m nördlicher. Um in dieser Höhe an die Stelle der meisten Kontakte zu gelangen, muss man daher nicht 5.031 m, sondern 6.442 m von der
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1a Die scheinbare Sternbahn (blauweiß gestrichelte Linie) bei Beobachtung genau von
der vorhergesagten Grenzlinie
1b Streifungssituation von SAO 160046 bei Beobachtung 5.030 m südlich der Grenz-
linie mit 24-facher Mondhöhendehnung
vorhergesagten Grenzlinie nach Süden ausweichen (zur Software s.u.).
Es ist damit zu rechnen, dass das Licht des Terminators die dunklen Mondbereiche etwas überstrahlen wird, weshalb insbesondere die letzten Kontakte etwas schwieriger zu verfolgen sein werden. Die eingeblendeten ungefähren Kontaktzeiten gelten zudem nur für die gewählte geografische Länge von 10 Grad Ost. Da auf anderen Längen der Positionswinkel der geringsten Annäherung ein anderer ist und dort der Mondrand etwas anders aussieht, ändern sich dann auch die Wahl des besten Abstandes von der vorhergesagten Linie und die Anzahl und Zeiten der Kontakte. Je weiter östlich die Beobachtung in Deutschland stattfindet, umso näher findet die Streifung in Terminatornähe statt und ist dann schwieriger zu verfolgen.
Einen Anhalt über die Verlagerung der scheinbaren Sternbahn, wenn man die in der Grafik angegebene geografische Breite verlässt, geben die roten Begrenzungslinien. Diese zeigen in der Abbildung 1b einen Abstand von der Grenzlinie von +- 2.000 m, welcher senkrecht zum Verlauf der Grenzlinie angetragen wird. Hierdurch ist erkennbar, dass es bei einer anderen Positionierung jeweils zu einer sehr unterschiedlichen Anzahl von Bedeckungen des Sterns kommen wird.
42 Oph ist nicht als Doppelstern bekannt, weshalb sein Verschwinden am Mondrand jeweils schlagartig erfolgen müsste. Nicht selten wurden bei Sternbedeckungen durch den Mond jedoch enge Doppelsterne entdeckt. Zu beobachten wäre dann ein langsameres oder nur teilweises Verschwinden und Wiederauftauchen des Sternlichtes.
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Ereignis 2: 10.09.2017
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2a Die scheinbare Sternbahn von SAO 110464 bei 83 % beleuchtetem Mond, 6-fache
Mondhöhendehnung, bei Beobachtung genau von der vorhergesagten Grenzlinie
2b Streifungssituation von SAO 110464, Beobachtung 1.000 m südöstlich
der Grenzlinie mit 24-facher Mondhöhendehnung
Am frühen Morgen des 10. September kommt es zu einer etwas schwieriger zu beobachtenden streifenden Bedeckung des 6,8 mag hellen Sterns SAO 110464. Der abnehmende Mond ist dann zu 83 % beleuchtet und deshalb der Abstand der beleuchteten Mondoberfläche zur Streifungszone relativ gering, was besonders bei schlechten Sichtbedingungen etwas störende Überstrahlung verursacht. Die Streifungslinie überquert die Städte Köln, Paderborn und Neubrandenburg.
Der Mondrandausschnitt in der Abbildung 2a zeigt die scheinbare Sternbahn bei der geografischen Länge von 10 Grad Ost und verdeutlicht geometrisch die Nähe des Terminators. Das Mondrandprofil ist hier 6-fach überhöht dargestellt und die blauweißgestrichelte Sternbahn daher gekrümmt. Es ist erkennbar, dass wegen des unter dem mittleren Mondniveau liegenden Terrains auf der vorausberechneten Zentrallinie gerade keine Bedeckung des Sterns zu sehen sein wird.
Um aber dennoch Kontakte am dunklen Mondrand zu beobachten, muss man die berechnete Zentrallinie nach Süden verlassen. Den Erfolg zeigt die Abbildung 2b, in der die Profildetails für die Länge 10 Grad Ost 24-fach überhöht dargestellt sind. Etwa 1.000 m weiter südlich, gemessen senkrecht zur Streifungslinie, können zwischen 03:55 und 03:58 MESZ ohne Weiteres 12 Kontakte oder mehr zu beobachten sein. Die roten Begrenzungslinien zeigen den Versatz der Sternbahn bei einem Ortswechsel von +- 1.000 m auf der Erdoberfläche. SAO 110464 ist nicht als Doppelstern bekannt, so dass sein Verschwinden und Wiedererscheinen am Mondrand schlagartig erfolgen dürfte.
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Sternbedeckungen
Sternbedeckungen
Nur 23 Stunden später, kurz nach Mitternacht des 11. September, liegt der 6,0 mag helle SAO 93320 auf dem Weg des nördlichen Mondrandes. Der Beleuchtungsgrad ist jetzt auf 74 % zurückgegangen, so dass die Überstrahlung des Terminators deutlich weniger ins Gewicht fällt. In den Genuss dieses schönen Ereignisses kommt der Süden Deutschlands auf einer Linie, die von Basel ausgehend über Nürnberg bis ins südliche Sachsen verläuft.
Da sich die Libration des Mondes nicht sehr vom Vortag unterscheidet und die engste Annäherung zwischen Mond und Stern fast am gleichen Positionswinkel wie bei Ereignis 2 stattfindet, liegt das Mondterrain erneut unter dem mittleren Niveau.
Die Abbildung 3 zeigt die scheinbare Bahn des Sterns durch das zerklüftete Mondterrain, wenn man ca. 1.480 m von der vorausberechneten Zentrallinie nach Süden ausweicht. An dieser Stelle wird der Stern zwischen 01:57:30 und 02:00 MESZ mindestens achtmal verschwinden und wiedererscheinen.
Ereignis 3: 11.09.2017
3 Die scheinbare Sternbahn von SAO 93320 bei Beobachtung ca. 1.480 m südöstlich
der Grenzlinie, 24-fache Mondhöhendehnung
Die Grafik ist, wie alle anderen, für Meereshöhe gerechnet. Bei deutlich höher gelegenen Beobachtungsstationen muss deren Höhe ebenfalls in die Berechnung einbezogen werden, um eine genügend genaue Vorhersage zu erhalten (zur Software s. S. 83).
SAO 93320 ist ein enger Doppelstern. Die Komponenten sind jeweils 6,7 mag hell und stehen 0,1 Bogensekunde auseinander. Nur mit höchster zeitlicher Auflösung wird jedoch ein schrittweises Verschwinden und Wiederauftauchen des Sterns festzustellen sein.
Ereignis 4: 12.09.2017
Den Abschluss in diesem Quartal bildet genau 24 Stunden später am frühen Morgen des 12. September die sehenswerte und leicht beobachtbare Bedeckung des 6,0 mag hellen Sterns 179 B Tau (SAO 93775). Der abnehmende Mond hat jetzt nur noch einen Beleuchtungsgrad von 63 %, was einen bequemen Abstand zu den hellen Mondstrukturen schafft. Die Streifung beginnt in Nordrhein-Westfalen und verläuft in nordöstlicher Richtung durch Niedersachsen und Hamburg bis zur Ostsee. Der Positionswinkel der Streifung ist erneut ähnlich wie bei beiden Vorereignissen, weshalb auch die Mondoberfläche immer noch deutlich unter dem mittleren Mondniveau liegt. Wenn man sich (gerechnet für eine Länge von 10 Grad Ost) etwa 2.750 m südlich der für den mittleren Mondrand gerechneten Zentrallinie aufstellt (gemessen wiederum senkrecht zur Schattenlinie), wird aber erneut eine Vielzahl von Kontakten möglich sein. Die Abbildung 4 zeigt genau diese Si-
4
Die scheinbare Sternbahn von SAO 93775 bei Beobachtung ca. 2.750 m südöstlich der Grenzlinie, 24-fache Mondhöhendehnung
tuation mit einem 24-fach überhöhten Mondrandprofil. Möglich werden die Kontakte durch einen langgezogenen Abhang auf dem Mond, der von dieser Beobachtungsposition aus gesehen an dem Stern in voller Länge vorbeizieht.
179 B Tau ist ein Dreifachsystem mit den Einzelhelligkeiten 6,1, 8,8 und 9,6 mag. Deshalb ist es bei der Bedeckung nur eines dieser Sterne möglich, dass eine Resthelligkeit am Mondrand verbleibt und ein Flackern zu beobachten ist.
VdS-Journal Nr. 62
Veränderliche
Veränderliche
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Spektakulär: Die Bedeckung von VV Cephei 2017-2019
- Einer der größten Sterne unserer Galaxis verdeckt seinen Partner
von Dietmar Bannuscher
1
Karte des Sternbildes Kepheus mit Kennzeichung von VV Cep, Cartes du Ciel
Wohl nur dreimal in einem Menschenleben können/dürfen wir das packende Schauspiel der Verfinsterung des Doppelsternsystems VV Cephei erleben.
Alle 20,35 Jahre bedeckt der kolossale Rote Überriese seinen viel kleineren Partner. Beide Sterne haben ähnliche Massen (knapp unterhalb von 20 Sonnenmassen), allerdings ist der eine Stern im Rahmen seiner Entwicklung zu einem Überriesen aufgebläht (an die Stelle der Sonne versetzt würde er bis zur Jupiterbahn reichen), während der andere blau leuchtet und fast 100-mal kleiner ist. Dieser Partner soll auch eine Akkretionsscheibe besitzen, gespeist von dem starken Sternwind des Überriesen. Aus diesem Grund dauert die ganze Bedeckung gut zwei Jahre (650 Tage) lang.
Ähnlich wie bei der Bedeckung des Doppelsterns Epsilon Aurigae von 2008- 2012 rufen wir zum Mitmachen und zur Mitbeobachtung des besonderen und seltenen Spektakels auf. Das ist auch gar nicht schwierig. Der zeitliche Verlauf sollte den Vorhersagen nach so wie in der Tabelle 1 aufgeführt ablaufen.
Sinnvoll ist eine Beobachtung bereits jetzt, ab sofort. Einmal, um sich mit dem Stern und seiner Umgebung vertraut zu machen, und um einige Beobachtungen
2
Vergleichsternkarte der AAVSO für VV Cep
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Veränderliche
Veränderliche
im Maximallicht zu besitzen, bevor die Lichtkurve langsam abfällt. Zusätzlich zeigt der Stern auch im Maximallicht leichte Schwankungen, die ein vorsichtiger visueller Beobachter erkennen könnte und ein Beobachter mit CCD oder DSLR auf jeden Fall aufzeichnen können wird. Aufgrund der Länge des Ereignisses, und um den Beginn der Verfinsterung nicht zu verpassen, empfehlen wir jeden klaren Abend eine Schätzung/Messung. Der Stern ist zirkumpolar und somit das ganze Jahr über sichtbar. Für Pausen in der Beobachtung wird das Wetter schon sorgen.
Wir haben einige hilfreiche Karten und Angaben mit Vergleichssternen hier abgebildet. Weitere Informationen erhalten und seine Beobachtungen melden kann der geneigte Beobachter auf unserer Website: www.bav-astro.eu.
Tabelle 1: Zeitlicher Ablauf des Bedeckungsereignisses von VV Cephei
Beginn der Bedeckung Beginn der totalen Bedeckung Mitte der Bedeckung: Ende der totalen Bedeckung Ende der Bedeckung
1. Kontakt 2. Kontakt
3. Kontakt 4. Kontakt
04. August 2017 27. Oktober 2017
01. Juni 2018 06. Februar 2019
16. Mai 2019
JD = 2457 970 JD = 2458 054 JD = 2458 288 JD = 2458 521 JD = 2458 620
3 Sternbild Kepheus mit VV Cep,
15 s belichtet mit Canon EOS 1100D und Tamron-18-200-mmObjektiv, Dietmar Bannuscher
JD ist die Zeitangabe im sogenannten Julianischen Datum, einer fortlaufenden Tageszählung
CTA 102 - extremer Ausbruch eines weit
entfernten Quasars
von Klaus Wenzel
CTA 102 war die letzten Jahrzehnte seit seiner Entdeckung ein eher unscheinbarer Quasar im Sternbild Pegasus. Die Helligkeit bewegte sich meist im Bereich zwischen 16 und 17 mag, bei einer immerhin respektablen Rotverschiebung von z = 1,037. Aufgrund dieser hohen Verschiebung der Spektrallinien in den roten Bereich ist zu schließen, dass die Entfernung des Quasars etwa 7-8 Milliarden Lichtjahre beträgt. Das Ereignis, das wir jetzt beobachten, fand demnach bereits lange vor der Existenz unseres Sonnensystems statt. Gute Informationen und Erklärungen über die Rotverschiebung findet man im Internet, im ,,Lexikon der Astronomie" des Spektrum Verlages [1].
Anfang August 2016 änderte sich die Situation, und CTA 102 rückte in das allgemeine Interesse mit einem plötzlichen Helligkeitsanstieg, der bis Ende August in einem scharfen Maximum von 14,2 mag einen ersten vorläufigen Höhepunkt ereichte. Bis Mitte September fiel die Helligkeit dann wieder auf 16 mag, danach setzte ein kontinuierlicher Anstieg ein, der den Quasar bis Anfang Dezember auf Werte von über 13 mag ansteigen ließ. Ende Dezember stieß CTA 102 in den Bereich der 11. Größenklasse vor und war zu dieser Zeit sicher eines der absolut hellsten Objekte im Universum.
Historisches CTA 102 ist die Bezeichnung einer Ra-
dioquelle und ein Kürzel für Caltech-Liste A Objekt Nr 102. Die Liste ,,A" wurde im August 1960 von Harries und Roberts veröffentlicht [2] und enthält insgesamt Daten für 106 Quellen. Darunter befinden sich viele prominente Objekte wie zum Beispiel NGC 1275 als CTA 22, M 1 (Crab Nebula) als CTA 36 oder 3C273 als CTA 53, um nur einige zu nennen. CTA 102 war aber neu. Einige dieser neuen Quellen wurden von russischen Astronomen um Nikolai Kardaschew und Josef Schklowski untersucht. Bei CTA 102 konnten sie periodische Schwankungen der Radiostrahlung von 100 Tagen nachweisen (vgl. [4]). Diese Regelmäßigkeit hielten sie für nicht natürlichen Ursprungs und interpretierten sie als eine
VdS-Journal Nr. 62
Veränderliche
Veränderliche
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1 CTA 102 am 29.12.2016 um 17:05 UT mit Maximalhelligkeit von 11,2 mag. Bei dem
kleinen diffusen Objekt südwestlich des Quasars handelt es sich um die Galaxie NGC 7305. Bildgröße ca. 25' x 35', CCD-Aufnahme am Newton 150 mm/900 mm (Dachsternwarte Wenigumstadt).
Botschaft von außerirdischen Lebewesen. Im April 1965 gingen sie damit an die Öffentlichkeit. Doch schon bald stellte sich heraus, dass die Quelle CTA 102 mit einem 17 mag schwachen stellaren Objekt identisch ist. Ein erstes Spektrum zeigte dann die wahre Identität: CTA 102 ist ein Quasar, ähnlich wie der wenige Jahre zuvor identifizierte 3C273, dessen außergewöhnliches Spektrum erstmals von Maarten Schmidt am Mount Palomar entschlüsselt werden konnte [5]. Dies rückte CTA 102 und seine außerir-
dische Botschaft in eine Entfernung von Milliarden von Lichtjahren. Die Hypothese der extraterrestrischen Nachricht war damit natürlich vom Tisch.
Was blieb, ist ein Song der amerikanischen Rock Band ,,The Byrds", sie widmeten dem Quasar ein Lied - ,,C.T.A. 102", das in ihrem 1967 erschienenem Album ,,Younger than yesterday" veröffentlicht wurde: ,,... Science tells us that there's hope. Life on other planets might exist."
Visuelle und digitale Beobachtungen 2016/17 Durch eine Alarmmeldung der AAVSO Anfang Dezember 2016 wurde ich auf CTA 102 aufmerksam [3]. Eine erste CCD-Beobachtung mit dem 6-Zöller meiner Dachsternwarte am 02.12.2016 zeigte CTA 102 mit einer Helligkeit von 13,15 mag. Nur 24 Stunden später, bei einer visuellen Beobachtung am 12,5-Zöller, schätzte ich den Quasar bereits auf 12,5 mag. Bei weiteren Beobachtungen (visuell und digital) zeigte CTA 102 lebhafte Schwankungen auf hohem Niveau. Am 29.12.2016 ereichte der Quasar die Helligkeit von 11,2 mag (visuell und digital beobachtet). Dies war meine bisher hellste Quasarbeobachtung, die ich jemals durchgeführt hatte! Bis zum Ende der Beobachtungsperiode Ende Januar 2017 sank das Helligkeitsniveau dann langsam Richtung 14 mag ab. Bei einer Beobachtung von CTA 102 kann man sozusagen als Zugabe die etwa 14 mag helle Galaxie NGC 7305 noch mitnehmen, die lediglich 5,5 Bogenminuten südwestlich des Quasars postiert ist. NGC 7305 wurde am 1. September 1886 von Lewis Swift mit einem 16-Zoll-Refraktor entdeckt und als extrem schwach, klein und rund beschrieben [6]. So ähnlich präsentierte sich die Galaxie in meinem 12,5-ZollNewton. Ich notierte am 29.12.2016 in mein Beobachtungsbuch: ,,indirekt, schwach sichtbarer runder kleiner diffuser Nebel".
2
Die historische Lichtkurve (POSS, Pica et al., VSNET, Autor) ab Ende der 50er-Jahre verdeutlicht die Heftigkeit des Ausbruchs 2016/17.
3
Lichtkurve (visuell am 12,5-Zoll-Newton, CCD am 6-Zoll-Newton) des Ausbruchs von CTA 102 nach Beobachtungen des Autors in der Dachsternwarte in Wenigumstadt von Dez. 2016 bis Januar 2017.
VdS-Journal Nr. 62
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VdS-Nachrichten
Veränderliche
Man darf gespannt sein, in welchem Aktivitätszustand sich CTA 102 zu Beginn der neuen Beobachtungssaison (dies dürfte bei Erscheinen dieses Heftes der Fall sein), wenn er wieder nach seiner Konjunktion mit der Sonne am Morgenhimmel auftaucht, präsentieren wird.
Literaturhinweise und Internetlinks: [1] Lexikon der Astronomie, Spektrum
Verlag: ,,Rotverschiebung", www. spektrum.de/lexikon/astronomie/ rotverschiebung/417 [2] D. E. Harris, J. A. Roberts, 1960: "Radio Source Measurements at 960 MC/S", PASP 72, p. 237 [3] E. Waagen, 2016: "Blazar CTA 102 (4C11.69) in very bright outburst", AAVSO Special Notice #426, Dez. 1, 2016 [4] G. B. Sholomitsky, 1965: "Variabi-
4
Zeichnung der Region um CTA 102 mit NGC 7305 nach visuellen Beobachtungen am Newton 317 mm/1.500 mm bei Vergrößerungen zwischen 170- und 300-fach. Der Durchmesser des Bildfeldes beträgt etwa 20'.
lity of the radio source CTA 102", IBVS Nr. 83 (dies ist die Veröffentlichung über die periodischen Radiosignale, die die Grundlage zur ,,Zivilisation von CTA 102" darstellte)
[5] M. Schmidt, 1963: "3C 273: a star-like object with large red-shift", Nature 197, p. 1040
[6] L. Swift, 1886: "Catalogue No. 4 of nebulae discovered at the Warner Observatory", AN 115, S. 2752
Wir begrüßen neue Mitglieder
Mitgl.-Nr.
20792 20794 20796 20797 20798
20802
20813 20814 20816 20819 20820 20821 20822 20823 20824 20826 20827 20828 20829 20830 20831 20832 20833 20834 20835 20836 20837 20838 20839
20843
Name
Vorname
Straße
PLZ
Dohmen
Karl
Claas
Hans-Joachim
Freisler
Thomas
Cnota
Norbert
Sternwarte Helmstedt c/o Herrn Guido Meinhard
Nußbaumerstraße 23 Philipp-Scheidemann-Str. 2B Dieselstraße 46 Peterskath 16
Lessingstraße 20
50823 40595 51103 46562
38350
Sternwarte der Hardtwaldklinik I. c/o Arthur Battenberg
Hardtstraße 31
34596
Breitsameter
Rudolf
Bürgermeister-Koch-Str. 20
82178
Lehmann
Thomas
Schwanseestr. 41
99423
Reichert
Oliver
Hübschmannstr. 13
09112
Vinkon
Stefanie
Leipziger Str. 61
47918
Viehr
Ekkehard
Militschstr. 42
38124
Wüst
Matthias
Meistermannweg 56
53359
Eiglsperger
Simon
Ferdinand-Maria-Straße 12
85051
Thomas
Dieter
Landstraße 38
21756
Dr. Kurz
Rainer
Edelweißstraße7
82197
Straub
Sigrid
Herisösch 19
88069
Beck
Andreas
Schickhardtstraße 59
71116
Willmitzer
Reinhard
Pappelweg 10
50126
Spaninks
Ton
Generaal de Werstraat 31
NL 5021
Hertrich
Hape
Dorfstraße 15
24241
Weber
Stefan
Zeilstraße 1
82256
Wimmer
Stephan
Hochfeldstraße 3
94086
Janotta
Günther
Bibrastraße 31
97447
Bleymann
Florian
Eichenstraße 1
97228
Dreier
Jörg
Binzer Straße 2
04207
Schüttler
Bianca
Gartenstraße 26
57392
Dr. Rand
Donald
Hans-Sachs-Str. 13
04318
Just
Bernhard
Hindernburgdamm 81/82; Anfang 10 12203
Amateurastronomische Vereinigung Göttingen e.V.
c/o Herrn Bernd Lechte
Schlesierring 8
37085
Meißner
Holger
Dr.-Gebhard-Str. 13
37269
Ort
Köln Düsseldorf Köln Voerde
Helmstedt
Bad Zwesten Puchheim Weimar Chemnitz Tönisvorst Braunschweig Rheinbach Ingolstadt Osten Gröbenzell Tettnang Gärtingen Bergheim TK-TILBURG Schmalstede Fürstenfeldbruck Bad Griesbach Gerolzhofen Rottendorf Leipzig Bad Fredeburg Leipzig Berlin
Göttingen Eschwege
VdS-Journal Nr. 62
VdS-Nachrichten
91
VdS-Vorstand aktuell
von Siegfried Bergthal
Neuer Vorstand tagt Am 14. Januar 2017 traf sich der Vorstand der VdS zum ersten Mal im neuen Jahr in Heppenheim zu seiner ersten Sitzung. Der Vorstand wurde vom Vorsitzenden Otto Guthier um 10:00 Uhr begrüßt. Die Sitzung endete um 17:00 Uhr.
Astronomietag Für den Astronomietag 2017 wurden über 36.000 Broschüren und 5.700 Poster gedruckt. Die Broschüren und Poster wurden der Zeitschrift ,,Sterne und Weltraum" und dem ,,VdS-Journal für Astronomie" beigelegt. 18.900 wurden an Sternwarten und Sternfreunde verschickt. Der Vorstand wünscht den teilnehmenden Sternwarten, Vereinen und Einzelpersonen viel Erfolg und gutes Wetter!
Der Astronomietag 2018 wurde auf den 24. März 2018 gelegt. Das ist das letzte Wochenende vor Beginn der Sommerzeit. Für das Jahr 2018 wird es noch eine zweite Aktion mit Poster geben und zwar für den 27. Juli 2018. An diesem Tag findet eine totale Mondfinsternis statt, und am selben Tag steht der Mars in Opposition.
Der Astronomietag 2019 wird voraussichtlich am 30.03.2019 stattfinden und zwar gleichzeitig mit der ,,Earth Hour". Ab 2020 ist dann geplant, den Astronomietag in den Oktober zu legen, weil in den kommenden Jahren die Abendsichtbarkeit der Planeten sich in den Herbst verlagert hat.
direkten Austausch fördern. Zum Verantwortlichen der neuen Fachgruppe wurde Stefan Schwager (Sternwarte Riesa) gewählt. Sein Stellvertreter ist Rolando Dölling (Observatorium Aurora) und zum Redakteur der Fachgruppe wurde Roland Zahn (Sternwarte Bad Kreuznach) ernannt.
Mitgliederentwicklung Zum 31. Dezember 2016 zählte die VdS e.V. 4.102 Mitglieder. Im Januar 2016 waren 4.035 Sternfreunde Mitglied in der VdS e.V. Allen vorliegenden Anträgen auf Neumitgliedschaft wurde auf der Vorstandssitzung am 14. Januar 2017 zugestimmt.
33. VdS-Tagung und Mitgliederversammlung Die Vorbereitungen für die 33. VdS-Tagung und Mitgliederversammlung laufen auf Hochtouren. Die Versammlung findet dieses Jahr in Heidelberg statt. Die Einladung wird rechtzeitig an die Mitglieder verschickt. Soviel sei jetzt schon verraten: Am Sonntag besteht die Möglichkeit, das Max-Planck-Institut und die Landessternwarte Königstuhl zu besichtigen. Der VdS-Vorstand lädt schon heute alle Mitglieder zu dieser Veranstaltung ein.
Preis der deutschen Astronomie Auf der VdS-Mitgliederversammlung wird der o. g. Preis erneut verliehen. Vor-
Neue Fachgruppe ,,Astronomische Vereinigungen" Bei einem Treffen in Heppenheim im Oktober 2016 wurde die neue VdS-Fachgruppe ,,Astronomische Vereinigungen" gegründet. Fast 70 Teilnehmer vertraten bei der Gründung direkt vor Ort allein 31 astronomische Vereinigungen. In vier Hauptthemenbereichen will man künftig die Zusammenarbeit systematisch ausbauen. Der Austausch wird über Mailinglisten erfolgen, regelmäßige regionale Treffen eingeteilt nach Nord, West, Mitte, Ost und Süd sowie wiederkehrende bundesweite Treffen sollen zudem den
schläge für Kandidaten nimmt der Vorstand ab sofort entgegen: Schicken Sie ihren Vorschlag an service@vds-astro.de. Mitgliedsbeitrag für 2017 Dem ,,VdS-Journal für Astronomie" wurde Anfang Januar auch die Beitragsrechnung für das Kalenderjahr 2017 beigelegt. Sofern noch nicht geschehen, überweisen Sie bitte Ihren Beitrag rechtzeitig. Sie ersparen damit dem Verein viel zusätzliche Arbeit und Kosten. Fragen oder Anregungen? Der VdS-Vorstand hat immer ein offenes Ohr. Schreiben Sie uns Ihre Fragen oder Anregungen an service@vds-astro.de.
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VdS-Journal Nr. 62
92
VdS-Nachrichten
Einladung zur
33. VdS-Tagung
vom 20. bis 22. Oktober 2017 in Heidelberg
von Carolin Liefke, VdS-Vorstand und Haus der Astronomie in Heidelberg
Schon wieder sind zwei Jahre seit der letzten VdS-Tagung und Mitgliederversammlung in Braunschweig vergangen, es ist also an der Zeit, erneut zusammenzukommen. Die diesjährige Tagung wird vom 20. bis zum 22. Oktober im Haus der Astronomie in Heidelberg (kurz HdA) stattfinden, und hiermit möchte der Vorstand Sie herzlich dazu einladen.
Als Zentrum für astronomische Bil-
dungs- und Öffentlichkeitsarbeit hat
sich das HdA zum Ziel gesetzt, Wis-
senschaftler, Amateure, Schüler, Lehrer,
Journalisten und die allgemeine Öffent-
lichkeit unter dem Dach der Astronomie zusammenzubringen - wie geschaffen
1 Das Haus der Astronomie beherbergt neben einer kleinen Ausstellung im
also für diesen Anlass.
Eingangsbereich auch zwei Seminarräume und das Auditorium mit 100 Sitz-
plätzen sowie die Büros der Mitarbeiter und die Redaktion der Zeitschrift
Das Tagungswochenende beginnt am
,,Sterne und Weltraum". (Foto: BEGA)
Freitag mit einer öffentlichen Abend-
veranstaltung. Das Vortragsprogramm
mit Beiträgen aus der Wissenschaft ebenso wie aus dem Amateurbereich startet am Samstag Morgen, voraussichtlich um
09:30 Uhr. Gegen 17 Uhr findet dann die Mitgliederversammlung statt. Im Anschluss besteht die Möglichkeit zu einem
gemeinsamen Abendessen in der Heidelberger Altstadt.
Am Sonntag Vormittag können die astronomischen Institute auf dem Heidelberger Königstuhl - das MaxPlanck-Institut für Astronomie und die benachbarte Landessternwarte - besichtigt werden.
Das ausführliche Tagungsprogramm, Informationen zum Tagungsort sowie zu Unterkünften und Anreise finden Sie auf den Webseiten der Tagung unter www.hausderastronomie. de/vds-tagung-2017.
2 Landessternwarte, Max-Planck-Institut für Astronomie und Haus der Astronomie
auf dem Heidelberger Königstuhl aus der Luft. Die Form des HdA wurde der Whirlpoolgalaxie M 51 nachempfunden. (Foto: Sebastian Egner)
Dort haben Sie auch die Möglichkeit, sich online für die Tagung anzumelden. Natürlich erhalten Sie aber demnächst zusätzlich Ihre persönliche Einladung mit Rückantwortschreiben per Post. Wer mit einem Vortrag zum Tagungsprogramm beitragen möchte, melde sich bitte bei der Geschäftsstelle.
VdS-Journal Nr. 62
VdS-Nostalgie
93
ausgewählt und zusammengestellt von Peter Völker - Folge 29
Der heutige Beitrag steht unter ,,Die Randbemerkung" im VdS-Nachrichtenblatt vom Juli 1966 auf Seite 86. Der Artikel trägt aus heutiger Sicht mehr den Charakter einer Glosse. Denn vor 51 Jahren tat der ,,Redaktor" (das war wohl - siehe Kopfzeile des VdS-Nachrichtenblattes - Joachim Herrmann) die Absicht kund, bei Einführung der Sommerzeit an die Bundesregierung heranzutreten, um Subventionen für den Bau weiterer Planetarien zu erlangen.
Na, dann treten Sie jetzt mal heran, Herr Redaktor - die Zeit ist gekommen. Die VdS wünscht Ihnen viel Erfolg, denn die angeführten Begründungen sind ja stichhaltig!
VdS-Journal Nr. 62
94
VdS-Porträt/Vor Ort
Astronomische Aussichten
von Uli Klein
Die Hocheifel gehört zu den am wenigsten von der Lichtverschmutzung betroffenen Regionen Deutschlands und eignet sich daher optimal für astronomische Beobachtungen. Neben dem oberhalb von Schalkenmehren gelegenen Observatorium Hoher List werden einige Privatsternwarten in der Region betrieben.
Die allgemeine Lichtverschmutzung des Nachthimmels ist seit einigen Jahren in der Diskussion. Schon lange haben Stadtbewohner keine Chance mehr, Sterne am Nachthimmel zu sehen, geschweige denn einen prachtvollen Sternenhimmel mit dem Band der Milchstraße. Nach neuesten Erhebungen sind zirka 80 Prozent der Bevölkerung betroffen. Zu den restlichen 20 Prozent gehört mit Sicherheit auch eine Gruppe von Amateurastronomen, die in der Vulkaneifel angesiedelt ist und die sich unter dem Dach der Astronomischen Vereinigung Vulkaneifel am Hohen List e.V. (AVV) zusammengefunden hat. Der Verein entstand am 1. August 2013 durch die Namensänderung des ehemaligen, 2002 gegründeten, Fördervereins des Observatoriums Hoher List. Anlass war die Einstellung der wissenschaftlichen Nutzung durch das Argelander-Institut für Astronomie der Universität Bonn und die damit verbundene Schließung der Anlage durch die Universität. Eine drohende
1
Die Milchstraße über Neroth, fotografiert an der Privatsternwarte von Erwin Wünnenberg. Die Aufnahme zeigt auch Lichtspuren einiger Meteore.
2
Mitglieder der Astronomischen Vereinigung Vulkaneifel am Hohen List e.V. (von links: Harald Simon, Prof. Dr. Uli Klein, Dr. Martin Miller) vor dem 1-m-Spiegelteleskop am Hohen List
VdS-Journal Nr. 62
Demontage konnte verhindert werden, als das Observatorium im Herbst 2013 unter Denkmalschutz gestellt wurde. Die AVV konnte einen Teil des Observatoriums von der Universität mieten. Glücklicherweise ist es der Teil, der auch das 1-Meter-Spiegelteleskop, das größte und modernste vor Ort, enthält. Alle weiteren Teleskopgebäude sind für Besucher momentan leider nicht mehr zugänglich.
3 Uli Klein mit seinem Newton-
Teleskop in Meuspath
Die Mitglieder des AVV engagieren sich dafür, dass das Observatorium für die Astronomie erhalten wird. Zusammen mit der Künstlergruppe ,,SternwARTe Vulkaneifel e.V." wird versucht, diese schöne Liegenschaft, bisher eine nordrheinwestfälische Exklave, nach Rheinland-Pfalz zu überführen und so dieser Heimstätte der Amateurastronomie in der Vulkaneifel eine sichere Zukunft zu garantieren. Schwerpunkt der Aktivitäten der AVV bildet die Öffentlichkeitsarbeit in Form von regelmäßigen Führungen, Vorträgen und astronomischen Beobachtungsveranstaltungen, welche auch die Nutzung von Teleskopen mit einbeziehen. In diesem Rahmen werden praktische und theoretische Fragen sowohl der Astronomie als auch verwandter Wissensgebiete in populärer und wissenschaftlicher Form vermittelt, um weite Kreise der Bevölkerung mit dem Geschehen im Universum vertraut zu machen. Dementsprechend finden aktuelle astronomische Ereignisse gleichermaßen Berücksichtigung wie Erkenntnisse, die seit Jahrtausenden gewachsen sind. Beispielsweise war der Merkurtransit vor der Sonne am 9. Mai letzten Jahres für viele Menschen Anlass, dem Hohen List einen Besuch abzustatten. Dort war ein großes Arsenal an Instrumenten zur Sonnenbeobachtung aufgebaut, und der interessierte Laie wurde kompetent bei der Beobachtung ,,an die Hand genommen". Diese Kompetenz rührt nicht zuletzt daher, dass praktisch alle beim AVV engagierten Mitglieder ein eigenes Teleskop oder gar eine private Sternwarte besitzen.
Prof. Dr. Uli Klein, wohnhaft in der Grafschaft und in der Eifel (Adenau) aufgewachsen, besitzt eine Gartensternwarte in Meuspath bei Nürburg. Den meisten ist diese Region eher wegen des nahegelegenen Nürburgrings bekannt. Wenn sich der alltägliche Autolärm am Abend gelegt hat, wird bei gutem Wetter das Dach der Sternwarte, die auf 540 Metern Höhe liegt, geöffnet. Es taucht dann ein Maksutov-Newton-Teleskop mit knapp 8 Zoll Öffnung und 1000 Millimetern Brennweite auf. Dieser Teleskoptyp zeichnet sich durch eine hohe Abbildungsgüte über ein großes Sichtfeld aus. Als ,,Gegengewicht" fungiert ein Refraktor, der für die Sonnenbeobachtung mit einem entsprechenden Filter bestückt
VdS-Porträt/Vor Ort
95
4
Die Spiralgalaxie M 51 sowie weiter entfernte Galaxien, aufgenommen an der Sternwarte Meuspath
5
Die Spiralgalaxie NGC 4565, aufgenommen an der Sternwarte Meuspath
VdS-Journal Nr. 62
96
VdS-Porträt/Vor Ort
Himmel, sei es mit dem bloßen Auge, durch einen riesigen Feldstecher oder eben durch das Fernrohrokular, und dies alles unter fachkundiger Anleitung. Herr Klein bietet, so die Wetterbedingungen es zulassen, Führungen für interessierte Laien an; diese können sich zur weiteren Absprache vorher über Telefon oder per Email anmelden. Kontakt: Sternwarte Meuspath Tel. 0160-2916154 uklein@astro.uni-bonn.de
6 40-cm-Maksutov-Teleskop auf der Sternwarte Höchstberg
Der Ort Höchstberg liegt etwa fünf Kilometer nordöstlich von Ulmen und ca. 18 Kilometer östlich der Sternwarte Hoher List im Naturpark Vulkaneifel. Die Privatsternwarte wird von Herrn Dr. Martin Miller betrieben. Sie ist leicht zu finden. Gegenüber dem Friedhof führt von der Hauptstraße die kleine Straße ,,Im Staudchen" ab. An der Einfahrt steht auch ein Schild ,,Sternwarte". Das Hauptinstrument des Observatoriums ist ein Maksutov-Teleskop mit 40 Zentimetern Öffnung und vier Metern Brennweite. Es kann für visuelle Beobachtungen genutzt werden, aber auch für Astrofotografie. Das Fernrohr kann computergesteuert positioniert werden. Herr Miller bietet bei klarem Himmel Führungen für Besucher an, die sich zur weiteren Absprache
werden kann. Außerdem ist noch Platz für einen alten Refraktor aus der Jugendzeit (7 Zentimeter Öffnung, 1000 Millimeter Brennweite). Die Sternwarte, ,,Himmelshäusjen" getauft, steht auf einer Wiese des ehemaligen Bauernhofs der Schwiegereltern, der seit einiger Zeit unter Erhaltung des bäuerlichen Charakters in ein Feriendomizil umgewandelt wurde. Da die ,,Villa Luzia" immer wieder Gäste aus allen Regionen Europas beherbergt, kommen diese - wenn gewünscht - in den Genuss von Himmelsführungen mit Blick durch die Teleskope. Oder Uli Klein bringt zu später Stunde die Kamera am Hauptinstrument an, um lange Belichtungen ausgewählter Himmelsregionen durchzuführen. Nebel in der Milchstraße sowie ferne Galaxien werden aufgenommen, wobei man bei Letzteren ca. 100 Milliarden Sterne im Bild festhält. Inmitten einer immer noch intakten landwirtschaftlich geprägten Region gelegen, bietet diese Gartensternwarte neben dem Postkartenblick auf die Hocheifel den ungetrübten Blick zum
VdS-Journal Nr. 62
7 Dr. Martin Miller in seiner Sternwarte
VdS-Porträt/Vor Ort
97
8 M 16, der Adlernebel, aufgenommen an der Sternwarte Höchstberg
vorher über Telefon oder per Email anmelden sollten. Kontakt: Sternwarte Höchstberg Tel 02657-940032 www.vulkaneifelsternwarte.de
Etwa einen Kilometer westlich, ebenfalls im Naturpark Vulkaneifel gelegen, befindet sich in Kötterichen die Sternwarte von Henry Heimbach, die er vor 16 Jahren gebaut hat. Bei dieser Sternwarte handelt es sich ebenfalls um eine Schiebedachkonstruktion, wobei bei Henrys Sternwarte das Schutzdach des Teleskops über einen benachbarten Kontrollraum geschoben wird. Das Hauptinstrument ist ein 30-Zentimeter-Schmidt-CassegrainSpiegel mit drei Metern Brennweite; dieser ist computergesteuert. Auch in Henry Heimbachs Sternwarte sind interessierte Gäste herzlich willkommen, um einen Blick durch das Teleskop zu werfen. Für Groß und Klein ein Spaß und interessant. Kontakt: Sternwarte Kötterichen www.vulkaneifelsternwarte.de
9
Astronomie-Nachwuchs bei Henry Heimbach in Kötterichen
VdS-Journal Nr. 62
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VdS-Porträt/Vor Ort
10 Thomas Dahmen mit seinem Newton-Teleskop in Horperath
Weitere eineinhalb Kilometer westlich liegt Horperath. Hier gibt es nicht nur eine Obstbrennerei, sondern hier hat Thomas Dahmen eine kleine Sternwarte. In dieser steht allerdings ein ziemlich großes Newton-Teleskop mit 460 Millimetern Öffnung und 1300 Millimetern Brennweite sowie ein APO-Refraktor mit 130 Millimetern Öffnung und 780 Millimetern Brennweite. Mit Letzterem sind auch Sonnenbeobachtungen möglich. Die Beobachtung sowie die Fotografie beschränken sich damit nicht nur auf den Nachthimmel. Die Teleskope sind komplett aus der Ferne (Remote) bedienbar, was in kalten Nächten ein gewisser Vorteil ist. Durch die Adaption verschiedener drehbarer Filter ist das große NewtonTeleskop auch für die visuelle Beobachtung sehr gut geeignet. Mit seiner großen Öffnung lassen sich sehr schnell schwach leuchtende Himmelsobjekte auf den CCDChip der Kamera bannen, wobei immer ein sehr großes Sichtfeld abgebildet wird. Kontakt: Sternwarte Horperath Tel. 02692-930975 tdahmen@rzonline.de
11 Der Orionnebel M 42, mit dem 46-cm-Spiegel der Sternwarte Horperath aufgenommen
VdS-Journal Nr. 62
VdS-Porträt/Vor Ort
99
Zwischen Daun und Gerolstein liegt im Naturpark Vulkaneifel der Ort Neroth, von Weitem durch den markanten Nerother Kopf gekennzeichnet und auch für sein Mausefallenmuseum bekannt. In seiner Nähe betreibt Erwin Wünnenberg die Sternwarte Neroth in absolut dunkler Lage auf ca. 600 Metern Höhe, sie ist sehr gut für Himmelsbeobachtungen oder Astrofotografie geeignet. Außerdem ist sie Stützpunkt einer Ortungskamera für Meteoriten, die vom Deutschen Zentrum für Luft-und Raumfahrt (DLR) betrieben wird. Besichtigungen und Beobachtungsmöglichkeiten sind auch auf dieser Sternwarte auf Anfrage möglich. Kontakt: Sternwarte Neroth mail@sternwarteneroth.de
Wie man sieht, gibt es in der Vulkaneifel eine ganze Reihe von Himmelsexperten, bei denen man unter fachkundiger Anleitung sehr viel am Nachthimmel entdecken kann. Und wenn jemanden nach einem ersten Beobachtungsabend eben-
12 Erwin Wünnenberg auf seiner Sternwarte in Neroth
13 Regelmäßig trifft sich der AVV am Observatorium Hoher List; auch Nichtmitglieder sind hier willkommen.
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100
VdS-Porträt/Vor Ort
14 Bei Lars Mühlhoff in Kalenborn-Scheuern kann in der angrenzenden Ferienwohnung
übernachtet werden.
falls diese Leidenschaft erfasst und der Entschluss reift, ein eigenes Teleskop zu beschaffen, dann stehen diese erfahrenen Amateurastronomen selbstverständlich gerne beratend zur Verfügung, damit das erste eigene Teleskop auch den jeweiligen Ansprüchen genügt. Die beste Gelegenheit, etwas tiefer hineinzuschnuppern, bietet sich immer am ersten Dienstag im Monat: Dann treffen sich Mitglieder des AVV am Hohen List bei guter Wetterlage zum Beobachten an und in der Kuppel des 1-Meter-Teleskops; bei bewölktem Himmel im Gebäude mit seinem Hörsaal, dem Ausstellungs- und dem Übungsraum, um über aktuelle Ereignisse und astrophysikalische Fragen zu diskutieren. Bei diesen Treffen sind auch Nichtmitglieder herzlich willkommen, und hier bietet sich die beste Gelegenheit, verschiedene Instrumente auszuprobieren.
Zudem finden am Hohen List im Zeitraum vom 1. April bis 31. Oktober, jeweils mittwochs 11 Uhr, regelmäßige Führungen in Verbindung mit einem Vortrag zur Thematik der Astronomie statt. Dauer ca. eine Stunde. Hierfür ist eine Anmeldung über die Tourist-Information Daun (Telefon: 06592-9513-0) erforderlich. Nach Einzelabsprache sind Gruppenführungen
VdS-Journal Nr. 62
ab zehn Personen auch außerhalb des angegebenen Zeitraumes möglich.
In Kalenborn-Scheuern, vier Kilometer nordwestlich von Gerolstein gelegen, gibt es bei Lars Mühlhoff für Interessierte ebenfalls die Möglichkeit, die großen Planeten des Sonnensystems, verschiedene Objekte in der Milchstraße wie Planetarische Nebel oder diverse Sternhaufen zu sehen. Darüber hinaus kann man ein paar schöne Galaxien, die Millionen Lichtjahre entfernt sind, mit den hier vorhandenen Teleskopen beobachten. Zur Beobachtung stehen ein 8-Zoll-NewtonSpiegel, ein apochromatischer 6-Zentimeter-Refraktor, ein 6-Zentimeter-Spektiv sowie ein 6-Zentimeter-Fernglas mit 12- bis 36-facher Vergrößerung bereit. Alle Geräte können mit Schutzfitern für gefahrlose Sonnenbeobachtungen ausgestattet werden. Nach Absprache kann in der angrenzenden Ferienwohnung mit acht Betten auch übernachtet werden. Kontakt: Sternwarte KalenbornScheuern, www.fewomuehlhoff.de
Kleinere Gruppen können nach Absprache an den vorgestellten Privatsternwarten Führungen erhalten. Teleskopbeobachtungen müssen individuell
abgesprochen werden. Dazu sollte man Kontakt mit einem der AVV-Verantwortlichen aufnehmen (www.hoher-list.de). Die Eintrittspreise sind für Erwachsene: 5,- E und für Kinder: 2,50 E. Man entdeckt dann mit dem AVV unser Sonnensystem und das Universum, und je nach Sichtbarkeit werden die kraterübersäte Oberfläche des Mondes oder einer der großen Planeten gezeigt. In den dunkelsten Nächten um Neumond herum wird man in eine Entfernung von tausenden oder gar Millionen von Lichtjahren geführt. Man kann dann Sternhaufen und Gasnebel in unserer Milchstraße sowie ferne Galaxien sehen. Außerdem findet für Laien an jedem dritten Mittwoch im Monat von März bis November im modern ausgestatteten Vortragsraum unter der Kuppel ein Vortrag statt, in der Regel von professionellen Astronomen gehalten.
Astronomie in der Vulkaneifel passt also sehr gut in diese geologisch interessante Landschaft. Das Konzept der Gesundheitsregion mit Nachhaltigkeit zieht viele Naturliebhaber an, die bei Wanderungen alles finden, was das Herz des Naturmenschen begehrt. Neben den Geoscouts, deren Blicke und Erläuterungen eher nach unten gerichtet sind, finden sich am Hohen List und Umgebung ,,Astroscouts", deren Fokus natürlich nach oben gerichtet ist. Vielleicht lassen sich diese Kompetenzen ja irgendwann einmal zusammenführen.
Comic
ANDROMEDA DREIECK
KEPHEUS
DRACHE
GROSSER BÄR JAGDHUNDE
EIDECHSE
FISCHE
PEGASUS
Deneb SCHWAN
FÜCHSCHEN
Wega HERKULES
LEIER Albireo
BOOTES
NÖRDL. KRONE
Gemma
Arktur
HAAR DER BERENIKE
Neptun
WASSERMANN
DELFIN FÜLLEN
PFEIL Atair
ADLER
SCHLANGE (SCHWANZ)
SCHLANGE (KOPF)
SCHLANGENTRÄGER
JUNGFRAU
SÜDOST
Sternkarte exakt gültig für 15. Juli 1 Uhr MESZ
STEINBOCK
SCHILD Pluto SCHÜTZE
WAAGE
Saturn SKORPION Antares
SÜDWEST
SÜD
Mondphasen im Juli 2017
Vereinigung der Sternfreunde e.V. www.sternfreunde.de
Erstes Viertel 1.7.
Vollmond 9.7.
Planeten im Juli
Merkur kann man Ende Juli von südlichen Breiten aus (südlich 45 Grad nördl. Breite) am Abendhimmel aufspüren.
Venus ist der Morgenstern dieses Sommers, am 12. und 13. zieht sie am Stern Aldebaran im Stier vorbei.
Mars erreicht am 27. Juli endlich seine Konjunktion mit der Sonne - er steht mit ihr am Taghimmel.
Jupiter kann noch in der ersten Nachthälfte beobachtet werden, er bewegt sich schneller werdend auf Spica in der Jungfrau zu.
Saturn ist einen Monat nach seiner Opposition bequemes Ziel für laue Sommernächte.
Uranus fordert Beobachter heraus: wer findet ihn zuerst am Morgenhimmel im Sternbild Fische?
Neptun erreicht gegen Morgen seine höchste Stellung im Süden. Wer mag, kann den fernen Planeten schon jetzt aufsuchen.
Letztes Viertel 16.7.
Ereignisse im Juli
01. 00:30 Kleinplanet (40) Harmonia (9,6 mag) 24' N 4 Sgr
(4,7 mag) u. 29' NW off. Hfn. Bochum 14 (9,3 mag)
01. 01:51 Erstes Viertel
01.
R Ser im Max., 5,2 mag o. schwächer
01. 22:07 AI Dra Min. 8,1 mag, Abstieg v. 7,0 mag in rd. 2 Std.
01. 23h Mond 6,4 Grad O Jupiter (-2,1 mag) u. 6,7 Grad N Spica
( Vir, 1,1 mag)
02.
max. Libration im Mond-SO, 8,2 Grad
02. 23:53 streifende Sternbedeckung durch d. Mond an 94 Vir
(6,5 mag, Doppelstern), S-Rand, Sternbild Sagittarius,
genaue Zeit abh. v. Standort
03.
Kleinplanet (3) Juno (9,8 mag) in Opposition zur
Sonne, Entf. 314 Mio. km, Sternbild Scutum
03. 21h Erde im Aphel, 152,1 Mio. km
04. 00:30 Kleinplanet (6) Hebe (9,2 mag) 7' NO Kugelhfn. NGC
6366 (9,5 mag) u. 21' O SAO 141665 (4,5 mag), s.a.
am 5.
04. 22:22 RR Lyr Max., 7,1 mag, rd. 1,5 Std. schneller Anstieg v.
8,1 mag
05. 23h Mond 9 Grad N Antares ( Sco, 1,1 mag)
06. 5h Mond erdfern, 29,4'
07. 00:30 Mond 3,3 Grad NW Saturn (0,1 mag)
09. 05:07 Vollmond
10.
Pluto (14,2 mag) in Opposition zur Sonne, Entf.
4839 Mio. km, Sternbild Sagittarius
14. 03:30 Venus (-4,1 mag) 3,1 Grad N Aldebaran ( Tau, 1,0 mag),
O-Horizont, vgl. auch 13. und 15.
16. 20:26 Letztes Viertel
17.
max. Libration im Mond-NW, 8,4 Grad
18. 01h Kleinplanet (89) Julia (10,0 mag) 11' O Psc (3,7 mag)
zusammengestellt von Werner E. Celnik und Werner Braune (Veränderliche Sterne), Eberhard Riedel (streifende Sternbedeckungen), Oliver Klös (Sternbedeckungen durch Kleinplaneten)
Neumond 23.7.
Erstes Viertel 30.7.
20. 03:30 Mond 5,8 Grad SW Venus (-4,0 mag) und 2,1 Grad O Aldebaran ( Tau, 1,0 mag), O-Horizont
21. 18h Mond erdnah, 33,1' 21. ab Jupitermond Io mit Schatten vor Jupiter (-1,9 mag)
20:51
21. 22:22 RR Lyr Max., 7,1 mag, rd. 1,5 Std. schneller Anstieg v.
8,1 mag
23. 10:46 Neumond
24. 01h Kleinplanet (89) Julia (9,9 mag) 11' O Gal. NGC 7541
(11,7 mag)
25. 21:38 RR Lyr Max., 7,1 mag, rd. 1,5 Std. schneller Anstieg v.
8,1 mag
27.
Merkur (0,3 mag, 7,4'') in Halbphase (Dichotomie),
keine Merkursichtbarkeit am Abendhimmel
27. 02h Kleinplanet (7) Iris (9,3 mag) 1,5 Grad NW Gal. M 74
(9,1 mag)
28.
Maximum Meteorstrom der Alpha-Capricorniden,
ganze Nacht, ca. 5/h, 23 km/s
28.
Maximum Meteorstrom der Delta-Aquariden,
2. Nachthälfte, ca. 20/h, 40 km/s
28. 22h Mond 2,3 Grad N Jupiter (-1,9 mag), W-Horizont
30.
max. Libration im Mond-SO, 8,3 Grad
30.
Merkur (0,3 mag) in größter östl. Elongation, 27,2 Grad ,
Sichtbarkeit nur im südl. Europa
30. 16:23 Erstes Viertel
VdS-Journal Nr. 62
CH WALFIS
ANDROMEDA DREIECK WIDDER
PERSEUS
Algol
Uranus
FISCHE
KASSIOPEIA
EIDECHSE
PEGASUS
Neptun
WASSERMANN
DRACHE
KEPHEUS
HERKULES
Deneb
SCHWAN
Wega
FÜCHSCHEN
DELFIN FÜLLEN
PFEIL Atair
LEIER Albireo
ADLER SCHLANGE (SCHWANZ)
SCHILD
BOOTES
NÖRDL. KRONE
Gemma
SCHLANGE (KOPF)
SCHLANGENTRÄGER
SÜDOST
Sternkarte exakt gültig für 15. August 1 Uhr MESZ
Fomalhaut SÜDL. FISCH
STEINBOCK
Pluto
SCHÜTZE
SÜDWEST
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 2017 (H.U. Keller)
Mondphasen im August 2017
Partielle Finsternis
Vollmond 7.8.
Planeten im August
Merkur ist Anfang August von südlichen Urlaubsregionen aus noch am Abendhimmel zu sehen.
Venus wird als Morgenstern jetzt wieder besser sichtbar, da die Sonne morgens später aufgeht.
Mars kuschelt noch mit der Sonne und wagt sich nicht an den dunklen Nachthimmel.
Jupiter strebt weiter Spica in der Jungfrau entgegen, was man am Abendhimmel gut verfolgen kann.
Saturn ist abends noch gut zwischen den Südsternbildern Skorpion/Schütze zu sehen.
Uranus in den Fischen geht nach Mitternacht auf, man kann ihn in der zweiten Nachthälfte aufsuchen.
Neptun wandert langsam im Wassermann und ist wie Uranus ein Objekt der zweiten Nachthälfte.
Ereignisse im August
02. 19h Mond erdfern, 29,5' 02. 22h Mond 6,1 Grad NW Saturn (0,3 mag) u. 10 Grad NO Antares
( Sco, 1,1 mag) 03. 02h Kleinplanet (89) Julia (9,7 mag) 22' SW Gal. NGC 7562
(11,6 mag) 03. 21:53 U Cep Min.-Mitte, 9,1 mag. Dauer gleicher Hell.
2,3 Std. Abstieg v. 6,8 mag in rd. 5 Std., zum Schluss ganz schnell
SÜD
Letztes Viertel 15.8.
05. 22:22 Lyr Min., 4,35 mag, rd. 2 Tage Abstieg v. 3,25 mag.
Periode 12,94 d, Neben-Min. mit 3,85 mag
07. 19:11 Vollmond
07. 19:21 partielle Mondfinsternis Mitte, Beginn vor Mond-
aufgang, Ende 21:53
08.
Beginn Sichtbarkeit Perseiden-Meteorstrom
08. 21:24 U Cep Min.-Mitte, 9,1 mag. Dauer gleicher Hell.
2,3 Std. Abstieg v. 6,8 mag in rd. 5 Std., zum Schluss
ganz schnell
08. 21:38 U Oph Min., 6,5 mag, Abstieg v. 5,8 mag in rd. 2 Std.
10. 00h Mond 1,6 Grad SO Neptun (7,8 mag)
10. 02h Kleinplanet (7) Iris (9,0 mag) 17' NW Ari (4,6 mag)
10. 22h Kleinplanet (3) Juno (10,1 mag) 37' SO Kugelhfn.
IC 1276 (10,3 mag)
11. Morgen Maximum Meteorschauer Perseiden, ca. 100/h,
60 km/s, Radiant im Sternbild Perseus, bis 4h, in
diesem Jahr besonders reichhaltig und helle Meteore?
11. 21:53 RR Lyr Max., 7,1 mag, schneller Hell.-Anstieg v.
8,1 mag
12. 21:10 AI Dra Min., 8,1 mag, Abstieg v. 7,0 mag in rd. 2 Std.
13. 02h Kleinplanet (89) Julia (9,4 mag) 32' SW 57 Peg
(5,1 mag)
13. 21:10 U Cep Min.-Mitte, 9,1 mag. Dauer gleicher Hell.
2,3 Std. Abstieg v. 6,8 mag in rd. 5 Std., zum Schluss
ganz schnell
13. 22:36 U Oph Min., 6,5 mag, Abstieg v. 5,8 mag in rd. 2 Std.
14.
max. Libration im Mond-NW, 7,7 Grad
14. 02h Kleinplanet (7) Iris (8,9 mag) 60' SO Ari (2,6 mag)
15. 02:15 Letztes Viertel
15. 21:10 RR Lyr Max., 7,1 mag, schneller Hell.-Anstieg v.
8,1 mag
16.
Maximum Meteorstrom der Kappa-Cygniden, 4/h,
25 km/s
16. ab 0h Mond in den Hyaden, Sternbedeckungen
16. 03:02 streifende Sternbedeckung durch d. Mond an 70 Tau
(6,6 mag, Doppelstern), N-Rand, Sternbild Taurus,
genaue Zeit abh. v. Standort
16. 03:44 Mond bedeckt 1 + 2 Tau (3,4 +3,8 mag), bis 05:01,
Vereinigung der Sternfreunde e.V. www.sternfreunde.de
Neumond 21.8.
Erstes Viertel 29.8.
genaue Uhrzeit abh. v. Standort
16. 07:47 Mond bedeckt Aldebaran ( Tau, 1,0 mag), bis 08:50,
genaue Uhrzeit abh. v. Standort
18. 14h Mond erdnah, 32,6'
19. 04h Mond 2,9 Grad S Venus (-4,0 mag)
21. 04h Venus (-4,0 mag) 7 Grad S Pollux ( Gem, 1,2 mag)
21. 19:30 Neumond
21. 20h Totale Sonnenfinsternis, beobachtbar in Nordamerika,
partielle Phase Beginn in D kurz vor Sonnenuntergang
25. 21:30 Saturn (0,4 mag) im Stillstand, wird rechtläufig, 49' S
Oph (4,4 mag)
27.
max. Libration im Mond-SO, 8 Grad
28. 03h Kleinplanet (8) Flora (10,4 mag) 12' SO 119 Tau
(4,4 mag)
28. 21:53 RR Lyr Max., 7,1 mag, schneller Hell.-Anstieg v.
8,1 mag
29. 03h Kleinplanet (89) Julia (9,1 mag) 26' NO Peg
(5,2 mag)
29. 09:13 Erstes Viertel
29. 20:11 streifende Sternbedeckung durch d. Mond an SAO
160046 (4,9 mag), N-Rand, Sternbild Ophiuchus,
genaue Zeit abh. v. Standort
30. 12h Mond erdfern, 29,6'
30. 21h Mond 3,5 Grad N Saturn (0,4 mag)
30. 22h Kleinplanet (3122) Florence (8,8 mag) 1,4 Grad SO Aqr
(4,5 mag), Bewegung 8,9 Grad /Tag!, Entf. 7,3 Mio km
31. 01h Kleinplanet (3122) Florence (8,8 mag) 48' O Aqr
(4,5 mag)
31. 19:29 Lyr Min., 4,35 mag, rd. 2 Tage Abstieg v. 3,25 mag.
Periode 12,94 d, Neben-Min. mit 3,85 mag
31. 24h Maximum Meteorstrom der Alpha-Aurigiden, 65 km/s,
bis 100/h, ganze Nacht
VdS-Journal Nr. 62
FUHRMANN
PERSEUS Algol
Aldebaran
Plejaden STIER
KASSIOPEIA
EDA ANDROM
DREIECK WIDDER
FISCHE Uranus
KEPHEUS Deneb
SCHWAN
Wega
HERKULES
LEIER
EIDECHSE
PEGASUS
Albireo FÜCHSCHEN
PFEIL
DELFIN FÜLLEN
Atair
ADLER
SCHLANGENTRÄGER
CH WALFIS
ERIDANU S
SÜDOST Sternkarte exakt gültig für 15. September 1 Uhr MESZ
Neptun
WASSERMANN
BILDHAUER
SÜDL. FISCH Fomalhaut
SÜD
Mondphasen im September 2017
SCHILD
STEINBOCK SÜDWEST Vereinigung der Sternfreunde e.V. www.sternfreunde.de
alle Zeitangaben in MEZ, für Standort bei 10 Grad ö.L. und 50 Grad n.Br. Zum Umrechnen in MESZ im Zeitraum 26.03. 2:00 Uhr MEZ bis 29.10. 2:00 MEZ eine Stunde zu den Zeitangaben addieren.
Vollmond 6.9.
Letztes Viertel 13.9.
Neumond 20.9.
Erstes Viertel 28.9.
Planeten im September
Merkur taucht zur Monatsmitte am Morgenhimmel auf. Etwa vom 12. bis 20. September wird man den sonnennächsten Planeten gegen 6 Uhr im Osten sehen können. Nicht weit von Merkur entfernt steht Mars.
Venus ist weiterhin Morgenstern, sie geht deutlich vor Merkur auf und ist wie immer viel heller.
Mars taucht ab Mitte September am Morgenhimmel auf, in seiner Nähe findet man Merkur. Am 16. September sind die beiden Planeten nur drei Bogenminuten (ein Zehntel des Vollmonddurchmessers) voneinander entfernt.
Jupiter ist in der ersten Monatshälfte noch abends sichtbar, zieht sich dann in die helle Umgebung der Sonne zurück.
Saturn läutet abends die Beobachtungsnacht ein, weiterhin tief im Süden bzw. Südwesten.
Uranus kann man jetzt schon vor Mitternacht aufsuchen, einen freien Blick in Richtung Osten vorausgesetzt.
Neptun kommt am 5. September in Opposition zur Sonne - der fernste Planet ist dann die ganze Nacht lang sichtbar, am besten gegen Mitternacht.
Ereignisse im September
01. 03h Kleinplanet (20) Massalia (10,9 mag) 54' N Tau (4,6 mag)
01. 21:10 RR Lyr Max., 7,1 mag, schneller Hell.-Anstieg v. 8,1 mag 02. 24h Kleinplanet (3122) Florence (9,2 mag) 33' NO Del
(4,4 mag) und 45' SW 2 Del (4,2 mag), Entf. 7,3 Mio. km, Bewegung 9,0 Grad /Tag 03. 21:38 U Oph Min., 6,5 mag, Abstieg v. 5,8 mag in rd. 2 Std. 04. 01:40 Kleinplanet (1614) Goldsmith (16,3 mag) bedeckt TYC 0669-00653-1 (9,9 mag), Dauer 3,1 s, Hell.-Abfall um 6,4 mag, Sternbild Taurus, S-Schweiz 04. 21h Kleinplanet (3122) Florence (9,8 mag) 27' W 41 Cyg (4,0 mag), Bewegung 7,3 Grad /Tag 05. 03:30 Kleinplanet (3122) Florence (9,9 mag) 16' SO 39 Cyg (4,4 mag)
05. 6h Neptun (7,8 mag, 2,4'') in Opposition zur Sonne, Entf.
4329 Mio. km
05. 20:26 RR Lyr Max., 7,1 mag, schneller Hell.-Anstieg v. 8,1 mag
05. 20:26 AI Dra Min., 8,1 mag, Abstieg v. 7,0 mag in rd. 2 Std.
05. 20:41 RZ Cas Min., 7,7 mag, rd. 2 Std. schneller Abstieg v.
6,2 mag
06. 03:30 Kleinplanet (3122) Florence (10,2 mag) 40' O Sichel-
nebel NGC 6888 (10 mag), Bewegung 5,8 Grad /Tag
06. 08:03 Vollmond
07. 03h Kleinplanet (2) Pallas (8,9 mag) 11' N Eri (4,8 mag),
s.a. am 8.
08. ca. Maximum Meteorstrom der Epsilon-Perseiden, ca. 10/h
evtl. mehr
08. 4h Kleinplanet (1) Ceres (8,9 mag) 36' S Gem (3,6 mag)
08. 21h Kleinplanet (89) Julia (9,0 mag) 9' N Peg (3,4 mag)
10.
max. Libration im Mond-NW, 7,1 Grad
10. 00:44 Kleinplanet Susumu (17,8 mag) bedeckt HIP 21673
(5,5 mag), Dauer 1,8 s, Hell. Abfall um 12,7 mag,
Sternbild Taurus, N-Deutschland
10. 02:50 streifende Sternbedeckung durch d. Mond an SAO
110464 (6,8 mag), N-Rand, Sternbild Cetus, genaue
Zeit abh. v. Standort
10. 04:30 Merkur (0,0 mag) Beginn Morgensichtbarkeit, bis ca.
24., O-Horizont
10. 5h Merkur 0,6 Grad S Regulus ( Leo, 1,4 mag), s.a. 9. und 11.
10. 21:38 X Tri Min., 11,3 mag, rd. 1,5 Std. Abstieg v. 8,6 mag
11. 00:53 streifende Sternbedeckung durch d. Mond an SAO
93320 (6,0 mag), N-Rand, Sternbild Aries, genaue Zeit
abh. v. Standort
11. 20:12 RZ Cas Min., 7,7 mag, rd. 2 Std. schneller Abstieg v.
6,2 mag
11. 20:26 AI Dra Min., 8,1 mag, Abstieg v. 7,0 mag in rd. 2 Std.
11. 20:55 Per (Algol) Min., 3,4 mag, Abstieg v. 2,1 mag in rd.
3 Std.
11. 20:55 X Tri Min., 11,3 mag, rd. 1,5 Std. Abstieg v. 8,6 mag
12. 01:02 streifende Sternbedeckung durch d. Mond an SAO
93775 (6,0 mag), N-Rand, Sternbild Taurus, genaue
Zeit abh. v. Standort
12. 04h Mond am Westrand der Hyaden
12. 11h Merkur (-0,3 mag) in größter westl. Elongation (17,9 Grad ),
Morgensichtbarkeit
13.
Merkur (7,0'', -0,4 mag) in Halbphase (Dichotomie)
13. 07:25 Letztes Viertel
13. 17h Mond erdnah, 32,3'
13. 18:02 Lyr Min., 4,35 mag, rd. 2 Tage Abstieg v. 3,25 mag.
Periode 12,94 d, Neben-Min. 3,85 mag
14. 22:07 RR Lyr Max., 7,1 mag, schneller Hell.-Anstieg v. 8,1 mag
17. 05h Merkur (-0,8 mag) 20' N Mars (1,8 mag), s.a. 16. und
18., O-Horizont
17. 20:12 AI Dra Min., 8,1 mag, Abstieg v. 7,0 mag in rd. 2 Std.
18. 04h Mond 2,3 Grad SO Venus (-3,9 mag)
18. 05h Planetenkette Merkur, Mars, Mond, Regulus, Venus,
s.a. am 19.
18. 21:24 RR Lyr Max., 7,1 mag, schneller Hell.-Anstieg v. 8,1 mag
19. 05h Mond 3,2 Grad S Merkur (-1,0 mag)
19. 20:12 U Oph Min., 6,5 mag, Abstieg v. 5,8 mag in rd. 2 Std.
19. 22h Maximum Meteorstrom der Pisciden, 5-10/h, 25 km/s,
bis 4h
20. 05h Venus (-3,9 mag) 28' N Regulus ( Leo, 1,4 mag), s.a.
19. und 21.
20. 06:30 Neumond
22. 19h Mond 4,6 Grad N Jupiter (-1,7 mag), W-Horizont
22. 20:41 RR Lyr Max., 7,1 mag, schneller Hell.-Anstieg v. 8,1 mag
22. 21:02 Herbsttagundnachtgleiche
23.
max. Libration im Mond-SO, 7,7 Grad
23. 04h Kleinplanet (20) Massalia (10,5 mag) 51' N Krabben-
nebel (M1, 8,4 mag)
23. 19:58 AI Dra Min., 8,1 mag, Abstieg v. 7,0 mag in rd. 2 Std.
24. 19:58 Mond bedeckt Zuben Elakrab ( Lib, 3,9 mag), genaue
Uhrzeit abh. v. Standort
24. 20:55 U Oph Min., 6,5 mag, Abstieg v. 5,8 mag in rd. 2 Std.
25. 19:30 Mond 9 Grad N Antares ( Sco, 1,1 mag)
25. 22:22 U Sge Min.-Mitte, 9,2 mag. Dauer gleicher Hell.
1,6 Std. Abstieg v. 6,6 mag in rd. 5 Std., zum Schluss
äußerst schnell
26. 19:43 RR Lyr Max., 7,1 mag, schneller Hell.-Anstieg v. 8,1 mag
26. 20h Mond 4,0 Grad NW Saturn (0,5 mag)
27. 08h Mond erdfern, 29,6'
28. 03:54 Erstes Viertel
29. 19:58 AI Dra Min., 8,1 mag, Abstieg v. 7,0 mag in rd. 2 Std.
30. 22:59 RZ Cas Min., 7,7 mag, rd. 2 Std. schneller Abstieg v.
6,2 mag
VdS-Journal Nr. 62
104
Beobachterforum
Astronomie aus dem Rollstuhl - geht das?
von Hans-Georg Mohr und Christian Dirks
Dieser Beitrag soll Amateuren mit starken körperlichen Einschränkungen Mut und Ideen liefern, wie das Hobby Astronomie trotz Handicap technisch zu bewerkstelligen ist. Ja, es geht, und das besser als wir, in diesem Fall der von einer schweren Lähmung betroffene Christian Dirks und ich als unterstützender Amateur, anfangs angenommen hatten!
Ausgangslage Himmelsbeobachtungen mit einem 12-Zoll-Dobson am famosen italienischen Himmel endeten abrupt, als mein Astrokollege Christian Dirks akute Lähmungserscheinungen am gesamten Bewegungsapparat erlitt. Die Handhabung des schweren Dobson-Teleskops war aus dem Rollstuhl heraus nicht mehr zu bewerkstelligen. Nach dem krankheitsbedingten Ortswechsel von Italien an den Bodensee haben wir uns gemeinsam ein Konzept überlegt, um die Astronomiewünsche meines Freundes zu reaktivieren.
Erste Überlegungen Manuell zu bewegende Newton-Teleskope scheiden aus, weil deren Okularanordnung bei der Beobachtung und Objektsuche einen großen Schwenkbereich in allen Achsen erfordert. Auch Refraktoren mit parallaktischer Montierung scheiden aus, denn der Schwenkbereich eines Refraktors ist zu groß und sein Okular ist nur mit Verrenkungen aus der Rollstuhlposition zu erreichen. Jegliche manuelle Objektsuche ist auch für besser bewegliche Astrofreunde manchmal ein echtes Problem.
Drei wesentliche Anforderungen Benötigt wird ein Teleskop mit moderner Initialisierung und computerunterstützter Objektfindung. Dazu muss ein leicht fahrbarer Untersatz her. Ganz wichtig ist die konsequente Einhandbedienung mit Okularposition zur Seite, welche aus der Rollstuhlposition bequem zu erreichen ist. An der Stelle hatte ich als fortgeschrittener Amateur mächtiges Bauchgrummeln, da ich entschiedener Verfechter einer soliden, parallaktischen Montierung bin (Losmandy G11), be-
VdS-Journal Nr. 62
stückt mit großer Optik (10-Zoll-Newton f/4). Einfachen computergestützten Teleskopen ,,fernöstlicher Herkunft" bringe ich tiefes Misstrauen entgegen. Und dieses etwas gewagte Projekt durfte nicht schiefgehen.
Technische Umsetzung, Stufe 1 Als Teleskop wurde ein Meade Light Switch ACF8 gewählt. Baugröße, Gewicht und Preisrahmen waren vertretbar. Der Hauptspiegel der Schmidt-Cassegrain-Optik ist aus Pyrex, bei 203 Millimetern Öffnung und 2032 Millimetern Brennweite. Warum dieses Teleskop? Über seine GPS-Steuerung und Selbstnivellierung weiß dieses Teleskop jederzeit, wo es steht, es erkennt Datum und Uhrzeit und nordet sich selbst ein. Die integrierte CCD-Kamera im Teleskop ersetzt in einem zweiten Initialisierungsschritt das menschliche Auge, indem es sich selbstständig auf ein intern gespeichertes Sternfeld ausrichtet. Alle weiteren Steuerungsfunktionen des Teleskops erfolgen dann über den mitgelieferten Astro-Computer der Handsteuerung per Einhandbedienung.
Okularseitig ist ein Motorfokus unerlässlich, wenn sich der Bewegungsspielraum des Beobachters über einen längeren Beobachtungszeitraum weitgehend auf einen Arm und eine Hand reduziert. Die Fokussierung erfolgt über die gleiche Handsteuerung des Teleskops, auch hier Einhandbedienung.
Als Okulare kommen ausschließlich gute Weitfeldokulare mit problemlosem Einblickverhalten in Frage. Anfänglich wurden ein Großfeldbino von Baader und Okulare der Serie Meade 5000 an einem 90 Grad -Spiegel eingesetzt. Diese ungewöhnliche Anordnung ermöglichte beidseitiges Sehen aus der Rollstuhlposition. Es wurden zwei Okularpaare verwendet, je einmal mit 16 Millimeter sowie einmal mit 24 Millimeter Brennweite. Größere Brennweiten passten nicht in das Bino (Augenabstand), kürzere Brennweiten brachten zu hohe Vergrößerungen, weil ein Glaswegkorrektor mit Faktor 1,7 er-
1 Stativ-Konstruktion mit Teleskop 2 Stativ-Feststellschrauben
Beobachterforum
105
forderlich war, um das Bino in den Fokus zu bringen.
Für den Unterbau ist das Meade-Originalstativ leicht beweglich mit stabiler Rollspinne (JMI-Telescopes-UniversalRollenuntersatz, Abb. 1). Dieser wurde mit deutlich größeren Rollen und die schraubbaren Stützen mit großen Handrädern versehen, um sie mit schwachen Kräften einhändig bedienen zu können (Abb. 2).
In der ersten Stufe erwies sich die Stromversorgung mit Netzkabeln, Verteilerdosen usw. als unpraktisch. In einer zweiten Stufe wurde eine Akkustation auf der Rollspinne platziert, Abb. 3 zeigt die erste Stufe in der Praxis. Lange, kalte Nächte auf dem Balkon brachten mit tatkräftiger Unterstützung der gewieften AstroAssistentin-Ehefrau einen achtenswerten Beobachtungserfolg. Doch dann stand der Winter vor der Tür. Wir beratschlagten, wie wir die Steuerung aus der Wohnung heraus mit Leitungen durch den Türspalt vornehmen konnten.
Technische Umsetzung, Stufe 2 Christians Wunsch war, im Warmen zu sitzen und trotzdem Sterne am PC-Bildschirm zu beobachten. Das geht natürlich nur mit der Kamera am Teleskop und einem angeschlossenen PC. Eine Farbkamera (ATIK Infinity) dient zusammen mit einem Notebook als Augenersatz. Der 90 Grad -Spiegel wurde durch einen Klappspiegel mit Click-Lock-Arretierung der Okulare erweitert. Dieser ermöglicht die seitliche Beobachtung, die Vorfokussierung und Kameraanwendung aus der Rollstuhlposition - auch wieder per Einhandbedienung.
Die Meade-Handsteuerung lässt sich mit einem preiswerten vierpoligen Telefonkabel aus dem Baumarkt problemlos auf bis zu zehn Meter verlängern. Die vierpoligen Ein- und Ausgangsstecker für die Meade-Handsteuerung müssen seitenverkehrt aufgecrimpt sein. Das MeadeSpiralkabel der Teleskop-Handsteuerung zeigt die korrekte Steckerbelegung der vierfarbigen Litzen (Abb. 4). Den Crimpjob kann ein Telefonservice durchführen oder man kann das Kabel durchschneiden und die Drähte seitenverkehrt zusammenlöten. Die USB-Datenleitung der ATIK Infinity zum PC erfolgte mit einem
3 Christian Dirks am Rohr und erster Funktionstest am Tag
4 Spiegelbildliche Steckerbelegung
des Verlängerungskabels
aktiven USB-Verlängerungskabel von fünf Metern Länge.
Ergebnis der Stufe 2 Christian saß strahlend vor seinem PC und konnte die Steuerung mit Datenübertragung der Bilder im Warmen per Einhandbedienung bewerkstelligen. Jedoch mussten die Kabel von Teleskop und Kamera durch die leicht geöffnete Tür in die Wohnung geführt werden. Das funktioniert im Herbst, jedoch im Winter nicht ohne Ehekrise. Außerdem liefert die ATIK-Kamera enorme Datenmengen. Mit den Kabeln hat das Infinity-Programm recht gut gearbeitet. So sind recht schöne Bilder entstanden, zum Beispiel vom Orionnebel.
Stufe 3, finaler Schritt Für die drahtlose Bild- und Datenübertragung per WLAN wurde das Handsteuerungskabel durch ein vieradriges
Standard-Telefonkabel mit zehn Metern Länge und Wanddurchführung bis zum Standort des Teleskops ersetzt. Das Teleskop kann jetzt in allen Funktionen einschließlich Motorfokus von innen einhändig bedient werden. Die Übertragung der ATIK-Kameradaten (Steuerung und Bilder) erfolgt per USB-Schnittstelle der Kamera mit einem Raspberry-PI-MiniPC (unter 50 erhältlich) via WLAN. Die Versorgungsbatterien für den RaspberryPI-Computer und der Kamera wurden in einem direkt an den Teleskoprahmen angeklebten Kunststoffkästchen untergebracht (Abb. 5). Dadurch drehen Raspberry-PC und Batterie mit dem Teleskop mit, es können sich keine Kabel verheddern.
Bei der WLAN-Übertragung im 12-Zentimeter-Bandbereich können dicke Wände und Mehrfachverglasung hinderlich sein. Abhilfe bringt in diesem Fall ein WLAN Access Point mit besonders leistungsfähigen Antennen. Eine preiswerte Yagiantenne erweitert die Reichweite des WLAN-Signals zum Außenstandort. Hier kamen Christians Amateurfunk-Erfahrungen zum Tragen.
Fazit Auch mit erheblicher Einschränkung der eigenen Mobilität, gebunden an einen Rollstuhl, kann das Hobby Astronomie mit Überzeugung und Spaß ausgeübt werden. Es müssen entsprechend der individuellen körperlichen Einschränkungen nicht alle beschriebenen Stufen
VdS-Journal Nr. 62
106
Beobachterforum
Montierung wird mit nur einer zentralen M-12-Schraube fixiert, danach nivelliert und ist damit dauerhaft einsetzbar.
5 Anbringung Raspberry und Akku, die Kabel für PC und Kamera bewegen sich
mit der Teleskopgabel
durchgeführt werden. Es können auch vereinfachte Zwischenschritte zu einer befriedigenden Arbeit am Teleskop führen. Unser Bauchgrummeln gegenüber computergesteuerten Teleskopen ist der Erleichterung gewichen. Unsere Technik funktioniert und bietet für Astrokollegen mit vergleichbarem Handicap die Chance, ein bereits aufgegebenes Hobby wieder aufzugreifen. Es wäre für uns beide eine große Freude, wenn dieser Bericht Resonanz bei betroffenen Personen und in der Amateurastronomie finden würde.
Wenn man stehen kann, sind Stativbeine kein Problem, im ,,Rolli" jedoch sind sie ein gewaltiges Hindernis. Die Aluminiumplattform löst dieses Problem. Die
Objektbeobachtung Voraussetzung für die leichte Bedienung während der Beobachtung ist eine gute Vorbereitung am Nachmittag. Unabdingbar ist die Bestückung mit Okularen am Nachmittag, da hierfür Hilfe benötigt wird. Während der Beobachtungszeit wird dann nichts mehr verändert. Wegen der fehlenden Stativbeine kann von allen Seiten zur Beobachtung an den Tisch herangefahren werden. Dem Einblick in der Höhe kann durch elektrisches Aufwärts- und Abwärtsfahren des Rollstuhlsitzes um mehr als einen halben Meter gefolgt werden. Die computergesteuerte azimutale GPS-Montierung erleichtert dabei enorm die Objektsuche. Auch hier funktioniert die Bedienung ab jetzt einhändig.
Gibt es Alternativen? Der Erfolg dieses Konzeptes hatte einen weiteren Wunsch zur Folge: Die Weitfeldbeobachtung mit einem modernen Apochromaten. Für die komfortable visuelle Beobachtung aus dem Rollstuhl heraus wurde ein lichtstarker, kurzbrennweitiger Apochromat angeschafft: Ein 107-mmApochromat (TS Photoline, Triplet FPL53 f/6,5) mit teilbarem Tubus. Okularseitig sitzt ein 90 Grad -Spiegel mit einem Großfeldbino (Baader) mit Click-Lock-Okularaufnahme und 82 Grad -Weitfeld-Okularen von Explore Scientific. Speziell für Großfeldbeobachtung wird ein einzelnes Okular Explore Scientific 82 Grad N2 30 mm (2 Zoll) verwendet. Die Montierung dazu ist eine iOptron MiniTower PRO (GoTo), azimutal mit GPS, automatischer Initialisierung und Objektsuche. Dafür hat Christian eine Podest-Halterung am Balkon-Geländer gezaubert. Vorteil für einen Beobachter mit Rollstuhl-Handicap: keine Stativbeine hindern (Abb. 6).
VdS-Journal Nr. 62
6 Sichtprobe mit Binokular am Apochromaten auf unterfahrbarem Podest
Beobachterforum
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Astronomie am Kraterrand
von Hans-Joachim Leue
Die Kanareninseln Teneriffa und La Palma - mit vollem Namen ,,La Isla de San Miguel de La Palma" - gelten bei den Amateurastronomen, die sich eine weite Reise zu den Premiumstandorten in Afrika, Südamerika oder Australien nicht leisten können oder wollen, als Alternativen für gute Sichtbedingungen mit stabilen Wetterlagen. Besonders auf La Palma findet man eine gute Infrastruktur für die unterschiedlichsten Beobachtungsmöglichkeiten. So entsteht im Augenblick ein neues, privates Astronomiezentrum neben den bereits staatlich installierten und gut ausgebauten Plätzen, die als ,,Mirador Astronómico" bezeichnet werden.
Der Astro-Urlaub mit dem Ziel La Palma begann mit einer vertrauensbildenden Maßnahme auf dem Vorfeld des Düsseldorfer Flughafens: Die Passagiere waren vollzählig an Bord, hatten sich verstaut, und eigentlich konnte es losgehen, als plötzlich Beleuchtung und Belüftung versagten und die Triebwerke langsam ausliefen. Nach einer gefühlten zehnminütigen Pause meldete sich der Flugkapitän mit der Aussage, dass man den Bordcomputer neu starten müsse, so wie es beim heimischen Rechner auch passieren kann. Man werde anhand der schriftlichen Dokumentation prüfen, wie der
Fehler einzuschätzen sei. Nach weiteren zehn Minuten und nachdem einige aussteigewillige Passagiere beruhigt worden waren, ging es dann los Richtung Westen über Frankreich, die Biskaya, Spanien und Portugal bis nach ca. vier Stunden Teneriffas mächtiger Vulkan,
1 Blick auf Los Llanos/El Paso mit
dem ,,Wasserfall"
der Teide, umgeben von einem Wolkenkranz, in Sicht kam. Auch La Gomera lag dicht verhüllt unter Wolken, und der Touchdown auf dem Flughafen von
2 Die Westküste La Palmas bei Puntagorda
VdS-Journal Nr. 62
108
Beobachterforum
3 Bungalow ,,Isaac" auf der Finca
Santa Cruz auf La Palma war vermutlich eine Instrumentenlandung. Beruhigend, dass der Computer durchgehalten hatte. Sollte das Regenwaldwetter den erwünschten Blick auf den Sternenhimmel dauerhaft trüben? Die gesamte Ostseite der Insel war in tiefliegende Wolken gehüllt und der Aufstieg mit einem erschöpften Kleinwagen bis zum Kamm, welcher sich fast mittig von Nord nach Süd über die Insel zieht, glich einer Tour durch Londons ,,pea soup fog"! Unerklärbar auch, warum man zwischen Flugplatz und Santa Cruz mehrfach hin-und herfahren muss, bevor es endlich aufwärts geht.
Ziel war die Finca ,,El Vueto del Halcón" in Garafia bei Las Tricias, einer kleinen Gemeinde am nordwestlichen Zipfel der Insel, auf der zum Jahresende das ,,ATHOS Centro Astronómico S.L." seine Pforten für die Astroamateure geöffnet hat. Bei der Ausfahrt am letzten, langen, und nach einer beachtlichen Zahl an Kurven und Kehren erreichten Tunnel, der die Ostflanke mit der Westflanke verbindet, kam mit dem Licht am Ende des Tunnels auch der Aha-Effekt: Die Sonne ,,knallte" aus allen Knopflöchern, und das sollte mit Einschränkungen auch die nächsten zehn Tage so bleiben. Die abermals kurvenreiche Abfahrt über El Paso, Los Llanos de Aridane hinab ins Ausflusstal der ,,Caldera de Taburiente"
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bei Tazacorte und dem ,,Wasserfall" im Rücken, ist nur anfangs gewöhnungsbedürftig. Das Naturschauspiel, das die Palmeros ,,Cascada de Nubes" nennen, entsteht durch das Absinken der Wolkendecke am Kamm mit ihrer zügigen Auflösung.
Die Straßen La Palmas sind in einem hervorragenden Zustand, selbst in abgelegenen Regionen, ohne Baustellen
und Behinderungen. Das Straßennetz ist übersichtlich gestrickt: Eine Strecke (LP1/LP-2) führt um die Insel herum. Sie hat zwei Querverbindungen (LP-3) von Santa Cruz in Richtung Westen nach El Paso/ Los Llanos; die zweite (LP-4) im Norden von der Abzweigung der LP-1 bei Hoya Grande in Richtung Roque des los Muchachos auf zirka 2000 Meter Höhe. Sie führt um den nordöstlichen Teil des Vulkans herum hinunter nach Santa Cruz auf die
4 Die Kuppel mit Blickrichtung Südwest, Bildautor: Kai von Schauroth
LP-1. Nebenstrecken sind durch Deklinationen gekennzeichnet (z.B. LP-20) und haben somit eine eindeutige Zuweisung. In Kilometerabständen wird mit kleinen Schildern angezeigt, wie weit es noch bis zum nächsten Abzweig bzw. zur Einmündung ist. Der Fahrstil der Insulaner ist ein Mix zwischen Gemächlichkeit und zielstrebigem Tempo ohne Risiko. Vielleicht auch wegen der drastischen Strafen! Geschätzte 50 Kilometer des 1200 Kilometer langen Straßennetzes bestehen aus geraden Strecken; 95 % sind Kurven. Das Tal aus der Caldera endet am Hafen
Beobachterforum
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5 Blick in die Kuppel mit 175-mm-
AstroPhysics-Refraktor, Bildautor: Kai von Schauroth
von Tazacorte im Atlantik. Der Vulkan - er ist die Insel und die Insel ist der Vulkan - hat laut Reiseführer den größten Erosionskrater der Erde, was sich aber lediglich auf die Tiefe von ca. 2000 Meter oder auf den vulkanischen Ursprung beziehen kann, denn der mit 40 mal 60
6 Mirador Astronómico bei Puntagorda
7 Abenddämmerung mit
Inversionsschicht
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Beobachterforum
8 Strichspuren über der Finca
Kilometern weitaus größere liegt bei Mitzpe Ramon im israelitischen Negev. Bevor man an der Westseite des Vulkans die letzten 30 Kilometer bis nach Las Tricias ohne weitere Steigungen weiterkurven kann, muss über 500 Meter Höhendifferenz die Talflanke erklettert werden, wobei man einen schönen Ausblick in Richtung Süden mit dem Zentralkamm, evtl. mit ,,Wasserfall", und der sich anschließenden Kraterkette hat - sofern man Beifahrer ist!
Die Finca liegt zwischen 880 bis 905 Meter über NN an einem steilen, terrassierten Hang einer ehemaligen Mandelplantage - inklusive botanischem Garten. Die astronomischen Einrichtungen befanden sich während unseres Besuchs z.T. noch in der Fertigstellung. Inzwischen hat die offizielle Einweihung stattgefunden. Über die Vermittlung von Harald Simon konnten wir, Horst Warnek aus Essen und der Autor nebst Frauen im vergangenen Herbst bereits einen ,,Testlauf" auf der Finca absolvieren. Dort steht eine große Auswahl an Equipment zur
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Verfügung: Die Sternwarte mit 2,6 Meter-Kuppel und 175-Millimeter-AstroPhysics-Refraktor (f/9) auf einer MicroGM3000HPS-Montierung, ein portabler 130-Millimeter-Starfire-EDF-Refraktor, f/6, diverse Dobson-Teleskope bis 25 Zoll Spiegeldurchmesser, SC-Teleskope, Kleinmontierungen und Nachführeinheiten mit dem notwendigen Zubehör wie CCD-Kameras, Astrokameras etc. lassen keine Astronomenwünsche offen.
Kai von Schauroth hat keine Kosten und Mühen gescheut, den Aufenthalt unter dem Sternenhimmel La Palmas so attraktiv wie möglich zu machen. Preise für Logis und die Miete der Geräte erfährt man auf der Seite www.athos.org.
Aber was bietet dieser Himmel? Die Witterungsbedingungen mit Ausnahme der Wintermonate sind überwiegend als gut bis sehr gut zu bezeichnen. Will jedoch heißen, dass das nicht unbedingt für astronomische Beobachtungen gilt. Die Wolken- oder Dunstbildung wird überwiegend durch die Passatwinde beeinflusst, deren Vorhersage so gut wie nicht möglich ist. Die Insel hat ein
sog. Mikroklima, d.h. 500 Meter vom eigenen Standort entfernt können beste Verhältnisse bezüglich Transparenz oder Seeing sein! In der Nacht kann plötzlich Dunst aufziehen oder die Wolken steigen 100 Meter höher, um im Laufe der Nacht wieder auf Meeresniveau zu sinken. Die von uns gemachten Erfahrungen zeigen, dass in der Regel die Stunden nach Mitternacht besser für fotografische Arbeiten geeignet sind. Oder die Transparenz war gut, aber das Seeing war schlecht! Von Oktober bis zum Mai liegen die Seeingbedingungen jedoch stabil zwischen 1,3 bis 1,6 Bogensekunden. Obwohl auf der Insel strikte Lichtschutzmaßnahmen einzuhalten sind, hat sich die Grundaufhellung bei fotografischen Aufnahmen selbst durch die unter 700 Meter Höhe gelegene Wolkendecke störend ausgewirkt. Gute 20 Grad über dem gedachten Horizont sind Weitwinkelaufnahmen auch bei kurzen vier Minuten Belichtungszeit (400 ISO ) auch mit f/3,5 kaum sinnvoll. Diese Störungen entstehen durch die Streuung des Lichtes von Puntagorda an einer Inversions- oder Wolkenschicht, wenn diese sich zwischen dem Ort und der Finca befindet.
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Anders ist das bei langbrennweitigen Optiken und größerer Horizontdistanz, obwohl bei einigen Bildern auch Farbverschiebungen auftraten, die möglicherweise auf visuell nicht sichtbare atmosphärische Störungen zurückzuführen sind. Erst oberhalb der Inversionsschicht bei 1500 Metern, die jahreszeitabhängig ist und sich in der Regel von Oktober bis April in dieser Höhe einstellt, sind solche Einflüsse nicht zu erwarten. In den Monaten Mai bis September liegt sie jedoch bei ca. 600 Metern Höhe und es gibt in der Nacht nur selten Wolken.
Als Fazit aus der Zeit des Aufenthaltes: Will man die Milchstraße einmal in ungewohnter Pracht sehen und die aufgezeigten Risiken in die Planung einfließen lassen, sind die Kanaren sicher eine gute Alternative. Und es gibt ja noch ein weiteres Highlight für den Sternengucker! Mit einem Seeing in der Größenordnung zwischen 0,6 und 1 Bogensekunde, einer atemberaubenden Transparenz, so dass das Band der Milchstraße für eine kräftige Aufhellung der Umgebung sorgt, wird eine Nacht auf dem Roque zu einem bleibenden Erlebnis. Nicht umsonst ste-
hen am Kraterrand die größten Teleskope der Erde und La Palma und Teneriffa als einzige Standorte nördlich des Äquators können mit anderen Großteleskopen auf dem Globus konkurrieren. Und: Ein Besucherzentrum ist im Bau! Dem Vernehmen nach jedoch nicht mit der Möglichkeit für Amateurastronomen, das eigene Fernrohr auf dem Vulkan dauerhaft zu etablieren. Ein nächtlicher Besuch endet nach einer extrem kurvenreichen Fahrt am Schlagbaum mit der roten Ampel. Unter günstigen Umständen kann man auf einem der Hubschrauberlandeplätze, die sich einige hundert Meter unterhalb der Großteleskope befinden, ein kleines transportables Gerät aufstellen. Einige Amateure stehen mit ihren Geräten in den wenigen, engen Parkbuchten am Rande der Straße, die vom Roque nach Santa Cruz führt; sind jedoch gelegentlich den Scheinwerfern passierender PKWs ausgeliefert. Oder man meldet sich zu einer Astronomie-Safari an, bei der Planeten und Sterne mit den Fernrohren der Observatorien beobachtet werden können. Wir konnten das weltweit größte Roboting-Teleskop, das ,,Liverpool-Teleskop" mit seinem 2-Meter-Spiegel, besuchen
9 Milchstraße im Sternbild Skorpion
und uns die Arbeiten am 1,2 Meter,,MERCATOR-Teleskop" der Belgischen Universität in Leuven mit dem hochauflösenden Echelle-Spektrografen HERMES erklären lassen.
Aber La Palma bietet noch viel mehr als nur Sterne. Mit 40 % Waldbedeckung ist sie die ,,Isla Verde", die grüne Insel; ein UNESCO-Biosphärenreservat. Sie ist ein Wanderparadies par excellence! Seien es die ,,Regenwälder" oberhalb der Nordostküste oder der Naturpark der ,,Cumbre Vieja" im Südteil mit der Vulkankette, der ,,Parque Nacional de la Caldera de Taburiente" mit seinen Kiefernwäldern und den bizarren Schloten des eingestürzten Vulkans.
Man kann auch im Atlantik baden, wenn man sich mit dem mehr als Schleifmittel bekannten schwarzen Strand aus zermahlenem Vulkangestein anfreunden kann. Oder man macht etwas ,,Kultura" und plant einen Besuch der Relikte der Ureinwohner z.B. von ,,La Zarza" - der Guanchen - in den Lorbeerwäldern an
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Amateurteleskope / Selbstbau
10 Milchstraße im Perseus mit den Sternhaufen h und
der Nordküste ein. Sie bevölkerten als jungsteinzeitliche Hirtenkultur La Palma seit ca. 500 v. Chr. und ritzten sonnenradähnliche Symbole, geometrische Labyrinthe und Spiralen in die Felswände, deren Bedeutung bis heute strittig ist.
Auf einem Spaziergang durch die Viertel, die vom alten Santa Cruz übriggeblieben sind, lohnt ein Besuch im ,,Museo Naval". Es befindet sich in einem aus Beton gegossenen Nachbau der ,,Santa Maria", obwohl Colón laut Geschichtsschreibung nie auf La Palma war, sondern auf einer seiner frühen Expeditionsreisen an die Küste Afrikas vor La Gomera vor Anker ging. Santa Cruz und die Insel haben eine bewegte Geschichte und waren wegen ihrer bevorzugten geografischen Lage für Seereisen nach Amerika und in den pazifischen Raum seit der Antike Spielball der Nationen. Bekannte Namen, wie z.B. der des royal sanktionierten Freibeuters (Sir) Francis Drake, der Retter Großbritanniens, oder Ptolemäus und der Mauretanische König Juba sind dabei vertreten.
Santa Cruz und die Insel sind touristisch nicht überlaufen. Gran Canaria und Teneriffa, gefolgt von Fuerteventura, haben dem Eiland den Rang abgelaufen; Cluboder Partyurlaube am Pool mit all inclusive sind daran sicherlich nicht ganz unschuldig. Welch ein Segen für die, die einen naturnahen Urlaub suchen!
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11 Roboting Liverpool-Teleskop (Außenansicht) 12 Innenansicht mit 2-m-Spiegel
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Planeten-Konstellationen
von P. Calderari
1 Konjunktion von Mars (m) und Neptun (n).
Aufgenommen mit einer Nikon d810, Objektiv: Nikkor 800 mm f/8, zirka 100 s auf f/16 A: 31.12.2016, 19:37 Uhr B: 01.01.2017, 19:32 Uhr
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Konjunktion von Venus und Neptun. Aufgenommen mit einer Nikon d810a, Objektiv: Nikkor 800 mm f/8, zirka 60 s auf f/16 mit 640 ASA 13.01.2017, 19:17 Uhr
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3 Konjunktion von Mars (m), Neptun (n) und Venus (v).
Aufgenommen mit einer Nikon d810a, Objektiv: 180 mm f/2,8, zirka 70 s auf f/5,6 mit 640 ASA 04.01.2017, 19:36 Uhr
Mond bedeckt Aldebaran
von Sven Melchert
Am 28. April 2017 fand am Abendhimmel eine Bedeckung von Aldebaran im Stier durch den Mond statt. Beginn der Bedeckung für meinen Standort in Stuttgart war 20:19:20 MESZ; die Sonne stand zu diesem Zeitpunkt noch 1,8 Grad über dem Horizont. Nach eiligem Aufbau und fragwürdiger Fokussierung zeigte sich Aldebaran nur 15 Sekunden vor dem Eintritt (Bild 1). Um 21:12:44 MESZ sollte der Mond Aldebaran wieder frei-
geben. Das zweite Bild zeigt die Situation acht Minuten später, Aldebaran war dann auch mit bloßem Auge neben dem Mond zu erkennen. Die drei Sterne links des Mondes sind, nach abnehmender Helligkeit, 2 Tau (4,7 mag), 1 Tau (5,1 mag) und 89 Tau (5,8 mag). Aufnahmedaten: Canon 6D mit 300-mm-Teleobjektiv und 2x-Extender. Bild 1 bei Blende 8, ISO 100, 1/160 s. Bild 2 bei Blende 10, ISO 3200, 0,5 s.
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VdS-Nachrichten
Jubiläen
Der Vorstand der Vereinigung der Sternfreunde e.V. gratuliert folgenden Mitgliedern zu ihrer 20-jährigen Mitgliedschaft in der VdS sehr herzlich und bedankt sich für ihre Treue!
20-jähriges Jubiläum
16440 Endress
Wolfgang
16442 Lichtblau
Christoph
16444 Dipl.-Ing. Hahn Hendrik
16447 Damberg
Jan
16454 Wittmann
Jürgen
16456 Mook
Michael
16458 Seebert
Frank
16459 Liebig
Armin
16461 Astronomie Stiftung Trebur
16462 Blaschczok
Udo
16464 Hammann
Ernst
16466 Hembach
Rolf H.
16467 Teschke
Ulrich
16468 Voitswinkler
Franz
16471 Pfeuffer
Michael
16473 Dietrich
Benedikt
16477 Mair
Günter
16479 Düsberg
Reiner
16480 Dipl.-Ing. Weimer Dieter
16487 Bauer
Michael I.
16488 Prof. Dr. Horns Dieter
16489 Dipl.-Ing. Mönch Rüdiger
16490 Forster
Roland
16493 Hansen
Udo
16494 Dr. Dietrich
Lars
16497 Zeitler
Georg
16498 Brumm
Christian
16500 Dr. Meckstroth Walther
16501 Pfarrer Langstein Franz
16505 Dipl.-Ing. Schick Horst
16509 Schittner
Jürgen
16512 Dr. Dipl.-Chem. Buding Hartmuth
16514 Schmitz
Kuki
16518 Dipl.-Ing. Allmacher Erik
16519 Papenfoth
Wolfgang
16529 Hansen
Torsten
16537 Helmecke
Rainer
16538 Gebert
Jörg-Martin
16540 Dipl.-Ing. Bobertz Mario
16543 Breuer
Katharina
16547 Rübsamen
Edelbert
16552 Schmidt
Peter
16554 Hoppe
Peter
16555 Dr. Kunzemann Thomas
16556 Lothmann
Josef
16559 Mirwald
Benjamin
16561 Dipl.-Ing. Kett
Bernd
16565 Schreier
Andreas
16567 Dr. Knust
Jochen
16568 Dipl.-Ing. Schaefer Kurt
16569 Lieske
Roland
16571 Dr. Hofmann
Jürgen
16572 Kunzmann
Thomas H.
16577 Roth
Fritz
16578 Dipl.-Betriebswirt Gahner Udo
16580 Gronegger
Marwin
16583 Rziha
Stanislaus
16586 Osthoff
Jörg
16589 Dr. Sedemund-Adib Beate
16591 Peters
Marc
60386 Frankfurt 65760 Eschborn 09127 Chemnitz 48159 Münster 91710 Gunzenhausen 44892 Bochum 56626 Andernach 18069 Rostock 65468 Trebur 47638 Straelen 73431 Aalen 47205 Duisburg 47495 Rheinberg 83278 Traunstein 97209 Veitshöchheim 73433 Aalen 77756 Hausach 85356 Freising 70839 Gerlingen 63825 Blankenbach 22609 Hamburg 02957 Krauschwitz 81539 München 40723 Hilden 74078 Heilbronn 81377 München 67067 Ludwigshafen 40721 Hilden 35037 Marburg 63071 Offenbach 50735 Köln 52445 Titz 32469 Petershagen 34127 Kassel 16548 Glienicke 87737 Boos 44357 Dortmund 63452 Hanau 24558 Henstedt-Ulzburg CH 3076 WORB 65719 Hofheim-Wallau 50170 Kerpen 24808 Jevenstedt 32361 Preußisch Oldendorf 52379 Langerwehe 81547 München E 17480 ROSES/GIRONA 14473 Potsdam 45133 Essen 52074 Aachen 39130 Magdeburg 61206 Wöllstadt 65195 Wiesbaden 63457 Hanau 52428 Jülich 83661 Lenggries 84030 Ergolding 42857 Remscheid 23623 Dakendorf/Ahrensbök 46282 Dorsten
16593 Schropp
Walter
91793 Alesheim
16595 Moritz
Ralf
13187 Berlin
16598 Egger
Johann
83674 Gaißach
16601 Wnendt
Andreas
06128 Halle
16607 Krellmann
Mathias
01109 Dresden
16608 Dr. Schiemenz Siegfried
80639 München
16609 Sternwarte Ingolstadt - AAI e.V. 93339 Gleislhof
16611 Simon
Hartmut
91074 Herzogenaurach
16612 Henke
Harro
31234 Edemissen
16613 Dr. Hönicke
Petra
64372 Ober-Ramstadt
16614 Blasy
Rudolf
86165 Augsburg
16619 Seidel
Walter
60385 Frankfurt
16620 StR. Viermann Wolfang
69151 Neckargemünd
16623 Kohl
Harald
63936 Schneeberg
16626 Tarp
Andreas
48361 Beelen
16631 Kopplin
Jörg
04600 Altenburg
16634 Hültenschmidt Robert
53347 Alfter-Oedekoven
16635 Koppert
Hans-Joachim 63150 Heusenstamm
16637 Rhemann
Gerald
A 1140 WIEN
16640 Banisch
Jürgen
97253 Gaukönigshofen
16641 Michels
Sven
28857 Syke
16643 Nogga
Guido
58099 Hagen
16644 Dipl.-Inf. Baroni Danilo
70567 Stuttgart
16650 Dipl.-Ing. Abstiens Ralf
85368 Moosburg
16651 Rauch
Hans-Joachim 25693 St. Michaelisdonn
16655 Spindler
Joachim
71549 Auenwald
16656 Dipl.-Ing. Jording Wolfhard
32584 Löhne
16659 Patowsky
Michael
29525 Uelzen
16663 Roßmann
Reinhold
70176 Stuttgart
16667 Dr. Küstner
Ernst
55268 Nieder-Olm
16668 Jehle
Rainer
72414 Rangendingen
16670 Dr. Ratzka
Thorsten
A 8043 GRAZ
16671 Folster
Sönke
24536 Neumünster
16683 Dr. Hopfer
Reiner
09376 Oelsnitz/Erzgebirge
16690 Chem.-Ing. Goretzki Dieter
63505 Langenselbold
16696 Dr. Siegmund
Ralf
47138 Duisburg
16697 Köhler
Karl-Heinz 72213 Altensteig
16701 Lando
Susanne
12047 Berlin
16702 Dipl.-Ing. Mischke Klaus
71116 Gärtringen
16704 Reitberger
Karl
94424 Arnstorf
16705 Volkssternwarte Niederrhein e.V. 47589 Uedem
16707 Dr. Gebauer
Marcus
30627 Hannover
16708 Dipl.-Ing. Ackermann Jörg
74374 Zaberfeld
16719 Wieheld
Bernhard
38271 Baddeckenstedt
16722 Fermum
Alexander CH 8492 WILA
16725 Dipl.-Ing. Rohne Henning
86850 Fischach
16728 Dr. Alsdorf
Hermann
51491 Overath
16730 Prof. Dr. Griga Thomas
58239 Schwerte
16732 Novotny
Peter
68623 Lampertheim
16741 Michel
Jürgen
55126 Mainz
16749 Schiermeyer
Friedrich
32511 Bad Oeynhausen
16750 Voltmer
Sebastian F 57350 SPICHEREN
16752 Dr. Breit
Fred-Jürgen 64673 Zwingenberg
16753 Dr. Nestlen
Michael
82467 Garmisch-Partenkirchen
16754 Dr. Görlich
Rene
13127 Berlin
16755 Knöfel
Andre
15848 Lindenberg
16762 Dipl.-Phys. Heinrich Klaus
81477 München
16767 Bornemann
Rainer
76571 Gaggenau-Bad Rotenfels
16768 Doz. Raupp
Erwin
76327 Pfinztal
16769 Kreuz
Dieter
80689 München
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Vorschau 117
16771 Freudenstein 16772 Nowara 16774 Gans 16775 Scholz 16776 Reindl 16777 Kliemke 16778 Wende 16779 Degenhardt 16781 Dipl.-Ing. Thinius 16785 Dipl.-Wirt.-Ing. Sauter 16786 Schmidtmann 16787 Schulze 16788 Dipl.-Ing. Kunz
Ralf Adam Erich Peter Leonhard Manfred Gerhard Horst Bernd Rolf Uwe Rainer Stefan
94072 28205 82269 77972 79199 83071 84032 65232 14469 78580 37574 52078 06484
Bad Füssing/Egglfing Bremen Geltendorf Mahlberg Kirchzarten Stephanskirchen Landshut Taunusstein Potsdam Bärenthal Einbeck Aachen Quedlinburg
16790 Walter
Alexander
80992 München
16793 Jeffe
Hans-Werner 38170 Winnigstedt
16799 Ammersbach
Stefan
97688 Bad Kissingen
16801 Müller
Gerhard
86157 Augsburg
16804 Dr. Weinberger Jörg
91056 Erlangen
16805 Oppermann
Gerrit
31061 Alfeld
16806 Rosier
Holger
81477 München
16807 Weis
Alexander
50259 Pulheim
16808 Nikolaus-Kopernikus-MS Schulplanetarium Chemnitz
09122 Chemnitz
16811 Volkssternwarte Halngen e.V.
Maucksch
Michael
45527 Hattingen
16818 Dr. Filinski
Erich
54542 Daun