Direkt zum Inhalt Inhaltsverzeichnis des VdS-Journals 3
SPEAKER'S CORNER
4 Sternwartenbau und Bauaufsichtsbehörde (Walther Gerhart)
TAGUNGSBERICHTE
6 Erste Deep-Sky-Tagung auf dem Eisenberg (Gludau Björn)
8 Internationale VdS-Tagung August 1999 in Garching (Völker Peter)
11 Tagung Fachgruppe Kleine Planeten 1999 (Kandler Jens)
12 Tagung Fachgruppe Spektroskopie 1999 (Pollmann Ernst)
TIPS FüR BEOBACHTER
13 Auf den Spuren Messiers, Herschels und ... (Güths Torsten)
14 M wie Messier Journal 3: M 31, M 50, M 65, M 66 (Güths Torsten)
VEREINSNACHRICHTEN
17 Vorstandsbericht 1999 (VdS-Vorstand)
18 VdS Mitgliederentwicklung 1999 (Guthier Otto)
19 Jubiläen 1999 (Plötz Hildegard)
19 Leserbriefe unserer Mitglieder Journal 3 (VdS-Redaktion)
20 Gedanken zur Kommunikation unter Sternfreunden (Guthier Otto)
22 Kirchheimer Nächte (Hensel Michael)
AMATEURTELESKOPE
25 Fachgruppe Amateurteleskope (Remmert Elmar)
CCD-TECHNIK
27 Aus dem Pixelkästchen Journal 3 (Leue H. J.)
28 CCDs - von David bis Goliath (Langenbach Dirk)
28 Das besondere Bild (Leue H. J.)
30 Die Starlight Xpress-Kamera (Martin Axel)
DARK SKY
33 "Wanderausstellung "Lichtverschmutzung""" (Passarge Michael, Kräling Winfried)
METEORE
34 Kommt der Leonidensturm? (Sperberg Ulrich)
35 Er kommt (Leonidensturm) (Arlt Rainer)
38 Videobeobachtungen (Molau Sirko)
39 Meteorsturmsimulation und die 1996er Leoniden (Molau Sirko)
40 Klarer Himmel für die Leoniden? (Lüthen Hartwig)
42 Meteorschweife und Nachleuchten (Nitschke Mirko)
43 Hinweise zur Meteorfotographie (Rendtel Jürgen)
44 Spektren von Meteorspuren (Rendtel Petra)
ATMOSPHäRISCHE ERSCHEINUNGEN
45 Die Fachgruppe Atmosphärische Erscheinungen (Hinz Wolfgang, Berthold Gerald)
JUGENDARBEIT
48 "Sofi-Jugendlager der VdS "Violau 99""" (Schremmer Hans)
KLEINPLANETEN
50 Kleine Planeten (Kandler Jens)
50 Kleinplanetenbeobachtung durch Amateure (Lehmann Gerhard)
51 Wiederentdeckung von 1997 GB (Busch Matthias)
52 Beobachtungshinweise Kleinplaneten (Fachgruppe Kleinplaneten)
DEEP SKY
53 "Projekt "Wechselwirkung bei Galaxien""" (Steinicke Wolfgang)
53 Neues aus der Fachgruppe Deep Sky (Fachgruppe Deep Sky)
54 Markarian Galaxien visuell beobachtet (Wenzel Klaus)
58 King - Parade der unscheinbaren Sternhaufen (Lamprecht Jürgen)
SONNE
64 DayStar-H-alpha-Filter für die VdS-Sternwarte (Völker Peter)
KOMETEN
65 Tips für den Kometenbeobachter (Fachgruppe Kometen)
65 Wie zeichnet man Kometen? (Kerner Heinz)
67 Hinweise auf beobachtbare periodische Kometen (Meyer Maik)
68 Die periodischen Kometen des Jahres 2000 (Meyer Maik)
68 Komet Lee C/1999 H 1 (Meyer Maik)
VERäNDERLICHE
71 Argelandersche Stufenschätzung (Braune Werner)
73 Der Lichtwechsel von BM Eri (Hassforther Bela)
74 Aus dem BAV Circular 1999-2000 (Braune Werner)
74 GR Tau Periodenkontrolle (Quester Wolfgang)
75 HU Tau - wer beobachtet mit? (Quester Wolfgang)
76 Zeta Tau - Kurzzeitvariabilität des H-alpha-Emissionslinie (Pollmann Ernst)
GESCHICHTE
79 Graf Friedrich von Hahn auf Remplin (Fürst Dietmar, Hamel Jürgen)
STERNBEDECKUNGEN
82 Motivation zur Beobachtung von Sternbedeckungen (Bode H. J., Büttner D., Riedel E., Zimmermann W.)
SELBSTBAU
86 Bau eines Großteleskops für die CCD-Fotographie (Völkel Klaus)
LESER BEOBACHTEN
88 An die Grenzen des Universums - Quasarbeobachtung (Wenzel Klaus)
90 Deep Sky im Mondschein - mehr als ein Versuch (Bresseler Peter)
91 Meine Nachführkamera (Eberle Roland)
SONNENFINSTERNIS 1999
92 Sonnenfinsternis vom 11. August 1999 (Kaltenbrunner Thomas)
ASTROFOTOGRAFIE
95 NGC 3372, der Nebel um den Stern Eta Carinae (Riepe P., Stoyan R, Binnewies S.)
LESER BEOBACHTEN
99 Ein Jahr mit dem QLT (Lichtblau Christoph)
100 Mars-Opposition 1999: Wie war das Wetter? (Hillebrecht Rudolf A.)
102 Namibia heavy (Schröter, Wallner, Fuchs, Gerdicken, Keller)
SONNENFINSTERNIS 1999
110 Das einzige Wolkenloch (Sofi Deutschland 1999) (Rendtel Petra, Lüthen Hartwig)
111 Eine Chronik (Sofi Deutschland 1999) (Koppmann Ralf)
112 Sofi im Chiemgau (Murner Andreas)
114 Volltreffer (Sofi Deutschland 1999) (Brinkmann Bernd)
116 Sonnenbrand am Plattensee (Sofi Deutschland 1999) (Lichtblau Christoph)
118 Die unendliche Geschichte (Sofi Deutschland 1999) (Griesing Stefan)
120 Saarbrücken/Spicheren (Sofi Deutschland 1999) (Meiser Gernot)
EDITORIAL
1 Editorial Journal 3 (Guthier Otto)
Textinhalt des Journals 03
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Forum Von Lesern für Leser. Schreiben Sie, was
Sie immer schon sagen wollten.
Sternwarte im Selbstbau und die Bauaufsichtsbehörde Als ich im VdS-Journal 1999 blätterte, stieß ich zwangsläufig auch auf den SternwartenSelbstbau - Artikel des Herrn Mushardt, der den bezeichnenden Untertitel »Lust und Frust mit der Behörde« trug. Nun gibt es ja in Deutschland kaum eine Person mittleren Alters, die nicht schon irgend etwas mit »Bauen« zu tun gehabt hätte und sei es auch nur ein Gewächshaus, eine Garage oder einen Pferdestall für das Hottehü der geliebten Tochter. Man sollt also meinen, ein Bauwilliger könnte bei seinem Bauvorhaben höchstens in der technischen Ausführung etwas falsch machen und die Theorie des Bauens - vor allen Dingen, wenn es sich um so ein kleines Gebäude wie eine Amateursternwarte handelt - schüttele er nur so aus dem Ärmel, zumal, wenn unter den guten Freunden ein paar Praktiker (»Ach komm, das kriegen wir schon!«) sind. Trotzdem ist es immer wieder erstaunlich, daß sich der oft als gewissenhaft hochgelobte Deutsche gerade beim Bauen als unwissender oder gutgläubiger, manchmal auch nachlässiger, hauptsächlich aber sich selbst überschätzender Staatsbürger entpuppt. Alle diese - wenn auch kleinen - Bauvorhaben sind nämlich genehmigungspflichtig. Es gehört aber schon fast zum guten Ton, daß man den Gang zur Bauaufsichtsbehörde zu umgehen versucht. Ich stand als Architekt dreißig Jahre sozusagen in »vorderster Front« und weiß wovon ich rede, da ich oft genug »die verfahrenen Karren wieder aus dem Dreck ziehen« durfte. Vielleicht wird sich der eine oder andere Leser wundern, daß ich hier anscheinend für die Baubehörde eine Lanze breche und ausgerechnet als ehemaliger Architekt. Man sollte sich jedoch überlegen, wie unsere z.T. fürchterlich be-, nein verbaute Landschaft erst aussehen würde, wenn jeder machen könnte, was er wollte. Also, diese Institution hat sicher ihre Berechtigung. Meine Erfahrung ist jedenfalls, daß man mit wohlwollender Hilfsbereitschaft rechnen kann, wenn man mit seinem Bauvorhaben erst zur Behörde geht und die Bedingungen erfragt, die bei der Ausführung beachtet werden müssen. Ich möchte im Folgenden nur einige, wenige Punkte aufführen, die für den Neubau einer Sternwarte zu berücksichtigen sind, um manchem »planenden Amateur-Architekten-Astronomen«, soweit es in meinen Kräften steht, Ärger zu ersparen. Hierbei gehe ich nicht auf die Grundrißplanung und den damit verbundenen Platzbedarf sowie die Funktionen des Projektes ein, denn darüber gibt's genug Beispiele, die den Selbstbau erleichtern. Aber schon hier sollte man sich darüber im Klaren sein, daß die daraus resultierende »Überbaute Fläche« schon der erste Stein des Anstoßes sein könnte, falls es sich
um einen Neubau handelt. Das vorgegebene Grundstück darf nämlich nur zu einem gewissen Prozentsatz bebaut werden und die wird im Regelfall - falls der Architekt wirtschaftlich geplant hat - mit Wohnhaus und Garage schon beansprucht sein. Steht der Neubau dann noch auf der Grundstücksgrenze, so hat der Gesetzgeber schon die zweite Hürde für den Bauwilligen aufgestellt. Ist das Gebäude ein- oder zweigeschossig, ergeben sich schon wieder neue Gesichtspunkte. Man denke auch daran, daß eventuell geplante Fenster im Nebenraum nur zu verwirklichen sind, wenn sie bestimmte Bedingungen erfüllen. Daß diese bei einer Grenzbebauung nicht einfach auf das Nachbargrundstück weisen dürfen, sieht wohl jeder ein (obwohl ich da auch Zweifel habe), aber daß auch Brandschutzvorschriften zum Tragen kommen könnten, ist vielleicht nicht so bekannt. Oder: ist der Bauherr mit einer Ausführung in reiner Holzbauweise zufrieden, so wird er - bei der Grenzbebauung - gezwungen werden können, die auf der Grenze stehende Wand als Brandwand auszuführen und schon kommt er nicht mehr um »24er Mauerwerk« herum. Baut er möglicherweise an ein auf dem Nachbargrundstück bestehendes Gebäude an, werden die Bedingungen des Brandschutzes noch verschärft, denn es muß gewährleistet sein, daß bei einem Brand des Observatoriums (den Orion und die Plejaden verhüten mögen) ein Überschlagen des Feuers mindestens verzögert wird. Das kann dazu führen, daß das geplante »Pappdach« nicht zulässig ist. Ich würde gerne eine klare übersichtliche Zusammenstellung der relevanten Punkte niederschreiben und es gibt ja auch ein allgemein gültiges Bundesbaugesetz, aber alle für ein solches von uns hier zu betrachtendes Bauvorhaben notwendigen Gesetze und Vorschriften findet man in den jeweiligen Landesbauordnungen und die sind leider nicht identisch, denn - wie könnte es auch anders sein - jedes Bundesland hat seine eigenen Baugesetze und Vorschriften. Man sollte sich auch davor hüten, einfach anzunehmen: »Nun, da steht ja ein für meine Zwecke prächtig geeigneter Schuppen, den brauche ich ja nur umzubauen, da kann ja keiner etwas dagegen haben.« Oft erfüllen diese Oldtimer die teilweise schon o.a. Bedingungen nicht. Fummelt der Laie nun an diesem Bauwerk herum, ist das ein Eingriff in bestehende Bausubstanz, und wenn auch niemand vorher das Gebäude hätte einfach entfernen lassen können, weil es einen Bestandsschutz gibt, so ist dieser durch die Umbaumaßnahmen meistens aufgehoben und ein »200%iger« Bauaufsichtsbeamter, der schon seit Jahren darauf scharf ist das »olle Gemäuer« abreißen lassen zu können, bekommt jetzt aus Unwissenheit des Bauherrn, endlich die Gelegenheit dazu. Denken Sie auch daran, daß das Erscheinungsbild Ihres Bauvorhabens vielleicht Sie und andere Sterngucker zu Begeisterungsstürmen hinreißen könnte, in Ihrer Umgebung aber vielleicht ein paar Menschen woh-
nen, die den Anblick keineswegs als architektonische Meisterleistung betrachten und dagegen Einspruch erheben. Ohne Einverständnis der Nachbarn geht's sowieso nicht, und das ist sehr oft eine besonders heikle Angelegenheit (es kann der Frömmste nicht...). Mit einem Gespräch während des Rasenmähens über den Gartenzaun sollte man es dabei nicht bewenden lassen. Man sollte den Nachbarn schon bitten, die Sache bei einem Glas Wein zu besprechen, sollte ihm, falls möglich, schon eine exakte Planung vorlegen und sich direkt auf diesen Plänen schriftlich bestätigen lassen, daß er keine Einwände gegen das geplante Bauvorhaben hat. Die Bauaufsichtsbehörde besteht sowieso auf diesem schriftlichen Einverständnis, wenn man einen ordnungsgemäßen Antrag einreicht. Jedenfalls kann der Nachbar nicht mehr viel sagen, wenn er bei der Ausführung plötzlich das »Riesending« sieht, das sein ganzes Gemüse abschattet. Da man für einen ordnungsgemäßen Bauantrag auch Lagepläne braucht, die nicht älter als eine bestimmte Zeit sein dürfen, muß oftmals ein Vermessungsbüro oder das Katasteramt beauftragt werden, diese Pläne neu anzufertigen und mit der Wirklichkeit zu vergleichen. Man sollte dabei nicht versäumen, eine Grenzfeststellung machen zu lassen, was gerade bei der schon erwähnten Grenzbebauung von großer Bedeutung ist. Alte Gebäude stehen oft nicht exakt auf der Grenze und können manchmal erheblich auf dem Nachbargrundstück liegen. Erkennt das ein böswilliger Nachbar, kann man sich die Folgen leicht ausmalen. Selbst wenn es einem Bauwilligen gelingt, alle diese Klippen leicht zu umschiffen und er sich Planung und Behörde ersparen will und glaubt, daß »alles schon gut gehen« wird, sollte er sich immer vor Augen halten, daß, falls er mitten in seiner Bauerei von einem Einspruch überrascht wird, er mit unnötigen Verzögerungen rechnen muß (siehe o.a. Bericht des Herrn Mushardt, den er sicher unter »Frust« ablegen wird). Außerdem ist man nie vor Überraschungen sicher, denn bei schönem Wetter (Herr Mushardt: »ein sonniger Oktobertag«) machen die Herrn vom Bauamt manchmal unter dem Begriff »Außendienst« eine Besichtigungstour und stellen dann plötzlich fest, daß da auf Ihrem Grundstück eine nicht genehmigte 3m - Kuppel steht - mit entsprechendem Unterbau. Obwohl wir Amateurastronomen zumindest beim Himmelshintergrund die Farbe schwarz lieben, sollte das keinen dazu verleiten, auch »schwarz« zu bauen. Von Bußgeldern und Verzögerungen abgesehen, kann das bis zum Abbruch eines nicht genehmigten Bauvorhabens führen. Jeder, der ein solches Bauvorhaben verwirklichen will, sollte also den notwendigen Zeitaufwand und die eventuell anfallenden Planungskosten im Vorfeld einkalkulieren und sich nicht erst von einem »bösen Erwachen« überraschen lassen. Hinterher kann's wesentlich teurer werden und vor allen Dingen län-
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ger dauern. Skizzieren Sie also ihre Sternwarte, gehen Sie damit zur zuständigen Bauaufsicht, die kann in Ihrer Stadt sein, oder falls Sie in einer kleineren Gemeinde wohnen, ist es meistens ein Kreisbauamt in der nächst größeren Stadt und fragen Sie den zuständigen Sachbearbeiter, welche Unterlagen er benötigt, um Ihr Bauvorhaben zu genehmigen. Die Auflagen im Antrag müssen dann allerdings eingehalten werden, denn irgendwann wird das Gebäude »abgenommen« und Ihr Bauwerk muß mit der genehmigten Planung übereinstimmen. Änderungen während der Ausführung sollte man tunlichst vermeiden. Wenn's nicht anders geht: wieder mit Ihrem Sachbearbeiter Kontakt aufnehmen. Auch wenn das alles mit etwas Gehirnakrobatik und Lauferei verbunden ist, sollten Sie im eigenen Interesse so handeln. Herr Mus-
hardt kommt jedenfalls nach seiner Erfahrung offensichtlich zum gleichen Schluß. Kalkulieren Sie ruhig mindestens ein halbes Jahr bis zur Genehmigung ein, denn es hat fast noch nie einen vollständigen Bauantrag gegeben, und die Bearbeitung Ihres Antrages zählt erst von dem Tag an, an dem Ihre Unterlagen vollständig sind. Versetzen Sie sich auch einmal in die Lage Ihres vermeintlichen Gegners: der Mann von der Bauaufsicht tut auch nur seine Pflicht, und ich habe mich in der Vergangenheit gewundert, mit welcher Besonnenheit (Gleichmut?), er Übertretungen zur Kenntnis nimmt. Stellen Sie sich vor, Sie seien als Parkwächter eines großen Parks bestellt, Ihr Chef, der Obergärtner, hat mit seinen Gartenplanern den zu beaufsichtigenden Park voll im Griff. Er hat eine wunderschöne
barocke Rosenrabatte verwirklicht und da mitten rein stellt jetzt einer ohne zu fragen ein Taubenhaus im thailändischen Pagodenstil. Frage: Wie würden Sie reagieren? Wenn Sie jetzt denken :»Ach du Sch... ,dann baue ich lieber nicht!«, machen Sie mit Sicherheit den größten Fehler, denn es gibt nichts Schöneres in unserem Hobby, als die eigene Sternwarte zu besitzen. Deren Bau sollte doch aber an einer offiziellen Genehmigungen nicht scheitern. Meine ist jedenfalls genehmigt, und das Bauamt hat mir nur eine einzige Auflage gemacht: »Bei Nichtbenutzung des Instrumentes ist das Schiebedach zu schließen.«
Dipl.-Ing. Gerhart Walther Steinstraße 3, 64367 Mühltal
Die VdS-Materialzentrale
Aufgabe der VdS-Materialzentrale ist es, den interessierten Sternfreund mit Dingen zu versorgen, die es so nicht unbedingt im Handel gibt. Komplette Fernrohre, Montierungen, Okulare sowie Stative können über die Materialzentrale nicht bezogen werden, wohl aber einzelne Baugruppen zum Fernrohrbau. Leider ist in Deutschland der Fernrohrspiegelselbstschliff nicht sehr verbreitet, obwohl es jedem möglich ist, mit genügend Ausdauer und Geduld einen brauchbaren Spiegel zu schleifen. Ob sich der Selbstschliff eines Spiegels finanziell rechnet, muß jeder für sich selbst entscheiden. In einer Richtung lohnt es sich sicher. Man lernt sehr viel über AstroOptik und Fernrohrbau. Und der Blick durch ein völlig selbst gebautes Fernrohr macht oft doppelt so viel Freude. Hier fühlt sich die Materialzentrale besonders verpflichtet. So werden dem Spiegelschleifer komplette Schleifsätze für 6" und 8" Fernrohrspiegel angeboten. Außerdem sind alle gängigen Schleifmittel sowie auch einzelne Spiegelscheiben erhältlich. Dem Anfänger auf dem Gebiet des Spiegelschleifens wird eine Beratung per Telefon angeboten.
Neben dem schon genannten Spiegelschleifmaterialien sind über die Materialzentrale noch folgende Dinge erhältlich:
· Zeichenschablonen mit unterschiedlichem Durchmesser für die Sonne, die Planeten und dazugehörige Gradnetze für die meisten Schablonen
· Meßuhren mit 0,01 mm- Teilung für Sphärometer
· 2" Okularauszüge für Newtonfernrohre und Refraktoren,
· diverse Reduzierhülsen und Adapter · Poliergießmatten zur leichten Herstel-
lung einer Pechhaut · Baupläne zum Bau eines Schär-Refrak-
tors, einer schweren Montierung, einer Klappdachhütte, einer kleinen Volkssternwarte, eines Demonstrationsokulars, eines Frequenzwandlers sowie eines FoucaultTesters zur Optikprüfung
Eventuell gewünschtes Informationsmaterial, auch zum Thema Spiegelschleifen, erhalten Sie gegen Einsendung von DM 4,- in Briefmarken bei nebenstehender Kontaktadresse.
Kontaktadresse:
Materialzentrale der VdS Thomas Heising Clara-Zetkin-Str. 59 39387 Oschersleben Tel. (0 39 49) 8 12 66 (ab 21 Uhr)
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1. Deep-Sky-Tagung auf dem Eisenberg
Photonensammler unter sich
In der Nähe von Bad Hersfeld liegt das Knüllgebirge, auf dessen höchstem Berg, dem 630 m hohen Eisenberg, ein komfortables Hotel errichtet ist. Vom 16.4.-18.4.99 fand hier die erste Deep-Sky-Tagung als Gemeinschaftsveranstaltung der VdS-Fachgruppen Visuelle Deep-Sky-Beobachtung und Astrofoto-grafie statt.
Eines der Tagungsziele war, sich kennenzulernen und Erfahrungen bei der visuellen und fotografischen Erkundung des Himmels auszutauschen. Dies war bisher u.a. nur auf den allseits bekannten Treffen wie dem ITV auf dem Vogelsberg oder dem ITT in Kärnten möglich. Hier stehen allerdings die Beobachtung und das Teleskop im Vordergrund. Um interessante Vorträge hören zu können, mußte man bisher immer auf die BoHeTa in Bochum warten, die ganz im Zeichen der Vortragsreihen steht. Das Treffen auf dem Eisenberg stellt eine Mischung aus den beiden vorgenannten Treffen dar. Der hauptsächliche Teil bezieht sich auf Vorträge und Workshops, die in den drei Tagen von erfahrenen Hobbyastronomen abgehalten wurden. Aufgrund der mehrtägigen Ausrichtung sind auch Starparties möglich. Das Gelände um das Hotel Eisenberg bietet nahezu ideale Beobachtungsbedingungen (immerhin Grenzgrößen bis zu 6.5 mag). Zum Hotel gehört auch ein eigenes Wiesengelände, das für die Beobachter reserviert war. Nun kamen wir also an, vollbeladen unsere Autos und die Hoffnung im Gepäck, endlich wieder einmal unser Verlangen nach dunklen
klaren Nächten stillen zu können.Beim Einchecken im Hotel erwartete uns in der Vorhalle schon das Empfangskomitee, das uns die Zimmer zuwies und auch die Namensschildchen mit Herkunftsort aushändigte. So wußte jeder gleich, mit wem er es zu tun hatte und auf welchen Dialekt man sich einzustellen hatte, denn die 98 angereisten Amateure kamen aus ganz Deutschland. Das große Restaurant des Hotels diente einerseits der Bewirtung, gleichzeitig war es auch Vortragsraum und zentraler Treffpunkt für das Plenum. Außer diesem Raum konnten noch zwei kleinere Räume für Parallelveranstaltungen und Workshops genutzt werden. Nach dem ausgiebigen Abendessen wurde die Tagung durch das Organisatorenteam der Fachgruppe Deep Sky eröffnet. Danach ging es dann los mit dem Eröffnungsvortrag von Stefan Binnewies und Peter Riepe. Die beiden bekannten Astrofotografen berichteten unter dem Titel »Die Wunder des südlichen Sternhimmels« über ihre Reisen nach Chile und Namibia und die unvergeßlichen Eindrücke, die sie dabei gewonnen hatten. Der von der jeweiligen folkloristischen Musik des Landes untermalte Mittelformat-Diavortrag raubte
uns schon bei den Landschaftsaufnahmen den Atem. Als es dann ans »Eingemachte« ging und die Ergebnisse der Astrofotografie gezeigt wurden, waren nur noch langgezogene Aaahs und Ooohs im Saal zu vernehmen. Die anschließende gemeinsame Starparty, bei der erstmals zusammen beobachtet werden sollte, wurde leider von dicken Wolken verhindert. Also setzten wir uns zusammen, und schnell wurden die Laptops und Okulare hervorgekramt. Beim Fachsimpeln und Kennenlernen zog sich der kurzweilige Abend bei einem guten Schwätzchen (und Bierchen) bis weit in die Nacht. Nach einem reichhaltigen Frühstücksbüfett am Samstagmorgen versammelten sich die Teilnehmer zu Vorträgen und Workshops. Als erstes erzählte Stefan Binnewies über die Methoden und Möglichkeiten der Galaxienfotografie. Besonders hingewiesen wurde in diesem Vortrag u.a. auf die Wahl des Filmmaterials und dessen Entwicklung. Farbdias vom gleichen Astromotiv, aber fotografiert mit verschiedenen Filmen, deckten teilweise erhebliche qualitative Filmunterschiede auf. Als nächstes ging es um die Astrofotografie mit einer Schmidtkamera. Otto Guthier fröstelte dafür lange Nächte auf dem Gornergrat in der Schweiz. Die beschwerliche Anreise per Bahn und die Abgeschiedenheit im Gebirge suchen ihresgleichen, aber die Dias auch. Ein Beweis, daß man nicht unbedingt nach Namibia muß, um entsprechenden Himmel zu finden. Auch ganz bei uns in der Nähe sind Möglichkeiten gegeben, die uns Städtern sonst verborgen bleiben. Uwe Pilz zeigte, wie man
Die Teilnehmer der 1. Deep-Sky-Tagung vor dem Hotel Eisenberg
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die Dunkelheit des Nachthimmels feststellen kann. Anhand mehrerer Möglichkeiten stellte er die Grenzgrößenbestimmung dar. Hierbei kamen u.a. Methoden wie das »Auszählen« von Sternen bestimmter Himmelsregionen und die Bestimmung von Sternsequenzen aus bekannten Sternbildern zur Sprache. Nach dem Mittagessen begannen die Workshops. Während die Fachgruppe Deep Sky eine Sitzung abhielt, in der über neue Projekte und Aussichten der Fachgruppe geredet wurde, stand im großen Vortragsraum die CCDFotografie schwacher Objekte aus der Stadt heraus auf dem Programm. Norbert Stapper und Peter Bresseler standen zu den häufigsten Fragen der CCD-Fotografie Rede und Antwort. Unter anderem wurde ausführlich über die Nachbearbeitung der gewonnenen CCD-Bilder gesprochen. Während der Kaffeepause wurde die entfachte Diskussionen weitergeführt. Wolfgang Steinicke stellte das Fachgruppenprojekt der visuellen Beobachtung von Quasaren vor, von denen mit Amateurmitteln viel mehr zu sehen ist als man bis dato glaubte. In manchen Fällen hilft der Gravitationslinseneffekt eines vorgelagerten Galaxienhaufens, den vielfach weiter entfernten Quasar visuell erkennen zu können. Der Vortrag regte sehr zu eigenen Beobachtungsversuchen an. Parallel dazu liefen noch zwei Workshops. Zum einen gaben Stefan Binnewies und Peter Riepe passend zu ihrem Eröffnungsvortrag Tips und Tricks zur eigenen Entwicklung von Farbnegativfilmen weiter. Als Ergebnis des Workshops wurde ein Film präsentiert, den ein Workshopteilnehmer unter Anleitung der beiden Referenten selbst entwickelt hatte. Bisher hatte er seine Filme nur dem Profi-Fotolabor anvertraut. Ein weiteres Highlight der Tagung war der Workshop »Deep Sky für Einsteiger«. Thomas Jäger bot auch denjenigen ein Gesprächsforum, die sich auf Tagungen als Anfänger noch nicht so ganz trauen, einen Diskussionsbeitrag beizusteuern. Im Mittelpunkt stand das gegenseitige Kennenlernen. Schon dabei wurde aber klar, daß die sogenannten Anfänger größtenteils gar keine so blutigen Anfänger mehr sind. Jeder Teilnehmer hatte die Möglichkeit, sich vorzustellen und zu berichten, was, wie, wo und womit er zu Hause seinen heimatlichen Himmel abgrast. Dabei sollte jeder noch einen Diskussionsvorschlag liefern. Allerdings dauerte aufgrund des großen Zuspruches schon allein die Vorstellung so lange, daß die knapp bemessene Zeit von einer Stunde leider nicht mehr für intensivere Gespräche ausreichte. Vielmehr ging es dann direkt zum zweiten Teil des Workshops, in dem Carola Volkwein uns zeigte, wie wir unsere Beobachtungsergebnisse zeichnerisch am Teleskop festhalten können. Um es vorwegzunehmen, ein neuer Picasso wurde nicht entdeckt. Aber es war schon interessant, zum ersten Mal selber auszuprobieren, von einem projizierten Dia den Pferdekopfnebel auf schwarze Pappe zu bringen. Jetzt konnte man sich eine Vorstellung davon machen, wie schwierig es ist, eine komplette Zeichnung anzufertigen, wie man sie in den bekannten Astro-Zeitschriften des öfteren sieht. Diese
stehen einem guten Foto oftmals nicht wesentlich nach. Als dann noch Andreas Domenico am Schluß seine Zeichnungen auspackte, war bei vielen die Begeisterung für das Zeichnen geweckt. Bei Carola Volkwein wurden gleich Zeichenmaterialien geordert. Im Anschluß an diesen Teil 1 des Workshopmarathons wurden die Ergebnisse von den Referenten im Plenum zusammengefaßt und kurz vorgetragen. Der VdS-Vorsitzende Otto Guthier dankte bei der Gelegenheit Jürgen Lamprecht für seine ausgezeichnete VdSArbeit und überreichte ihm ein doppeltes Buchgeschenk. Nach dem Abendessen wurde es draußen winterlich, leise rieselte der Schnee. Und so konnte das Worshop-Programm fortgesetzt werden. Im großen Vortragsraum traf man sich zum gemütlichen Beisammensein. Jeder hatte die Möglichkeit, in der Runde ein Diskussionsthema zum Erfahrungsaustausch vorzuschlagen. Im kleinen Vortragsraum fand Workshop »Arbeiten mit der parallaktischen Montierung« statt. Referenten waren Dirk Sprungmann und Volker Wendel. Ausführlich wurde dargestellt, welche Bandbreite es an parallaktischen Montierungen gibt und wo ihre Stärken und Schwächen liegen. Weitere Schwerpunkte waren der periodische Fehler einer Schnecke, die optimale Verteilung von Optiken auf einer Montageplatte, die Tarierung einer Montierung und die Scheinersche Methode der exakten Ausrichtung der Stundenachse auf den Himmelsnordpol. Die Erklärungen waren für jeden verständlich, an das »Scheinern« traue ich mich jetzt sogar heran. Zum Schluß bekam jeder Teilnehmer noch ausführliches Informationsmaterial, in dem die Themen dieses Workshops zusammengefaßt wurden. Um 23:30 Uhr konnte im vollen Vortragsraum der bei weitem späteste Workshop gestartet werden. Jeder hatte seit früh morgens dem Programm gelauscht und mitgemacht. Aber keiner war müde oder dachte nur im Traum daran aufzuhören. Die Stimmung war einmalig. Nun traten noch einmal Peter Riepe, Stefan Binnewies und Otto Guthier vor die versammelte Gemeinde. Es ging um die Astrofotografie im Mittelformat. Ausführlich wurden die Vorzüge des 6x7-Bildfeldes vorgestellt - eine absolute Alternative zur CCD-Fotografie. Der Vergleich einer Kleinbild- und einer Mittelformataufnahme von der Region um den Orionnebel machte deutlich, daß bei gleicher Brennweite mit der Mittelformatkamera ein Aufnahmefeld erreicht wird, das sogar noch die Gürtelsterne des Orion einschließt. Dann folgte eine Information über Kameras, Objektive und Zubehör. Für eine gute Mittelformatkamera muß man schon 2500 DM hinblättern, allerdings gibt es auch Billigmodelle für den Einsteiger. Die Ergebnisse auf Mittelformatfilm sind einfach nur phantastisch zu nennen und bei weitem mit keinem Kleinbildfoto zu vergleichen. Abschließend wurde noch praktisch demonstriert, wie der Vorgang der Filmansaugung in der Kamera funktioniert - eine Methode, die ich bisher nur vom Lesen her kannte. Trotz der fortgeschrittenen Stunde (etwa halb eins morgens) woll-
ten die Diskussionen nicht abreißen. Im Anschluß saßen wir noch im großen Vortragsraum zusammen, der nun wieder Kneipe und Restaurant war, und ließen den Tag revuepassieren. Nach einem wiederum tollen Frühstücksbüfett wurden im Sonntagsprogramm zuerst noch einmal die Möglichkeiten der CCDFotografie unter städtischen Bedingungen diskutiert. Danach befaßte sich Dirk Panczyk von meiner heimatlichen Volkssternwarte Hagen mit den Möglichkeiten der PC-unterstützten visuellen Beobachtung. Hierbei wurden verschiedene Programme vorgestellt, mit denen man sehr einfach eine Beobachtungsnacht planen kann. So läßt sich schon im Vorfeld ein schöner Starhopp mit interessanten Objekten zusammenstellen, die man bis dahin noch nicht beobachtet hat. Ronald Stoyan stellte darauf das Fachgruppenprojekt »Galaxienhaufen visuell« vor. Besonderer Reiz an diesem Projekt ist, daß auch Besitzer kleinerer Teleskope zum Mitmachen angesprochen werden, die keinen 20-zölligen Dobson zu Hause unterm Sofa liegen haben. Im Angebot der Fachgruppe ist ein zu jedem Teleskop passender Beobachtungsplan enthalten. So kann der Beobachter gewiß sein, auch mit dem 8-Zöller einiges zu sehen zu bekommen. Aber nicht nur das Sehen, sondern auch das Beschreiben und die Veröffentlichung der Beobachtungen sind Sinn dieses Projektes. Die Ergebnisse werden gesammelt und zu einem Katalog ähnlich der bekannten Deep-Sky-Liste aufbereitet. Wenn Interesse besteht, wendet Euch sofort an die Fachgruppe. Es gibt noch reichlich Unbekanntes zu entdecken. Mancher Galaxienhaufen wurde noch gar nicht visuell beobachtet. Hier kann noch richtige Entwicklungsarbeit geleistet werden. Was es mit dem Seeing für uns Amateur-Beobachter auf sich hat, darüber berichtete Peter Riepe. Eine langbrennweitige fotografische Sternstrichspur, die das Hin und Her eines Sterns als »Wackelspur« konserviert hatte, war in vergrößerter Form digitalisiert und von Rainer Sparenberg zu einem einminütigen Videoclip zusammengestellt worden. So konnte man die Auswirkungen von schlechtem Seeing wie am Okular nacherleben und dabei auch ein wenig Theorie erfahren. Zum Abschluß zeigte uns Peter Bresseler seinen Diavortrag »Auf CCD-Exkursion nach Dänemark«. Geschildert wurde die Möglichkeit, seinen Urlaub in Dänemark bei gutem Terrain (Grenz-größe fast 6.2 mag) und guter Infrastruktur zu verleben. Das Land ist wegen der guten Erreichbarkeit sehr interessant für kombinierte Astro- und Familienurlaube. Fazit: Die erste Deep-Sky-Tagung war ein voller Erfolg. Ein großes Lob an alle, die zum Gelingen dieser außergewöhnlichen Veranstaltung beigetragen haben. Auch die Verpflegung war »Spitze«, und das Personal, insbesondere der Geschäftsführer des Hotels Eisenberg, hatte immer ein offenes Ohr für uns. Eine neue feste Größe auf dem Terminkalender der Hobbyastronomie ist geboren!
Björn Gludau Luisental 33, 58509 Lüdenscheid
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Internationale VdS -Tagung
vom 7.-13. August 1999 in Garching bei München Thema: »Research Amateur Astronomy in the VLT Era« Peter Völker, Fotos: Martin Dillig
Tagungen sind für die VdS nichts Ungewöhnliches, finden doch derer mehrere pro Jahr statt: regionale, überregionale und Fachgruppentagungen, sowie alle zwei Jahre die Haupttagung mit der Mitgliederversammlung. Dennoch setzte dieses Symposium der VdS eine Krone auf. Es war eine Zusammenkunft mit internationaler Beteiligung in der Tradition des mit dem I.A.U. Kolloquium 98 gestarteten »The Contribution of Amateurs to Astronomy« (Paris 1987), fortgesetzt mit dem »Cygnus ´90 Meeting« (Ilomantsi, Finnland 1990) und dem »Symposium on Research Amateur Astronomy« (La Paz, Baja California, Mexico, 1991).
Richard West
Der Tagungsort wurde bereits vor zwei Jahren auf der VdS-Tagung in München festgelegt. Auf Vermittlung Klaus Reinschs kam eine Einladung des Leiters der Öffentlichkeitsarbeit der ESO (European Southern Observatory), Richard West, zustande, die Tagung im ESO-Headquarter in Garching abzuhalten. Das lag nahe der Zentrallinie der Totalitätszone der Sonnenfinsternis, die ja den Anlaß der Tagung bildete. Es gab bereits damals einen Vorboten unserer auswärtigen Gäste. Donald F. Trombino aus Florida besuchte unseren Sofi-Workshop in der Bayerischen Volkssternwarte und berichtete am folgenden Tag auf der VdS-Tagung über sein anlaufendes Projekt des Davis SolarNet. Mit diesem Netz
wollte er die amateur- / professionelle Kooperation über das Internet fördern. Das hatte er im Juni auf der 190. Konferenz der American Astronomical Society mit Erfolg vorgeschlagen, und nun sollte auch die VdS-Fachgruppe Sonne eingebunden werden. Am Montag nach der Tagung besuchten wir Richard West, und er zeigte uns die ESO-Konferenzräume, die durch ihre professionelle Ausstattung bestachen. Wir machten den Tagungsort fest und Donald beschloß, die von ihm geführte Finsternis-Expedition nach Garching zu bringen. So wurde aus einer bereits zehn Jahre währenden Brief-Freundschaft nun auch eine persönliche. Donald freute sich sehr auf unsere nächste Begegnung zur Finsternis. Leider kam es nicht mehr dazu. Am 21 Juli 1998 verstarb er an einem Nierenversagen. Wir widmeten unser Symposium daher seinem Andenken. Am Samstag, dem 7.August 1999 wurde unsere Zusammenkunft mit einem zwanglosen Welcome Event eingeläutet. Man begrüßte sich, Poster wurden aufgestellt, und bei einem reichhaltigen Buffet feierte man in einem bunten Sprachgewirr Wiedersehen. Am Sonntag Morgen um 9.30 Uhr begrüßte Richard West als Vertreter des Hauses seine Gäste auf dänisch (seiner Heimatsprache), wechselte dann aber zwecks besserer Verständlichkeit sogleich ins Englische über. Er sprach ein Herzliches Willkommen aus und nach einigen Ausführungen zum Verhältnis von professioneller zur Amateurastronomie, das er als positiv einstufte, wünschte er dem Symposium einen guten Verlauf. Peter Völker begrüßte die Tagungsteilnehmer im Namen des VdS-Vorstands als Veranstalter. Er erläuterte kurz die Strukturen der Vereinigung und ihrer Fachgruppen, denn zahlreichen auslän-
Tagungsteilnehmer vor dem ESO - Gebäude in Garching
dischen Gästen dürften Details bis dato unbekannt gewesen sein. Sodann sprach Klaus Reinsch als Hauptorganisator Begrüßungsworte, legte den technischen Ablauf dar und eröffnete die Tagung. Er gab das Wort an Niels Nelson, Niederlande, weiter, der die erste Session als Chairman leitete. Im folgenden werden von den Vorträgen nur die Referenten und Ihre Themen aufgeführt, für nähere Ausführungen fehlt hier leider der Platz. Session I: Solar System Peter Völker (Wilhelm-Foerster-Sternwarte, Berlin, Germany): The Life and Times of Donald F. Trombino (1940 - 1998); Mark Kidger (IAC, Tenerife, Spain): Meteor Outbursts - Amateur Visual Observations are more valuable than ever; Wid J. Painter (High Point University, Jamestown, U.S.A.): The Collection and Analysis of Micrometeorites in North Carolina; Session II: Observational Techniques and Monitoring Observations Wolfgang Beisker (IOTA / ES, Munich, Germany): The Investigation of Planetary Atmospheres by Stellar Occultations; Gerardo Avila (ESO, Garching, Germ.): Amateur Spectral Observations; Mark Kidger (IAC, Tenerife, Spain): Amateur Blazing Monitoring - Outburst Alerts; John Mattox (Inst. for Astrophys. Research, Boston University, U.S.A.): A Proposed Automatic Telescope Network (ATN) for Multi-Longitude Photometry. Nach jedem Vortrag bekam der Referent als kleines Dankeschön eine Reihe von Sofi Briefmarken aus dem Ausland; die Deutsche Bundespost hatte, trotz zahlreicher Eingaben beschlossen, keine Sondermarke herauszugeben. Nach jeder beendeten Session war Zeit für Diskussionen. Zwei Stunden Mittagspause, und kürzere Kaffeepausen unterbrachen die einzelnen Beiträge, so daß die Konzentration immer wieder aufgefrischt werden konnte. Am Abend folgte eine Exkursion zur Bayerischen Volkssternwarte München, die Evi Hummel die Gäste sachkundig führte. Der Montag Morgen, 9.8., bot »das Herzstück« der Tagung mit der Session III: Perspectives of Astronomy with the VLT zu der Richard West eine Einführung gab: The VLT Project - Science and Technology. Unter der Leitung von Massimo Tarenghi schloß sich eine Video - Konferenzschaltung über Satellit direkt in die VLT - Schaltzentrale auf dem Cerro Paranal an. Das ist der 2635m hohe Berg in der Atacama-Wüste, der ca. 350 klare Nächte pro Jahr bietet und als trockenste Gegend der Welt gilt. Die Tagungsteilnehmer konnten mit den gerade vor Ort weilenden Astronomen reden und Fragen stellen. Dabei wurde klar, daß nur ein äußerst präziser Arbeitsplan die nötige Effektivität bringt (»Nur mal so Saturn angucken mit acht Metern Öffnung is' nich'!«), kostet doch eine einzige Beobachtungsnacht 100.000.- DM. Wieder ins ESO - Auditorium zurückgekehrt, berichtete Massimo Tarenghi noch Einzelheiten über die »Unit 1«, die erste Einheit eines 8-m-Teleskops, der noch drei weitere folgen und gab einen faszinierenden Blick in die
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Zukunft dieses Sternwartenstandortes, für den weit größere Teleskope geplant werden. Im Anschluß daran berichtete Hans Ulrich Kaeufl über Infrared Astronomy with the VLT. Am Nachmittag folgte die Fortsetzung der Session III, in der David Dunham, Präsident der IOTA, U.S.A., berichtete über: Observing the August 11th Solar Eclipse Near the Edges of the Path of Totality. Session IV mit Chairman David L. Crawford hatte Light Pollution zum Thema. David L. Crawford (IDA International DarkSky Association, Inc., Tucson, U.S.A.): Light Pollution - Preserving Our Dark Skies; Mary Crawford (IDA, Inc., Tucson, U.S.A.): IDA, A Status Report; Mario Di Sora (Campocatino Astronomical Obs., Guarcino, Italy): Rules and Laws against Light Pollution in Italy. Session V: The Contribution of Amateurs to Astronomy brachte Dienstag Vormittag, 10.8. mit Chairman Mark Kidger folgende Beiträge: Hideo Sato (National Astronomical Observatory, Mitaka, Japan): Photometric and Polarimetric Observations of VV Cephei; Salvador Sanchez (Observatori Astronomic de Mallorca, Costitx, Spain): Astrosplai i natura - Education and Public Outreach at OAM; Carolyn Collins Petersen (Sky Publishing Corp., Cambridge, U.S.A.): New Models for Professional - Amateur Cooperation; Fred. A. Ringwald (Florida Inst. of Technology, Melbourne, U.S.A.): The International Small Telescope Cooperative; David L. Crawford (IDA, Inc., Tucson, U.S.A.): A Few Other Areas of Collaboration. Der Nachmittag war dann jenem Ereignis gewidmet, das der Anlaß dieser Tagung war. Klaus Reinsch führte als Chairman durch die Session VI: Solar Eclipses Dietmar Staps (VdS Solar Section, Wiesbaden, Germany): Observing Solar Eclipses; Bill Kramer (Columbus Astronomical Society, Dublin, U.S.A.): Eclipse Photographs Through a Small Telescope; Ted Saker, Jr. (Columbus Astronomical Society, Columbus, U.S.A.): Amateur Videotaping of Solar Eclipses; Dietmar Staps, Gerd Schröder (VdS Solar Section): Eclipse Weather Prospects for Central Europe; Gerd Schröder (VdS Solar Section, Gauting, Germany): Eclipse Observing Sites in the Garching Area. Gerd Schröder (VdS-Fachgruppe Sonne), der unweit von Garching lebt, hatte sich bereit erklärt, Beobachtungsplätze für die Tagungsteilnehmer aufzuspüren und zu reservieren: Bauerngehöfte, Sportplätze etc., die Stromanschlüsse und sanitäre Einrichtungen boten - und natürlich den freien Blick in die richtige Himmelsrichtung. Der einzige Risikofaktor war »nur« noch das Wetter. Wir hatten einen Bus gechartert, der die Gruppe ab 8 Uhr des Finsternistages chauffieren sollte. Am Dienstag Nachmittag sah alles noch so aus, als gelte es, den Bus so weit wie möglich nach Westen zu dirigieren. Die Nacht war ungewöhnlich sternenklar - die Hoffnungen stiegen...
Mittwoch, der 11.August - Finsternistag! Für diesen Tag hatte die VdS-Fachgruppe Sonne drei Jahre Vorbereitungszeit investiert. Und nun war alles nur noch von Wolkenlücken abhängig. Der Wetterbericht wußte zu berichten, daß alles anders sei als gestern vermutet. Stuttgart sei völlig verregnet, aber derjenige, der sich gen Osten der Republik aufmache, hätte gute Chancen - die Gegend um Rosenheim sei zu empfehlen. Also dirigierten wir unseren gecharterten Bus nach Osten, in der Hoffnung, daß wir einen Platz finden würden, von dem aus wir beobachten könnten. Vergessen waren unsere reservierten Beobachtungsplätze, die alle nördlich oder westlich Garchings lagen, vermessen war, wer jetzt noch glaubte, ein vollständiges vorbereitetes Beobachtungsprogramm durchführen zu können. Die Wahl war nur noch zwischen Wolken, Platzregen oder eben manch kleiner Wolkenlücke, die die Sicht minutenweise freigab. Wir fanden sogar eine Anhöhe, auf der Platz war für den Bus, den ihm angeschlossenen PKWs und allen Beobachtern. Und so hatten wir dann auch Unglück im Glück: die partielle Phase war lückenhaft aber immerhin(!) bis zwei Minuten vor der Totalität zu verfolgen. Es wurde dunkel, und währenddessen hielt sich eine kleine aber gemeine Regenwolke vor der Sonne fest. Sie entschloß sich aber zwei Minuten nach der Totalität rasch, den Blick auf die partielle Verfinsterung wieder freizugeben. Zurück in Garching, galt es, die Finsternisparty vorzubereiten. Nach dem Soundcheck der Berliner Band »Crocodile Pilots«, einem Zeitungsinterview des »Münchner Merkur« und dem Installieren der Videoprojektion konnte der Festsaal des Garchinger Bürgerhauses geöffnet werden. Bayerische Spezialitäten, ebensolches Bier und der glasreine Sound der »Crocodile Pilots« verdrängten eventuell vorhandenen Frust und sorgten für rundum gute Laune. Einige absolut frische und aktuelle Videoaufnahmen vom Tage wurden auf eine Großleinwand projiziert und siehe da: einige Kollegen hatten doch Glück gehabt und die Korona drehen können, u. a. Gerd Lausen und Michael Nezel (beide D), sowie Niels Zagers aus den Niederlanden. Den letzten Höhepunkt der Tagung bildete die Exkursion am 12.8., die zum Observatorium Wendelstein und zum Chiemsee führte. Für manchen mag die verpaßte Korona eine
Enttäuschung gewesen sein. Trotzdem entschädigte mich die Tagung vollständig. Mit immerhin elf Nationen vertreten, bildete sie ein gutes Fundament für neue, dauerhafte internationale Kontakte. Ich möchte an dieser Stelle Klaus Reinsch ganz herzlich für sein Engagement bei der Organisation der Tagung danken. Ohne ihn wäre sie in der Qualität nicht zustande gekommen. Ebenso danke ich Richard West für seinen Einsatz, daß uns die Tagungsstätte zur Verfügung gestellt werden konnte. Hierbei möchte ich in einem Atemzuge auch sei-
Massimo Tarenghi erklärt das VLT
Konferenzschaltung per Video zum VLT ner Sekretärin Elisabeth Völk danken, die während der gesamten Vorbereitungs- und der Tagungszeit unseren »guten Geist« bildete und uns in jeder Situation half - auch am Wochenende. Schließlich geht ein Dank an Evi Hummel, die kleinere, aber manchmal schwer per e-mail oder Telefonat aus der Entfernung zu lösende Probleme in die Hand nahm und vor Ort meisterte. Ein besonderer Dank geht natürlich an alle Referenten, die zum Teil sehr weite Anreisewege in Kauf genommen hatten, um an dieser Tagung teilzunehmen. Die Vorträge werden ab ca. Mitte Oktober ins Internet gestellt: http://neptun.uni-sw.gwdg.de/sonne/ eclipse99_conference.html
Volles Spektrum: Blues, R&B, Rock'n'Roll, C&W - die »Crocodile Pilots« auf der Sofi-Party
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VORANKÜNDIGUNG: 4. ATN 1999
Die Interessengemeinschaft Niederrheinischer Astronomievereine als Zusammenschluß der Moerser Astronomischen Organisation, der Rudolf-Römer-Sternwarte in Duisburg-Rheinhausen und der Vereinigung Krefelder Sternfreunde laden zur 4. Amateurastronomischen Tagung am Niederrhein (ATN) ein.
Veranstaltungsort: Mercator-Halle, Duisburg-Innenstadt Termin: Samstag, 23. Oktober 1999, 10:00 - 18:30 Uhr (Tagung)
Sonntag, 24. Oktober 1999 9:00 - 13:00 Uhr (VdS) Kontakt allgemein: Rudolf-Römer-Sternwarte, Tel.+Fax: (02151) 403285 Kontakt Aussteller: Hans Schremmer, M.A.O., Tel.: (02845) 91676, Fax: 91677 Kontakt Kurzvorträge: Helmut Gröll, M.A.O., Tel.: (0177) 2578393, e-mail: MAO@physik.de Anfahrt: Mit dem Auto von der A3/A40: Abfahrt DU-Kaiserberg (im ABKreuz Kaiserberg), 1. Ampel links, Richtung DU-Zentrum, den Schildern »Mercatorhalle/Parkhäuser« folgen (Parkhäuser Mercatorhalle bzw. Averdunk-Zentrum). Mit dem Auto von der A59: Abfahrt DU-Zentrum, Richtung DUZentrum, den Hinweisschildern »Mercatorhalle« folgen (Parkhäuser Mercatorhalle bzw. Averdunk-Zentrum). Mit dem Zug, der S-Bahn oder mit dem Bus: Bis DU-Hauptbahnhof, ca. 5-10 Minuten Fußweg
Tagungsprogramm am 23. Okt. 1999
Vorträge (Ort: Kleiner Saal)
9:45 Uhr 10:00 - 10:45 Uhr Referent:
Eröffnung Einführung in die Astrofotografie Axel Martin, Turtle Star Observatory Mülheim Jeder, der eine Kamera bedienen kann, kann auch Astrofotografie betreiben. Je aufwendiger die Instrumente, desto bessere Ergebnisse lassen sich natürlich erzielen. Doch das beste Gerät hilft nichts, wenn man nicht weiß, wie es genutzt werden kann. Axel Martin zeigt die wichtigsten Techniken für gute Astrofotos.
10:00 - 11:30 Uhr Preisverleihung des Astrofoto-Wettbewerbs und Verleihung der VdS-Medaille
11:30 - 12:45 Uhr Referent:
Geschichte des Teleskops - von Leonardo bis VLT Dr. Jörg Schumann, Sternwarte Daun Die Geschichte des Teleskops ist eine eindrucksvolle Reise in die Vergangenheit. Jedoch nicht nur die Historie, auch modernste Entwicklungen wie das Very Large Telescope der ESO werden ausführlich dargestellt.
13:30 - 14:15 Uhr Referent:
Farbiges Weltall Rainer Gorissen (VKS) Gasnebel, Staub, Sternhaufen und Galaxien sind auch für fotografierende Astronomen erreichbar. Was das bloße Auge nicht sieht, zeigen Aufnahmen niederrheinischer Amateure.
14:30 - 15:15 Uhr Referent:
Die Sonnenfinsternis 1999 Dr. Werner E. Celnik, Rheinberg (VdS) Dr. Celnik stellt die schönsten Fotos der Sonnenfinsternis vom 11.8. vor und erzählt von den Höhen und Tiefen, diese Bilder zu erhalten.
15:30 - 17:15 Uhr Referent:
Mit dem Hubble-Space-Teleskop ins nächste Jahrtausend Dr. Florian Kerber, ESO Das Hubble-Space-Teleskop ist bekannt für
seine schönen Bilder weit entfernter Nebel und Galaxien. Welche Möglichkeiten bietet uns dieses Teleskop im neuen Jahrtausend?
17:30 - 18:15 Uhr Referent:
Supernova-Überreste Feuerwerk am Ende des Sternenlebens Prof. Dr. Wolfgang Sieber, Max-Planck-Institut für Radioastronomie, Bonn Sterne leben lange. Irgendwann aber wird jeder Brennstoff verbraucht, die Energiequelle, die den Stern zusammenhält, bricht zusammen. Es entsteht eine Nova oder Supernova. Was aber steckt hinter den Supernova-Überresten?
18:30 Uhr
Ende der Veranstaltung in der Mercator-Halle
ab 19:00 Uhr
Astro-Klönabend im Schacht 4/8, Düsseldorfer Straße.
Eintritt:
Besuch der Ausstellung und aller Vortrags-Veranstaltungen: DM 8,-. Schüler, Studenten und VdS-Mitglieder DM 5.-
Tagungsprogramm am 23. Okt. 1999
Workshops und Tagungen (Ort: Seminarraum)
10:00 - 11:00 Uhr FAV-Mitglieder-Versammlung (Nur Mitglieder!)
11:00 - 12:45 Uhr Sternzeit-Herausgeber-Versammlung (Für Sternzeit-Herausgebervereine)
13:30 - 15:00 Uhr Koordination:
Workshop »Astrofotografie« M. Kunze, E. Rixen, U. Teschke Grundlegende Techniken werden erarbeitet. Erfahrene Astrofotografen zeigen Methoden, die bei klarem Himmel direkt in die Praxis umgesetzt werden können.
15:30 - 17:30 Uhr Koordination:
Amateurastronomische Kurzvorträge Helmut Gröll, M.A.O: Amateurastronomen haben in diesem Forum Gelegenheit, ihre Ergebnisse in Form von Kurzbeiträgen darzustellen. Die Dauer sollte zwischen 10 und 20 Minuten liegen. Anmeldungen bis zum 30.9.1999 beim Koordinator (Adresse siehe oben). Danach erfolgt die Auswahl der Vorträge. Die Autoren werden benachrichtigt. Das aktuelle Programm liegt auf dem ATN aus.
Rahmenprogramm
Ganztägig:
Astro-Vereine stellen sich vor; Postersession,
Verkauf astronomischer Geräte und Zubehör;
Verkauf von astronomischen Büchern; Tausch-
börse; Ausrüstungsberatung für Einsteiger
Programm am 24. Okt. 1999 Mitgliederversammlung der VdS (Ort: Studio M)
9:00 Uhr 10:00 Uhr 13:00 Uhr Organisation:
Einlaß in das Studio M Beginn der Mitgliederversammlung Voraussichtliches Ende Vereinigung der Sternfreunde e.V.
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Tagung der VdS-Fachgruppe
»Kleine Planeten«
Jens Kandler
Vom 26. bis 27. Juni 99 führte die VdS Fachgruppe »Kleine Planeten« eine Tagung in der Starkenburg - Sternwarte Heppenheim durch.
Zu Beginn der Tagung begrüßten Alfred Sturm, Leiter der Sternwarte, Otto Guthier, Vorsitzender der VdS, und Gerhard Lehmann, Leiter der Fachgruppe, die 44 Teilnehmer der Tagung aufs herzlichste und wünschten der Tagung einen guten Verlauf. Den ersten Vortrag, bei dem es um visuelle Beobachtungen von Kleinplaneten ging, hielt Werner Hasubick. Dabei stellte er seine Beobachtungen, speziell die von erdnahen Objekten, vor. Martin Federspiel referierte danach über »Last-minute-predictions von Sternbedeckungen im Zeitalter von Hipparcos«. Anhand von ausgewählten Beobachtungsergebnissen zeigte er, wie wichtig diese Beobachtungen sind. Nach einer Kaffeepause stellte Matthias Busch die Planetariumssoftware EasySky vor. Die von Ihm entwickelte Software, deren Schwerpunkt auf Kleinplaneten liegt, beinhaltet viele nützliche Tools für den Beobachter. Wolfgang Ernst berichtete in seinem Beitrag über das Hilda-Dreieck über die Besonderheiten dieser Kleinplanetenfamilie. Mit dem Planetariumsprogramm EasySky zeigte er, wie sich die Hilda-Planetoiden hauptsächlich in drei Punkten auf Ihrer Bahn aufhalten und diese bei ihrer Bahn um die Sonne wechseln. Dann hielt Dr. Peter Kroll von der Sternwarte Sonneberg, den Vortrag »Kleinplaneten in Plattenarchiven, Potential und Probleme«. Das Plattenarchiv der Sternwarte Sonneberg wird zur Zeit digitalisiert und soll über das Internet zugänglich gemacht werden. Hier besteht die Möglichkeit, neue Kleinplaneten auf älteren Photoplatten zu identifizieren, um die Bahn besser bestimmen zu können. Dr. Gerhard Hahn vom DLR Berlin referierte im Anschluß an die Mittagspause über »Erdnahe Asteroiden und Kometen sowie deren Ursprung, Dynamik und physikalische Eigenschaften«. In dem einstündigem Vortag ging er sehr ausführlich auf diese Objekte ein. Der Sternfreund Markus Grießer stellte die Sternwarte Eschenberg, die sich in der Nähe von Winterthur/Schweiz befindet, vor. In dieser Einrichtung werden erst seit wenigen Jahren Kleinplaneten beobachtet. Ein für Bahnrechner sehr interessanter Beitrag folgte von Martin Federspiel. Er stellte das Programm
BAHNVERB vor, mit dem man die Bahnen von Kleinplaneten selbst berechnen kann. Im letzten Vortagsblock am Samstag berichtete Dr. Gerhard Hahn über das deutsch/französische Asteroidensuchprogramm ODAS. Er ging dabei auch auf die Probleme mit ODAS ein. Über Erfahrungen mit einer CCD-Kamera ST8E sprach Gerhard Lehmann. Fazit des Vortrages war, daß die ST8E ein sehr nützliches Werkzeug für die Beobachtung von Deep-Sky-Objekten ist. Ihr Einsatz in der Kleinplanetenbeobachtung bringt im Vergleich zur preiswerteren ST6 keine nennenswerten Vorteile. Ein weiterer Erfahrungsbericht folgte von Erwin Schwab zur CCDKamera AP7. Diese Kamera zeigt für die Planetoidenbeobachtungen deutliche Vorteile wegen Ihrer höheren Quanteneffizienz. Die Mitwirkung der Fachgruppe in einer VdSZeitschrift war das Thema des Beitrags von Jens Kandler. Am Sonntagmorgen stellte Markus Kempf das französische Astrometrieprogramm PAP99 vor. Mit dem Programm besteht die Möglichkeit die Kleinplanetenaufnahmen zu bearbeiten und automatisch auszuwerten. Arno Gnädig zeigte in seinem Beitrag das gewaltige Potential, welche die Digitale Sky Survey, kurz DSS, für Kleinplanetenbeobachter enthält. Auf den Aufnahmen der DSS fand er viele neue Kleinplaneten in früheren Oppositionen wieder und wertete die Beobachtungen aus. Aufgrund dieser Messungen konnten auf Vorschlag von ihm im Monat Juni 1999 insgesamt 24 Kleinplaneten vom Minor Planet Center/USA numeriert werden. Über Ziele und Möglichkeiten von Spaceguard Foundation berichtete Dr. Gerhard Hahn. Dr. Börngen vom KSO Tautenburg unterstrich in seinem Vortrag »Die große Familie der Planetoidenbeobachter« die Wichtigkeit der Beobachtung von Kleinplaneten. Anhand von Beispielen zeigte er wie wichtig viele verschiedene Beobachtungen für die Numerierung eines Kleinplaneten sind. Über geplante und durchgeführte Raumfahrtmissionen zu Kleinplaneten und Kometen berichtete Andre Knöfel. Die Arbeit der Fachgruppe »Kleine Planeten« stellte Gerhard Lehmann in seinem Beitrag vor. Die über 30 Sternfreunde zählende Fachgruppe weist eine beachtliche Beobachtungsaktivität auf. Zum Schluß folgten noch zwei Kurzbeiträge von Reiner Stoss zu aktuellen Beobachtungen in der Sternwarte Heppenheim und Otto Guthier zur geplanten VdS-Zeitschrift. Ein großes Dankeschön geht an das Team der Sternwarte Heppenheim, die durch organisatorisches Geschick eine interessante und eindrucksvolle Tagung veranstaltet haben. Im kommenden Jahr wird die Tagung in der Walter-Hohmann Sternwarte Essen stattfinden.
VERANSTALTUNGEN
Oktober 1999 1.-3.10. 6. Schwäbisches Amateur- und Teleskoptreffen a. d. Roßberg, Kontakt: Sternwarte Albstadt, Hartmannstraße 140, D-72458 Albstadt 2.10. 19. Bochumer Herbsttagung Bo He Ta, Kontakt: Peter Riepe, Alte Ümminger Straße 24, D-44892 Bochum 23.10. 4. Amateur-Astronomische Tagung ATN am Niederrhein, Mercatorhalle Duisburg, König-Heinrich Platz, D-47051 Duisburg 24.10. 24. VdS-Tagung, Mitgliederversammlung der VdS, Studio M der Mercatorhalle Duisburg, Kontakt: Otto Guthier, Am Tonwerk 6, 64646 Heppenheim Jahr 2000 30.3.-2.4. Deep-Sky Tagung Eisenberg, Kontakt: Klaus Veit, Schafhofstraße 6, 90556 Cadolzburg 8.4. Würzburger Frühjahrstagung, Kontakt: Dr. Peter Höbel 16.-18.6. Kleinplaneten-Tagung der VdS-Fachgruppe, Kontakt: WalterHomann-Sternwarte in Essen, c/o Gerhard Lehmann, Persterstraße 6h, 09430 Drebach 30.6.-2.7. 7. Tagung der Fachgruppe CCD-Technik, Kontakt: Volkssternwarte Kirchheim, c/o Dr. Jürgen Schulz, Arnstädter Straße 49, D-99334 Kirchheim
OPTIK-TEST
Wie gut muß astronomische Optik sein? ... fragen Sie sich beim Kauf und der Nutzung astronomischer Geräte. Uns interessiert die gleiche Frage, wenn wir Optiken interferometrisch prüfen. Wir bitten Sie daher um Ihre Hilfe für eine umfassende Antwort mit einem guten Praxisbezug. Und so geht's: Ermitteln Sie das Auflösungsvermögen Ihres Fernrohrs in der Beobachtung von Doppelsternen, Mond oder Planeten, und senden Sie uns Ihre Beobachtungsergebnisse zur Auswertung. Als Dank für Ihre Mühe erhalten Sie: · eine Auswertung der gesamten Testreihe · einen Rabatt von 10 % bei Vermessung
eines optischen Systems in unserem Prüflabor (gültig bis 31.12.1999) Wir berechnen für Ihr Teleskop die theoretischen Angaben zum Auflösungsvermögen und vergleichen sie mit Ihren praktischen Beobachtungen. Wir werden bis Ende des Jahres 1999 Meßergebnisse sammeln und danach eine systematische Auswertung der Daten durchführen. Kontakt: Peter Rucks, (0 23 24) 3 98 - 403. Hier gibt's auch Tipps zur Durchführung der Beobachtungen. Anschrift für die Einsendung Ihrer Beobachtungsergebnisse: Paul Pleiger Maschinenfabrik GmbH & Co. KG, Geschäftsbereich Laseroptik Herrn Dipl.-Phys. Peter Rucks Im Hammertal 51 D-58456 Witten Fax: (0 23 24) 3 98 - 402
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Jahrestagung der VdS-Fach-
gruppe »Spektroskopie«
7. - 9. Mai 1999, Bonn
Seit Gründung der Fachgruppe im Jahr 1992 ist es noch nie so schnell gelungen, Tagungsort, Programm und Referenten für die jeweilige Folgetagung festzulegen. Ein erfreulicher Umstand, der zu deutlich weniger Arbeitsaufwand als in den Vorjahren führte. Den Fachgruppenmitgliedern Herrn Günther Müller (Bonn) und Herrn Manfred Ott (Bonn) möchte ich meinen ganz herzlichen Dank für die frühzeitige Bereitschaft, in Bonn Tagungsmöglichkeiten bereitzustellen bzw. zu organisieren, aussprechen. In den gepflegten und angenehmen Räumlichkeiten des katholischen Gemeindezentrums Am Brühser Berg in Bonn hatten wir diesjährig Gelegenheit, unsere Jahrestagung vom 7.-9. Mai durchzuführen.
Workshops und Äquivalentbreite Unmittelbar nach Abschluß der Tagung in Freigericht 1998 wurde klar, daß die beliebte Form des Workshops den Tagungscharakter 1999 bestimmen sollte - und daß das seit geraumer Zeit in der FG diskutierte Thema der Äquivalentbreite in Sternspektren den Tagungsschwerpunkt bilden wird.
Unzuverlässige Autoren Das übliche erste gemütliche Beisammensein am Freitagabend (7.5.) in dem italienischen Restaurant »NAPOLI« stand unter dem Vorzeichen unseres Projektes der »Einführungsschrift«. Die Unzufriedenheit des schleppenden Fortschritts dieses Vorhabens, verursacht durch bisher ausgebliebene, in Heppenheim 1997 jedoch zugesagte Beiträge einiger Autoren, deren Unzuverlässigkeit in dieser Form erstaunt, erforderte eine Umorientiertung der inhaltlichen Projektausrichtung mit dem Ziel, spätestens gegen Ende diesen Jahres zum Abschluß zu kommen. Auf Vorschlag des Unterzeichners werden deshalb wesentliche Kapitel aus einer vorliegenden Zulassungsarbeit zum Thema Spektroskopie in die Stoffzusammenstellung des Projektes aufgenommen.
Die NASA half aus Am Samstag (8.5.) sollten dann programmgemäß in praxisorientierten Gruppenarbeiten, an von FG-Mitgliedern selbst gewonnenen fotografischen und CDD-Sternpektren, die Vorgehensweise der Bestimmung der Äquivalentbreite erarbeitet werden. Bedauerlicherweise haben die schlechten Witterungsverhältnisse im Winter 98/99 diesem Vorhaben den Garaus gemacht. Mangels Spektren aus der FG sind deshalb digitalisierte Standardspektren aus einem NASA-Katalog herangezogen worden. Nach der Begrüßung durch Herrn Manfred Ott und der Vorstellung des Workshop durch den Unterzeichner, führte Dr. Andreas Kaufer von der ESO die Teilnehmer in die theoreti-
schen Grundlagen der Äquivalentbreitenbestimmung ein. Die physikalisch/mathematischen Zusammenhänge der Normierung und der Spektrenreduktion wurden von Dr. Kaufer anschaulich dargelegt. Erfreulicherweise konnte Dr. Kaufer für diese Einführung eine etwas längere Vortragszeit gewährt werden als ursprünglich geplant.
Theorie und Praxis Im anschließenden Workshop versuchten zwei getrennte Arbeitsgruppen, ihre eigenen und die hinzugekommenen Kenntnisse vorwiegend an den erwähnten Standardspektren sowie an einigen fotografischen Spektren umzusetzen. Herr Dieter Goretzki (Langenselbold) und Herr Bernd Hanisch (Frankfurt/Oder) betreuten dabei die Arbeitsgruppe »Fotografische Spektren«, Herr Michael Büchner und der Unterzeichner die Gruppe »CCD-Spektren«. Die nach dem gemeinsamen Mittagessen geführte Diskussion zum Workshop des Vormittags, bot beiden Gruppen Gelegenheit zur ausführlichen Darlegung offener Fragen und Probleme bei der Bewältigung der Äquivalentbreitenbestimmung.
Historie, Gegenwart und Zukunft Professor Dr. Edward Geyer (ehem. Observatorium Hoher List) eröffnete die anschließende Vortragsreihe mit einem Beitrag zur »Instrumentellen Entwicklung der astronomischen Spektroskopie«. Eine Retrospektive der historisch überaus interessanten Intrumentenentwicklung führte zu ersten Arbeiten von Grimaldi/Boyle/Römer und Newton des 17. Jh., wobei letzterer mit seiner camera obscura (Lochkamera), die Entwicklung des ersten Doppelmonochromators einleitete und die darüber hinaus zu Erkenntnissen der Brechungsindizes von Gläsern führte. Hier wurden die Eckpfeiler der Instrumentenentwicklung von Wollaston und Fraunhofer des 18. und 19. Jahrhunderts gesetzt. Fraunhofers erste Radialgeschwindigkeitsmessungen und Erfindung der Gittergleichung waren die Folge. Mit einem kurzen Überblick über die heute verwendeten Spektrographentypen, beendete Prof. Geyer seinen Vortrag. Herr Thilo Bauer (Bonn) erweiterte bzw. ergänzte in seinem Beitrag die astronomische Spektroskopie um den Sektor der methodischen Anwendung der CCD-Technik (nicht nur für Amateure). Dabei ging Herr Bauer speziell auf Entwicklungsarbeiten während seiner Tätigkeit bei Prof. Geyer auf dem Hohen List ein. Herr Hans Georg Zaunick (Radebeul), bekannt durch seinen Beitrag über hochaufgelöste Sonnenspektroskopie auf der Tagung 1997 in der Sternwarte Heppenheim und seinem Aufsatz zum gleichen Thema im FGRundbrief Nr.17, veranschaulichte auch dies-
mal wieder in beeindruckender Weise, zu welchen Leistungen und Erkenntnissen Amateure der Solarspektroskopie bei ausreichender Sachkenntnis, Akribie und instrumenteller Ausstattung gelangen. Der Sonntagvormittag (9.5.) war zunächst geprägt durch einen von Herrn Günter Gebhard (Neumarkt) geleiteten Workshop mit dem Thema: Erzeugung synthetischer Spektren. Im Rahmen dieser Rechnerdemonstration wurden die wichtigsten Anwendungsschritte eines Programmes zur Berechnung synthetischer Spektren mit dem Programm SPEKTRUM v. R. Gray (Virginia,U.S.A) vorgeführt. Von Herrn Gebhard gerechnete, beispielhafte Synthesespektren bildeten die Grundlage der anschließenden Ergebnisdiskussion. Herr Frank Hase (Karlsruhe) referierte in einem beeindruckenden Beitrag anschließend über eigene Messungen zur Radial- und Rotationsgeschwindigkeit, d.h. des Dopplereffektes im eigentlichen Sinn an der Sonne. Für diese Messungen kamen die von Herrn Hase selbstgebauten hochauflösenden Spaltspektrographen zum Einsatz. Als professioneller Spezialist auf dem Sektor der Spektroskopie, demonstrierte er Messungen zur Solarpulsation, wie sie jedoch nur mit ebenso professioneller Ausstattung nachweisbar sind. Ein Highlight zum Tagungsschluß setzten die Herren Gerardo Avila, Carlos Guirao und Jesus Rodriguez von der ESO. Gerardo Avila und Carlos Guirao berichteten vor allem über Ent-wicklungarbeiten zur Spaltspektroskopie mit dem Schwerpunkt der Glasfasereinkopplung und Positionierung. Wenngleich der heutige technische Standard astronomischer Spektroskopie an Großteleskopen (ESO) die Bemühungen des Amateurs wieder amateurhaft aussehen lassen, so ließen die Herren von der ESO mit ihrem Beispiel der Entwicklung und Anwendung eines Spaltspektrographen für Amateure keinen Zweifel daran, daß professionelle Methodik in der spektroskopischen Beobachtung und Auswertung dem Amateur nicht versagt bleiben müssen. In einem über einstündigen, sehr detaillierten und dennoch zu keinem Zeitpunkt ermüdenden Beitrag, ist diese erfreuliche Tatsache deutlich geworden.
Fachgespräche mit Tiefgang
Die gemütlichen Stunden des Zusammen-
seins bei den Mittag- und Abendessen trugen
über alle Beiträge hinaus ganz wesentlich zur
weiteren Vertiefung der »Tagesthemen« bei.
Einige Fachgespräche mit Tiefgang belegten
eindrucksvoll, welch wichtiges und unver-
zichtbares Kommunikationselement die Jah-
restreffen der Fachgruppe »Spektroskopie«
darstellen. Wenn dann auch noch Rahmenbe-
dingungen mit Kaffee, selbstgebackenem
Kuchen und sonstigen Getränken zwischen
den Referaten bzw. in den Pausen geschaffen
sind, braucht man sich über den Erfolg dieser
Jahrestreffen nicht zu wundern.
Bleibt zu hoffen, daß die nächste Jahresta-
gung vom 12.-14. Mai 2000 in der Bergedorfer
Sternwarte (Hamburg) in gleicher Weise ein
Erfolg wird.
Ernst Pollmann
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Auf den Spuren Messiers, Herschels und der anderen klassischen Astronomen
Die Entdecker von heute haben es leicht. Dank der modernen Sternkarten in Büchern oder auf dem PC, die teilweise ein unglaubliches Detailreichtum aufweisen, ist es uns möglich, die exotischsten Objekte aufzuspüren und zu beobachten. Doch ist das überhaupt noch entdecken? Entdecken im eigentlichen Sinne heißt, die Decke des Unbekannten zu entfernen. Das bedeutet, immer etwas neues (zumindestens für den Entdecker neu) und vielleicht sogar unerwartetes zu erkennen, zu registrieren und zu beschreiben.
Vermutlich wird sich der Großteil unserer Leser damit beschäftigen, auf Sternkarten zu schauen. Danach wird per Star-Hopping das gewünschte Objekt angesprungen und vielleicht auch erkannt (oder gewünscht). Mittlerweile geht das sogar automatisch per Computer - sehr rühmlich. Dieses astronomische »Malen nach Zahlen« gipfelt dann in Beobachtungen wie die des 3" messenden planetarischen Nebels Pease - in M15. Doch Vorsicht, oft ist beim Extrembeobachten der Wunsch Vater des Erkennens. Woher wissen wir denn überhaupt um die Existenz dieser Deep-Sky-Objekte? Doch nur dadurch, daß mit systematischen Himmelsdurchmusterungen und besonders durch die Erfindung des Teleskops die Astronomen den Himmel extrem erweiterten, uns somit die Kenntnis von der Tiefe des Weltalls brachten. Wir sollten uns der Leistung bewußt werden, welche die Astronomen mit den ersten Teleskopen vollbrachten. Wir urteilen oft leichtfertig und abfällig über die kleinen 6 cm Refraktoren oder das durch ein Lebensmittel-
discounter-Angebot populäre 3" Spiegelteleskop. Doch mit diesen Instrumenten wären die damaligen Forscher glücklich gewesen! Der Grundgedanke dieser Rubrik ist somit der, daß wir versuchen sollten, auch abseits der bekannten Objekte zu beobachten. Mir selbst ist es hin und wieder passiert, daß ich bei einem kleinen unkoordinierten Schwenk auf mir unbekannte Objekte stieß, und die spontane Überraschung und die Freude über das Unerwartete waren groß. Somit können wir uns in die Zeit zurückversetzen, in der die Entdeckungen noch visuell durchgeführt wurden, von Beobachtern, die nicht wußten wo sich welche Objekte aufhalten, geschweige denn, um was es sich dabei handelt. Die Karte auf dieser Seite soll als Kopiervorlage dienen und enthält alle Sterne bis 6.7m. Glücklich sei der, dessen Standort soviel für das bloße Auge zuläßt. Tragen Sie einfach weitere Leitsterne (Sucherfernrohr !) ein und die genaue Position der Objekte (Nebel, Sternhaufen, Assoziationen, Doppelsterne, farbige Sterne). Diese können nummeriert und im
Anhang beschrieben oder genauer skizziert werden. Und bitte nicht vorher spicken! Angaben zur Grenzgröße, Vergrößerung, benutztes Fernrohr, Datum, Uhrzeit und Besonderheiten sind essentiell. Hier sind Sie, liebe Leser, aufgefordert, uns Ihre Erfahrungen bei diesem Experiment mitzuteilen. Wie war ihre Methodik? Welches waren ihre größten Schwierigkeiten? Welches die schönsten Momente? Natürlich werde ich selbst es versuchen, wobei ich leider den Nachteil habe, diese Gegend durch die Auswahl ein wenig zu kennen. Ich möchte natürlich, daß Sie Entdeckungserfolge verzeichnen, denn diese motivieren! Erwünscht sind auch Ihre eigenen Vorschläge für eine Himmelsregion. Schicken Sie sie oder Ihre Beobachtungen bis zum 30.11.1999 an die Redaktion ein! Für die Arbeit hilfreich ist, wenn der Himmelsausschnitt von hellen Sternen eingegrenzt wird. Die Region sollte jedoch nicht gerade im Virgohaufen sein! Viel Spaß! Ergebnisse veröffentlichen wir im Frühjahrsheft des VdS Journals. Torsten Güths
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SERVICE > TIPS FÜR BEOBACHTER
Projekt: M wie Messier Torsten Güths
Ominöse Abkürzungen in Verbindung mit Zahlenkombinationen - sie durchziehen die Astronomie wie ein roter Faden. Das muß letztendlich so sein, da die Astronomie wie alle Wissenschaften ihren Forschungsgegenstand systematich erfassen und beschreiben muß. So tauchen dann Kombinationen wie NGC7331, UGC6670, IC1420, PK60-4.1, DoDz2, M74 und viele mehr auf. Die Buchstaben kennzeichnen den Katalog, dem dieses Objekt zugehört, die Zahl den systematischen Eintrag. So steht NGC für »New General Catalogue«, UGC für »Uppsala General Catalogue«, IC für »Index Catalogue«, PK für »Perek&Kohoutek« und DoDz für »Dolidze/Dzimselejsvili«.
Dem »M« wollen wir uns in den folgenden Ausgaben des VdS-Journal für Astronomie widmen. Es steht für den französischen Astronomen Charles Messier (1730 bis 1817), der den ersten Katalog von nichtstellar erscheinenden Himmelsobjekten zusammenstellte. Messiers Ziel war die Suche und Beobachtung von Kometen, von denen er 13 neu entdeckte. Hierbei stieß er gelegentlich auf weitere nebelhafte Objekte, die ihn mehr verwirrten, als nutzten. Da sie sich nicht relativ zu den Umgebungssternen bewegten, konnte er sie in Sternkarten eintragen, damit er bei der weiteren Suche eine Referenz hatte, die ihn vor Verwechslungen schützte. So wuchs der Katalog auf 103 Objekte an. Viele dieser Einträge rühren auch von seinem Kollegen Pierre Mechain her. Die Geschichts-
forschung ließ den Umfang des Messierkatalogs mittlerweile auf 110 Objekte anwachsen, die Messier auch gesehen haben muß. Doch weist die Auflistung Ungereimtheiten auf: ein Objekt, M102, ist vermutlich M101, bzw. schreibt man der Galaxie NGC5866 diese Messiernummer zu. Ferner ist M40 ein Doppelstern und M73 eine kleine Assoziation von physikalisch nicht zusammenhängenden Sternen. Messier beobachtete damals mit einem Teleskop, das ungefähr einem heutigen guten Amateurfernrohr von etwa 10 cm Öffnung entspricht. Natürlich können wir mit einem solchen Instrument noch viel mehr Objekte wahrnehmen, doch sollten wir bedenken, daß Messier diese Objekte entdeckte. Darüber hinaus müssen wir
berücksichtigen, daß die systmatische Suche und Entdeckung der Nebelsterne nicht Messiers Ziel war. Das war die Beobachtung von Kometen. Hierin liegt auch der Grund, daß viele Deep-Sky-Objekte keine Messier Nummer tragen, obwohl sie hell genug dafür wären. Im VdS-Journal wollen wir mit dieser Kolumne die Tradition der nicht mehr erscheinenden Zeitschrift »Interstellarum« fortführen. Hier waren die Leser aufgefordert, ihre eigenen Beobachtungen einzureichen! Die Messierobjekte sind für ein solches Vorhaben ideal, da sie auch meistens für die Beobachtung mit kleinen Instrumenten ab Auge und Fernglas geeignet sind und Sie somit keine Traumsternwarte besitzen müssen, um sie zu beschreiben. In diesem ersten Teil sind die Beobachtungserfahrungen des Autors widergegeben. Hoffentlich wird das in den nächsten Ausgaben nicht wieder vorkommen müssen! Die nächsten 4 Messierobjekte für die Frühjahrsausgabe 2000 werden sein: M5-Schlange, M92-Herkules, M39-Schwan, M11-Adler. Bitte schicken Sie Ihre Beobachtungseindrücke zu diesen Objekten an die Redaktion, unter dem Stichwort Messierobjekte, zu! Einsendeschluß ist der 30.11.1999. Vergessen Sie bitte nicht, die Beobachtungsumstände anzugeben: zumindestens Grenzgröße mit bloßem Auge, Instrument und Vergrößerung.
M31, NGC224
Objekttyp:
Sb Galaxie aus einem
15 Grad -Winkel gesehen
Entfernung:
2,2 Mio Lichtjahre
Reale Ausdehnung: 120.000 Lichtjahre
Scheinbare Helligkeit: 3,4mag
Winkelausdehnung: 185' x 75'
Koordinaten:
RA: 0h43', Dekl. +41 Grad
Historisches: Als kleine Wolke am nächtlichen Firmament vermutlich seit Menschengedenken bekannt, wurde dieses Objekt vermutlich im 10. Jh. durch den persischen Astronomen Al Sufi als »Kleine Wolke« erstmals erwähnt. In den ersten Fernrohrbeobachtungen verglich man seine Erscheinung mit einer »Kerzenflamme
durch Horn betrachtet«. 1923 wurden durch die Fotografie mit dem damals größten Teleskop der Erde Veränderliche Sterne vom Cepheiden-Typ entdeckt und erstmals die Natur der Spiralnebel als unglaublich weit entfernte extragalaktische Welteninseln erkannt.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (visuelle beidäugige Grenzgröße mindestens 6mag)
Auge: Bereits mit bloßem Auge können wir ihn als vollmondgroßes längliches Wölkchen gut erkennen.
Fernglas: In kleineren Ferngläsern können wir bereits die hellere Kernregion mit den schwächeren Spiralarmen als schwach glühendes Halo ausmachen. Größere Ferngläser ab 70mm Öffnung zeigen mit zunehmender Himmelsqualität die vollständige Ausdehnung von über 2,5 Grad in der Längsachse.
10cm Öffnung: Wir sehen bei 30-facher Vergrößerung einen stark elliptischen Nebel, der auf der südlichen Seite hin stärker abgegrenzt erscheint als auf seiner nördlichen Flanke, zusätzlich 2 weitere Nebelflecken, die ihn umgeben wie 2 Satelliten. Es sind seine beiden Begleitgalaxien, die unseren Magellanschen Wolken ähneln.
Großer Andromedanebel
25cm Öffnung: Diese Instrumentengröße ermöglicht es uns, wesentlich mehr Strukturen zu erkennen. Bei ungefähr 70-fach sehen wir zwei Dunkelbänder deutlich an der hellen Kernregion vorbeischweben. Sie wirken, als wären sie mit einer Spraydose über den hellen Nebel hingesprüht. Weiter in östlicher Richtung sehen wir eine weitere Aufhellung in der Spiralarmregion. Es ist NGC206, eine gewaltige Sternenwolke. Interessant wird es, wenn wir uns quer zur Längsachse den äußeren Regionen nähern. Plötzlich sehen wir die Aufhellung der Arme, die sonst doch von der übermächtig hellen Kernregion eher überstrahlt werden. Ich selbst habe zwar noch nie nach den Kugelsternhaufen gesucht, jedoch sollten sie ab dieser Instrumentengröße als kleine unscharfe Sternchen 15ter Größe sichtbar werden. Mit zunehmender Übung gelingt es uns auch, diverse dunklere Stellen in der Spiralarmregion auszumachen. Es sind die Dunkelwolken, die die Arme abgrenzen.
Fotografie: Ab Brennweiten über 135 mm tritt die Spiralstruktur deutlich hervor. Als problematisch erweist sich allerdings die enorme Helligkeitsdynamik vom Andromedanebel. Um die schwachen Ausläufer zu fotografieren, muß man sehr lange belichten. Ab 750mm Brennweite paßt M31 nicht mehr in das Bildfeld einer 35mm-Kamera.
M50, NGC2323
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Sternhaufen im Einhorn
Objekttyp:
Offener Sternhaufen
Entfernung:
2.900 Lichtjahre
Reale Ausdehnung: 16 Lichtjahre
Scheinbare Helligkeit: 6,3 mag
Winkelausdehnung: 16'
Koordinaten:
RA: 07h03', Dekl. -8 Grad
Historisches: Möglicherweise sichtete Cassini das Objekt als erster im Jahre 1711. Messier fand ihn 1772 wieder auf, als er einen Kometen beobachtete.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (visuelle beidäugige Grenzgröße mindestens 6mag)
einen Nebelflecken ausmachen. Größere Ferngläser ab 70mm Öffnung zeigen auch bereits erste Sterne in diesem Nebelflecken.
10cm Öffnung: Wir erkennen ihn voll aufgelöst. Sehr schön wirkt im Vergleich zu den weißen Sternen ein Exemplar eines rötlichen M-Riesensterns an der südlichen Seite.
25cm Öffnung: Naturgemäß zeigen 25cm und größere Spiegelteleskope noch mehr Sterne, die jedoch zum Teil nicht zu den Haufenmitgliedern zählen.
Auge: Mit bloßem Auge habe ich ihn bisher noch nicht eindeutig sichten können.
Fernglas: In kleineren Ferngläsern können wir nur
Fotografie: Erst ab Brennweiten über 200 mm lohnt sich die Fotografie, so daß wir Einzelsterne erkennen. Unter exzellenten Bedingungen können wir dabei auch den 2 Grad südlicher gelegenen schwachen Emissionsnebel IC2177 ablichten.
M66, NGC3627
Galaxie im Löwen
M66, 04.03.95,300mm-Schiefspiegler, Feff=3,6m, SBIG ST-6, 2x600sec , CCDOPS (C) Bernd Flach-Wilken
Objekttyp:
Sb Galaxie
Entfernung:
30 Mio Lichtjahre
Reale Ausdehnung: 70.000 Lichtjahre
Scheinbare Helligkeit: 8,9 mag
Winkelausdehnung: 8' x 4'
Koordinaten:
RA: 11h20', DE: +13 Grad
Historisches: Von Pierre Mechain im Jahre 1780 entdeckt. Messier verfehlte ihre Sichtung während er
seinen Kometen im Jahre 1773 verfolgte. Vermutlich war die Kometenhelligkeit daran schuld, daß er sowohl sie als auch den Nachbarn M66 wohl einfach übersah. Dieses Ojekt ist zwischen uns und dem Virgo-Galaxienhaufen gelegen, der sich 15 Grad weiter in südöstlicher Richtung befindet.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (visuelle beidäugige Grenzgröße mindestens 6mag)
Auge: Mit bloßem Auge nicht sichtbar.
Fernglas: In größeren Ferngläsern ab 10x50 können wir sie als schwachen Nebelflecken rechts neben M65 ausmachen.
10cm Öffnung: Im Fernglas noch wie zwei Zwillinge, können wir doch im kleinen Fernrohr bereits Unterschiede zum Nachbarn M65 erkennen. Sie ist etwas heller und nicht ganz so länglich wie ihre Nachbarmilchstraße. Wir sehen die hellere Kernregion und das sie umgebende struk-
turlose Spiralarmhalo. Bei geringer Vergrößerung ist die gesamte M65-M66-NGC3628 Gruppe im Sichtfeld, wobei die lichtschwache NGC3628 das schwierigste Objekt darstellt.
25cm Öffnung: Wie so oft bei Deep Sky Objekten gestaltet sich ab 20cm Öffnung die Beobachtung von M66 interessanter. Die zentrale Kernregion scheint schräg im länglichen Halo zu liegen. Im Übergangsbereich zeigen sich schon deutlichere Knoten. Für diese Detailsichtungen sollten wir aber auch schon Vergrößerungen um 150-fach anwenden. Im Jahre 1989 war eine Supernova von 12ter Größenklasse in M66, nördlich vom Kern, recht gut erkennbar. Ein 9mag Stern liegt nordwestlich vom Kern und südlich noch weitere sehr schwache Sterne. Sie sollten nicht als Supernova verwechselt werden.
Fotografie: Erst ab Brennweiten über 1000mm lohnt sich die Fotografie, um die Strukturen besser erkennen zu können. Kürzere Brennweiten ab 300mm zeigen ein Panorama mit einem schönen Galaxientrio M66 mit M65 und NGC3628.
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M65, NGC3623
Galaxie im Löwen
M65, 19.04.99, 400m-Hypergraph, Feff=3,2m, kein Filter, APOGEE AM13, 4x900sec, MIRA AM4.03 (C) Bernd Flach-Wilken
Objekttyp:
Sb Galaxie
Entfernung:
30 Mio Lichtjahre
Reale Ausdehnung: 75.000 Lichtjahre
Scheinbare Helligkeit: 9,3 mag
Winkelausdehnung: 8,7' x 2,2'
Koordinaten:
RA: 11h19', DE: +13 Grad Grad
Historisches: Von Pierre Mechain im Jahre 1780 entdeckt. Messier verfehlte ihre Sichtung während er seinen Kometen im Jahre 1773 verfolgte. Vermutlich war die Kometenhelligkeit daran schuld, daß er sowohl sie als auch den Nachbarn M66 wohl einfach übersah. Dieses Ojekt ist zwischen uns und dem Virgo-Galaxienhaufen gelegen, der sich 15 Grad weiter in südöstlicher Richtung befindet.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (visuelle beidäugige Grenzgröße mindestens 6mag)
Auge: Mit bloßem Auge nicht sichtbar.
Fernglas: In größeren Ferngläsern ab 10x50 können wir sie als schwachen Nebelflecken rechts neben M66 ausmachen.
10cm Öffnung: Mit kleineren Fernrohren und mittleren Vergrößerungen ist sie gut erkennbar. Die Gala-
xie erscheint in ungefährer Nord-Südrichtung elongiert und strukturlos mit zentraler Aufhellung (Kernregion). Bei geringer Vergrößerung ist die gesamte M65-M66-NGC3628 Gruppe im Sichtfeld, wobei hier die lichtschwache NGC3628 schwieriger sichtbar ist.
25cm Öffnung: Ab 20cm Fernrohröffnung wird die Beobachtung interessanter. Wir können das Spiralarmhalo besser erkennen und sie erscheint uns auch nicht mehr gleichförmig. Schwache Strukturen offenbaren sich besonders in der nördlicheren Hälfte. Schwache Vordergrundsterne sind in den äußeren Kernregionen eingebettet. Der hellste davon ist von 12ter Größe und sollte nicht irrtümlich als Supernova interpretiert werden.
Fotografie: Erst ab Brennweiten über 1000mm lohnt sich die Fotografie, wenn es darum geht, die Strukturen besser erkennen zu können. Kürzere Brennweiten ab 300mm zeigen ein Panorama mit einem schönen Galaxientrio M65 mit M66 und NGC3628.
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VEREINSNACHRICHTEN
Einladung zur 24. Tagung und Mitgliederversammlung der Vereinigung der Sternfreunde e.V. am 23. und 24. Oktober 1999 anläßlich der 4. ATN in Duisburg
Liebe Sternfreunde, hiermit laden wir Sie ganz herzlich ein zur diesjährigen Tagung und Mitgliederversammlung der Vereinigung der Sternfreunde e.V. Die Veranstaltung findet anläßlich der 4. Amateurastronomischen Tagung am Niederrhein (ATN) in Duisburg statt. Veranstaltungsort ist die Mercator-Halle in der Stadtmitte von Duisburg. Der Vorstand der VdS und die Veranstalter freuen sich ganz besonders, wenn recht viele Teilnehmer und Mitglieder an diesem Wochenende den Weg nach Duisburg finden. Die Tagung am 23.10. findet im kleinen Saal, die Mitgliederversammlung am 24.10. im Studio M der Mercatorhalle statt. Das Tagungsprogramm zusammen mit der Tagesordnung der Mitgliederversammlung wurde Ihnen bereits im August zugesandt. Der Eintritt für die Tagesveranstaltung am 23. 10. beträgt DM 8,-, für VdS-Mitglieder und Schüler DM 5,-. Eine Anmeldung ist erwünscht, aber nicht erforderlich. Die Mitgliederversammlung findet am 24. Oktober, 10:00 Uhr mit nebenstehender Tagesordnung statt. Wir freuen uns auf Ihren Besuch und verbleiben bis dahin mit sternfreundlichen Grüßen
Vereinigung der Sternfreunde e. V. Otto Guthier, Vorsitzender
Tagesordnung der Mitgliederversammlung der VdS e. V. am 24. Oktober 1999, 10:00 Uhr Studio M der Mercator-Halle, Duisburg
Top 1 Top 2 Top 3 Top 4 Top 5 Top 6 Top 7 Top 8
Top 9 Top 10 Top 11
Begrüßung Tätigkeitsbericht des Vorstandes Bericht der Kassenprüfer Aussprache über die Berichte Entlastung des Vorstandes Wahl des Vorstandes Wahl der Kassenprüfer Abstimmung über Herausgabe einer eigenen Zeitschrift für die Mitglieder Neufestsetzung des Mitgliedsbeitrages Nächste Mitgliederversammlung der VdS Verschiedenes
Eingaben und Änderungen zum Punkt »Verschiedenes« werden schriftlich erbeten bis zum 1. Oktober 1999 an den Vorsitzenden Otto Guthier, Am Tonwerk 6, 64646 Heppenheim. Wir erbitten Vorschläge für den Ort der nächsten Mitgliederversammlung.
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Bericht des Vorstandes 1999
Der Bericht des Vorstandes für 1997 und 1998 wurde bereits im VdS-Journal 1999 vorgelegt. Der vorliegende Beitrag erstreckt sich daher über den Zeitraum Januar bis September 1999. In diesem Zeitraum traf sich der VdS-Vorstand zu insgesamt 4 Vorstandssitzungen: 6.3. Hannover 9.5 Moers 19.6. Kirchheim (mit Fachgrup-
penreferententreffen) 18.9. Heppenheim Zentrales Thema auf allen Sitzungen und Zusammenkünften bildete die Vorbereitungsphase zur totalen Sonnenfinsternis am 11. August 1999. Dazu wurde am 23. Januar an der Geschäftsstelle in Heppenheim eine zusätzliche Arbeitssitzung abgehalten, um die Arbeiten im Vorstand und in der Fachgruppe Sonne zu koordinieren. Alle Arbeiten und Aktivitäten wurden für zwei Ebenen definiert und vom Vorstand und der Fachgruppe Sonne umgesetzt. Die Fachgruppenarbeit konzentrierte sich dabei auf die Kontakte zu Volkssternwarten, Planetarien und Vereinigungen entlang der Finsterniszone. Insbesondere durch das mit großem Beifall auf-
genommene Faltblatt zur Sonnenfinsternis, welches von der Fachgruppe Sonne konzipiert und hergestellt wurde, konnten die Informationen um das Thema weitergereicht werden. Die Macher um Peter Völker kümmerten sich um Konzept, Sponsoren, Kontaktadressen und den Vertrieb an über 150 verschiedene Adressaten. Insgesamt wurde das SoFi-Faltblatt, wie es genannt wurde, rund 250.000fach (!) gedruckt und verschickt! Die Fachgruppe organisierte darüber hinaus verschiedene Tagungen und Veranstaltungen in München und Garching, kontaktierte die Beobachtungscamps am Chiemsee um Andreas Murner und stand mit Uwe Reimann in Verbindung, der in Violau ein VdS-Jugendlager betreute. Die zweite Ebene wurde vom Vorstand selbst betreut und konzentrierte sich auf die eigentliche Öffentlichkeitsarbeit. Die Pressearbeit, zielte auf eine großangelegte Information der Öffentlichkeit ab. Jost Jahn erstellte eine Pressemappe, die auf über 40 Seiten über das Ereignis und die Beobachtung informierte. Für den 18. Juni lud die VdS zu einer zentral gelegenen Presse-
Abb.1: Pressekonferenz der VdS am 18. Juni 1999 im Physikalischen Verein in Frankfurt.
konferenz (Abb. 1) in den Physikalischen Verein Frankfurt ein, die vom Vorsitzenden und den Frankfurter Sternfreunden organisiert wurde. Presse, Rundfunk und Fernsehen nahmen an dieser Pressekonferenz teil. Werner Celnik und Jost Jahn erläuterten den Anwesenden den Ablauf und die Besonderheiten der totalen Sonnenfinsternis. Insgesamt wurden von der perfekt zusammengestellten Pressemappe 160 Stück angefordert oder den Medienvertretern übergeben! Axel Thomas redigierte ein im Stuttgarter Thorbecke-Verlag, erschienenes Buch zur Sonnenfinsternis, welches aus dem Französischen übersetzt wurde und bei dem die VdS die Mitherausgeberschaft übernahm. Dieses Buch erschien in einem originellen, weil runden Format und infor-
mierte die Leser umfassend über Sonnenfinsternisse! Einen zweiten Schwerpunkt der Vorstandstätigkeit bildete die Herausgabe einer eigenen Mitteilungsschrift. Die Mitglieder wurden über diesen Schritt bereits informiert. Nach Gesprächen mit den Herausgebern von »Sternzeit« und intensiven Diskussionen mit den Machern von »Interstellarum«, einer Publikation von drei VdS-Fachgruppen, die aber inzwischen leider eingestellt wurde, entschied sich der Vorstand für die Herausgabe der vorliegenden Schrift. In Zukunft werden unsere Mitglieder zweimal im Jahr von der VdS das in Eigenregie erstellte »VdS-Journal für Astronomie« erhalten. Nach monatelangen Diskussionen sind wir froh und glücklich darüber, nun ein eigenes Forum zu haben.
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VEREINSNACHRICHTEN
Dadurch wird sich auch an dem guten Verhältnis zu den bekannten, monatlich erscheinenden Astronomiezeitschriften »Sterne und Weltraum« und »Star Observer« nichts ändern. Im Gegenteil: Wir hoffen, daß mancher Bericht eines Sternfreundes, der in SuW keinen Platz gefunden hat, nun in der vereinseigenen Zeitschrift erscheinen kann. Der Vorstand ist sich darüber im klaren, daß wir damit Neuland beschreiten und das ehrgeizige Projekt viel Kraft (und auch Geld) benötigt. Wir wollen keine Konkurrenz schaffen zu den bestehenden Zeitschriften und Astropublikationen so mancher Vereinigung, sondern wir werden mit dieser Herausgabe eine Lücke im Bereich der Amateur-Astronomie zu schließen versuchen. Es soll eine praxisbezogene, objektorientierte und anschauliche Astro-Zeitschrift sein, die von und für Hobbyastronomen geschrieben und gestaltet wird.
Die Mitgliederzahl steigt weiterhin und überschritt die 3.600erMarke (30. Juni). Die VdS wächst zu einer großen Familie von Sternfreunden heran. Die vielseitige Arbeit wird dabei auch von den VdS-Fachgruppen verrichtet, ohne die eine so große Vereinigung nicht bestehen könnte. Auch an dem Erscheinungsbild und an der Präsenz der VdS wurde gute Arbeit geleistet. Nach dem Druck unserer 32-seitigen vielbeachteten Imagebroschüre wurde im April ein neues 4-farbiges VdS-Plakat gedruckt, welches auf dem ATT in Essen vorgestellt wurde. Mitglieder können dieses A1-Plakat gegen Einsendung von DM 9,00 in Briefmarken an der Geschäftsstelle abrufen. Auch die erstmalige Herausgabe und Verleihung der VdS-Medaille als Anerkennung für herausragende Arbeiten im Bereich der Amateurastronomie in Deutschland verdient an dieser Stelle Erwähnung. Der erste Preisträger
Mitglieder-
entwicklung der VdS
Otto Guthier, VdS-Vorstand
Die Mitgliederentwicklung in unserer Vereinigung verläuft weiterhin positiv. Allerdings ist die Zahl der Austritte im Jahr 1998 erstmals wieder deutlich gestiegen. Dies ist vor allem auf eine erhebliche Zunahme von Ausschlüssen bedingt durch Zahlungsausfall für Beitrag und SuW-Bezug zurückzuführen - innerhalb von drei Jahren hat sich diese Zahl fast verdreifacht! Auch durch Tod und Adreßänderungen mit unbekanntem Ziel ist ein ganz erheblicher Mitgliederschwund eingetreten. Die eigentlichen Aufkündigungen haben sich geringfügig erhöht, oft wurde der ständig steigende Bezugspreis für SuW genannt. Dies war auch der
gemessen sein! Und: Offenbar ist es vielen Sternfreunden nicht bekannt, daß es auch eine Mitgliedschaft ohne den Bezug von SuW gibt! Es besteht also kein Zwang, die sicherlich nicht gerade preiswerte SuW zu abonnieren! Nur: Ein Abonnement von SuW über unsere Vereinigung ist preiswerter (inklusive Mitgliedschaft) als ein Direktabonnement! Per Ende Juni betrug der aktuelle Stand bereits 3.609 Mitglieder. Damit fanden alleine 211 Neumitglieder im ersten Halbjahr den Weg zur VdS! Helfen Sie mit, Neumitglieder für die VdS zu werben. Als Dankeschön erhalten Sie ein VdS-Poster und unsere spezielle Imagebroschüre.
Abb.2: Mitglieder der VdS-Fachgruppen und des Vorstandes anläßlich eines Treffens am 18. Juni 1999 an der VdS-Sternwarte in Kirchhain.
Abb.1: Stetiges Wachstum. Die Grafik veranschaulicht den konstanten Zuwachs an VdS-Mitgliedern seit 1992.
Der Erfolg dieses Projektes hängt ganz wesentlich von Ihrer Mitarbeit, der Arbeit der VdS-Fachgruppen und des Vorstandes ab. Machen Sie mit und gestalten Sie Ihre Vereinszeitschrift! Auch im Jahr 1999 stand die Betreuung von Sternfreunden im Mittelpunkt unserer Tätigkeiten. Die Ereignisse um die Sonnenfinsternis trugen zu einer enormen Steigerung von Anfragen bei den Fachgruppen und der Geschäftsstelle bei. Unzählige Sternfreunde suchten Hilfe und Rat bei der VdS. Ohne die Unterstützung der Geschäftsstelle durch Frau Charlotte Wehking wäre diese Arbeit nicht zu leisten gewesen. Der Vorstand dankt ihr und Frau Hildegard Plötz, die die Mitgliederverwaltung betreut, für den nicht selbstverständlichen Einsatz.
erhält am 23. Oktober 1999 diese Auszeichnung im Rahmen der 24. VdS-Tagung. Sicherlich ließe sich an dieser Stelle noch über manche wichtige Arbeit und interessante Tätigkeit berichten, was jedoch diesen Rahmen sprengen würde. Eines jedoch liegt uns ganz besonders am Herzen: Wir möchten Sie aufrufen und bitten, sich in Zukunft aktiv an der neuen Zeitschrift durch Ihre Beiträge und Material zu beteiligen. Wir freuen uns, Sie am 24. 10. zu unserer Mitgliederversammlung in Duisburg willkommen heißen zu können. Machen Sie mit und unterstützen Sie Ihre VdS.
Für den Vorstand Otto Guthier
September 1999
Grund, weshalb einige Rentner und Pensionäre, die seit 1.1.98 keinen Anspruch auf Ermäßigung mehr hatten, es vorgezogen haben, aus der VdS auszutreten. Um es klarzustellen: Eine Mitgliedschaft in der VdS »kostet« DM 30,- pro Jahr und nicht pro Monat. Eigentlich sollte dieser Beitrag nicht zu hoch oder unan-
Stand per
Mitglieder
04.01.1991 02.01.1992 04.01.1993 07.01.1994 02.01.1995 08.01.1996 01.01.1997 01.01.1998 01.01.1999 30.06.1999
2.219 2.371 2.489 2.564 2.600 2.755 2.920 3.233 3.414 3.609
Nettozuwachs Prozent
+ 152 + 118 + 75 + 36 + 155 + 179 + 313 + 181 + 195
+ 6,8 + 4,9 + 3,0 + 1,4 + 6,0 + 6,5 + 9,7 + 5,6 + 5,7
VEREINSNACHRICHTEN
Jubiläen
Der Vorstand der Vereinigung der Sternfreunde e.V. gratuliert folgenden Mitgliedern für 20jährige, 30jährige und 40jährige Mitgliedschaft in der VdS sehr herzlich und bedankt sich für ihre Treue.
40jährige Mitgliedschaft Herrn Dr. med. Franz Kimberger, Fürth . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (577) Herrn Dr. Otto Zimmermann, Kirchheim/Teck . . . . . . . . . . . . . . . (578) Herrn Günter Brede, Hamburg . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (579) Herrn Wilhelm Knülle, Köln . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (583) Astronomisches Institut der Universität Basel, CH-Binningen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (600) Herrn Alfons Rubins, Kaiserslautern . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (602) Herrn Fried.-Wilhelm Neuhaus, Soest . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (605) Frau Dr. Marlene Mädlow, Berlin . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (610) Herrn Peter Frank Velden/Vils . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (624) Herrn Ludwig Feustle, Augsburg . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (633) Herrn Heinrich Treutner, Neustadt . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (642) Herrn Dietrich Zucht, Berlin . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (664)
30jährige Mitgliedschaft Herrn Gerhard Eller, Nidderau . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (1590) Herrn Gunter Otto, Münster . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (1608) Herrn Max Strauß, Berlin . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (1623) Herrn Peter Markworth, Waldems . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (1633) Ludwig-Uhland-Gymnasium, Kirchheim/Teck . . . . . . . . . . . . . . (1636) Herrn Dipl.-Chem.Erich Schmidt, Burghausen . . . . . . . . . . . . . . (1638) Herrn Dr. Roland Primas, A-Salzburg . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (1652) Herrn StR. Benno Schlereth, Haßfurt . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (1664) Herrn Reinhard Sitter, Passau . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (1667) Herrn Lothar Klaffke, Marl . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (1669) Herrn Wolfgang Moschner, Lennestadt . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (1673) Herrn Manfred Stimm, Plochingen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (1677) Herrn Meinulf Göckeler, Regensburg . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (1680)
20jährige Mitgliedschaft Herrn Emil Pallos, Saulheim . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (2906) Kieler Planetarium, Kiel . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (2908) Herrn Dr. E.-D. Schmitter, Hiddenhausen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (2910) Herrn Elmar Junker, DK-Fredericia . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (2913) Johann-Kern-Sternwarte e.V., Herrn Dr. Rolf Weidelt, Wertheim . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (2912) Herrn Bernd Kappes, Ludwigshafen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (2914) Herrn Klaus Jäger, Edertal-Buhlen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (2915) Herrn Karl Genz, Hückelhoven-Baal . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (2919) Herrn Matthias Spies, Wächtersbach . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (2920) Volkssternwarte Coburg (VHS), Coburg . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (2924) Herrn Dr. Wolfgang Stroh, Leverkusen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (2926) Frau Margit Jakob, Kirchheim/Teck . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (2929) Herrn Walter Conrad, München . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (2931) Herrn Peter Matzik, Burscheid . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (2933) Herrn Dr. Axel Thomas, Nieder-Olm . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (2934) Herrn Heinz Fuhr, Saarbrücken . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (2941) Vereinigung Gandersheimer Sternfreunde, Stefan Scharzer, Rosdorf . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (2942) Herrn Hans-Dieter Gera, Bochum . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (2944) Herrn Wolfgang Klaue, Düsseldorf . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (2948) Herrn Klaus Esser, Troisdorf-Eschmar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (2949) Herrn Albert Weitner, Griesheim . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (2950) Herrn Prof. Klaus Wiese, Jever-Moorwarfen . . . . . . . . . . . . . . . . . (2952) ASTRAG Fachhochschule, Mannheim . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (2962) Herrn Andreas Philipp, Hausen ob Verena . . . . . . . . . . . . . . . . . . (2965) Herrn Dr. Matthias Broschag, Berlin . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (2966) Herrn Dipl.-Ing. Rainer Steines, Osburg . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (2968) Herrn Dr. Franz-Josef Hambsch, B-Mol . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (2980) Herrn Dr.K. Sokolowski-Tinten,Oberhausen . . . . . . . . . . . . . . . . . (2981) Herrn Dr. Wolfgang Strickling, Haltern . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (2983) Herrn Peter Stättmayer, Herrsching . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (2986) Volkssternwarte Hof, Hof . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (2993) Herrn Jörg Dubiel, Renningen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (2995) Herrn Hans Ophey, Kevelaer . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (3000) Herrn StR. Francesco Presenti, Freiburg . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . (3001)
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Leserbriefe unserer Mitglieder
Mit dem Versand unseres zweiten VdS-Journals mit dem Titel »Journal 1999« erhielten wir eine Vielzahl von Briefen, die eine durchweg positive Resonanz auf die neue Vereinszeitschrift darstellten. Es gab auch eine kritische Stimme, die im Kernpunkt eigentlich den Sinn von verschiedenen Aktivitäten (Internetauftritt, Herausgabe von VdS-Vorstandsinfos in »Sterne und Weltraum«, »Star Observer«, etc. und der Herausgabe einer eigenen Mitgliederzeitschrift) in Frage stellte. Der Vorstand findet es aber gerade wichtig und sinnvoll, die VdS in verschiedenen Medien zu präsentieren und die Mitglieder zu informieren. Die neue Mitgliederzeitschrift »VdS-Journal für Astronomie« einerseits ist ein weiteres und ganz wichtiges Bindeglied in der Darstellung nach innen und nach außen und andererseits DAS FORUM für unsere Mitglieder. Wir drucken im Nachfolgenden einige Stimmen unserer Mitglieder ab:
Seit 1982 bin ich Mitglied der VdS und es versteht sich wohl von selbst, daß man als Amateurastronom einer solchen Institution angehört. Soweit es meine Zeit und die geographische Lage der Tagungsorte erlaubten, habe ich an Mitgliederversammlungen teilgenommen. Als neutraler Beobachter war mir am Beginn
meiner Mitgliedschaft aufgefallen, daß - bei allem Respekt für die damals geleistete Arbeit und dem Bemühen des damaligen Vorstandes - die VdS ein ziemliches Schattendasein führte und habe mich sehr gefreut, als 1995 das Strategie - Konzept beschlossen wurde, um der VdS zu einem neuen Image zu verhelfen. Was in
den wenigen Jahren sich jetzt in Form dieses Journals als Niederschlag der Arbeit der unmittelbar Beteiligten darstellt, übertrifft wohl die kühnsten Erwartungen. Ich kann nur für mich selbst sprechen, kann mir aber nicht vorstellen, daß es Vereinsmitglieder geben könnte, die nicht mit der gleichen Begeisterung dieses
Journal durchblättern. Es zeigt sich, zumindest für mich, wieder einmal, daß »etwas Gedrucktes« trotz modernerer Kommunikationsmittel den tieferen Ein"druck" hinterläßt. Die gesamte Aufmachung dieser Schrift kann nur als hervorragend bezeichnet werden und der Redaktion ist damit ein großer Wurf gelungen. Um meine »Laudatio« nicht unnötig in die Länge zu ziehen, gehe ich nicht auf einzelne Beiträge ein, von denen wohl keiner uninteressant ist. Aber die Beiträge zur kommenden Sonnenfinsternis verdienen es doch besonders herausgestellt zu werden. Bitte tun Sie alles, um dieses Journal auch im kommenden Jahr wieder erscheinen zu lassen und selbst, wenn Ihnen nicht jedes einzelne Mitglied seinen persönlichen Dank ausspricht, so möchte ich es zumindest für meine Person tun.
Gerhart Walther (Mitgl.-Nr. 3333)
...das VdS Journal 1999 ist wieder ein Highlight in unserem Vereinsleben. Es enthält sehr viele
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VEREINSNACHRICHTEN
Beiträge quer durch unsere amateurastronomische Tätigkeit. Ich glaube, dieses Journal wird der Aussage im Editorial » Ziel dieser Ausgabe ist es, den Erfahrungsaustausch unter Gleichgesinnten anzuregen...« voll und ganz gerecht. Als Mitglied der Fachgruppe Spektroskopie, erfreut mich ganz besonders, daß auch ein guter Artikel über Spektroskopie darin zu finden ist. Es wird vom Redaktionsstab der neuen VdSZeitschrift viel Können verlangt um an die Qualität dieses Journals heranzureichen.
Günther Müller (Mitgl.-Nr. 1396)
Endlich komme ich dazu, Vorstand und Redaktion meine Anerkennung auszusprechen für die hervorragende Mitteilungsschrift »Journal 1999«. Zu Text, Bilder und Gestaltung kann man nur gratulieren.
Siegfried Schöpfer (Mitgl.-Nr. 45)
Liebe Leute von der Vds, das Journal wird von Jahr zu Jahr besser. Eine tolle Leistung. Eigentlich müßte ich mich auch mal aufraffen, etwas zu »unserem« VdS Journal beizutragen. Vielleicht beim nächsten Mal. Tschüß von Mitgliedsnummer 3062 Dirk Lucius.
Dirk Lucius (Mitgl.-Nr. 3062)
Ich erhielt gestern das »VdS-Journal 1999«. Nach rascher Durchsicht (noch nicht gelesen!) bin ich begeistert vom Umfang und der Fülle der Informationen. Die Herausgabe eines neuen Mitteilungsblattes im Herbst finde ich gut.
Wolfgang Lehnen (6930)
Heute habe ich das VdS Journal erhalten und mich besonders über meinen veröffentlichten Artikel »Namibia - Astronomie unter dem Kreuz des Südens« gefreut. Die gesamte Mitteilungsschrift gefällt mir sehr gut und ich finde, die 17 Farbseiten werten das Heft zusätzlich auf. Daher habe ich mich entschlossen zwei weitere Exemplare bei Ihnen zu bestellen.
Michael Hoppe (Mitgl.-Nr. 4504)
Heute habe ich das VdS Journal 1999 erhalten und konnte mich den ganzen Abend nicht mehr davon trennen! Ich gratuliere Ihnen zu diesem überaus interessanten Heft und danke Ihnen und allen anderen Beteiligten für Ihre Arbeit
Günter Mair (6477)
Vielen Dank für die Übersendung des großartigen Journal 1999 mit den zahlreichen Sonnenfinsternis-Hinweisen. Als »Veteranin«, die 3 Totale Finsternisse erlebte (1954, 1959 u. 1961) bin ich besonders interessiert.
Ingeburg Falkenstein (428)
Wir freuen uns auf Ihre Anregungen und Verbesserungsvorschläge. Hiermit möchten wir Sie ermuntern uns zu schreiben und vielleicht auch Ihren 1. Beobachtungsbericht zu verfassen. Die nächste Ausgabe von »VdS-Journal für Astronomie« soll im Juni 2000 erscheinen. Zögern Sie nicht, schreiben sie uns:
Geschäftsstelle der VdS c/o Otto Guthier
Am Tonwerk 6, 64646 Heppenheim
SPENDEN
Der Vorstand bedankt sich herzlich für folgende Spenden,
die für 1998 eingegangen sind:
Mitgl.-Nr. Name
DM
1815 Peter Berger . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 50,00
693 Werner Weiser . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 67,00
3581 Bernd Wippich . . . . . . . . . . . . . . . . . . 117,00
1803 Horst Mack . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 107,00
971 Ernst Häring . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7,00
2233 Hans Ilincic . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7,00
5065 Dipl.-Ing. Carsten Moos . . . . . . . . . . 7,00
5937 Herbert Specht . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17,00
3448 Günter Stück . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37,00
3917 Dr. Ulrich Thümmler . . . . . . . . . . . . . 17,00
3920 Michael Wenzel . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17,00
6360 Dr. Norbert Stapper . . . . . . . . . . . . . . 20,00
2765 Dr. Otto Vogt . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 67,00
5127 Eberhard Quaas . . . . . . . . . . . . . . . . . 67,00
15 Ernst Büschel . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 117,00
4582 Thomas Witter . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17,00
4558 Dr. Hans Wolfgang Grueninger . . . . 17,00
3940 Silvia Otto . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 234,00
1324 Dr. Rainer Fuchs . . . . . . . . . . . . . . . . . 67,00
3605 Hans Gahler . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 47,00
4130 Peter Schulte . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17,00
1998 Gunnar Glitscher . . . . . . . . . . . . . . . . 67,00
867 Dr. Roman Schmid . . . . . . . . . . . . . . . 17,00
3703 Wolfgang Freimüller . . . . . . . . . . . . . 17,00
6492 Barbara Beyvers . . . . . . . . . . . . . . . . . 10,00
2098 Peter Ranly . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17,00
4457 Werner Wosch . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20,00
1459 Friedhelm Dorst . . . . . . . . . . . . . . . . . 67,00
3211 Peter Hosters . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17,00
3046 Werner Kuhlmann . . . . . . . . . . . . . . . 67,00
6184 Joachim Gräber . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30,00
1817 Bruno Breunig . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17,00
3091 Günter Dass . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 67,00
5518 Stefan Paulick . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30,00
5350 Dipl.-Kfm. Rudolf Stähler . . . . . . . . . 90,00
5949 Roland Eilting . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12,00
3921 Stephan Küppers . . . . . . . . . . . . . . . . 67,00
3546 Dipl.-Ing. Wolfgang Wildmann . . . . 17,00
4006 Johannes Klein . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17,00
3312 Peter Fischer . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17,00
Prof. Hugo Fechtig . . . . . . . . . . . . . . . 110,00
GEWA-Druck GmbH . . . . . . . . . . . . . 500,00
Gedanken zur Kommunikation
unter Sternfreunden
Otto Guthier
Der Erfahrungsaustausch unter gleichgesinnten Sternfreunden ist ein weitverbreiteter Wunsch vieler Amateur-Astronomen. Mit diesem Beitrag möchte ich Anregungen für einen Austausch geben und Mitglieder animieren, aktiv zu werden.
Sicherlich ist die astronomische Betätigung keine publikumsträchtige Angelegenheit. Der Kontakt und Umgang mit Geräten und Techniken zur Beobachtung von Objekten des Sternenhimmels ist stets der persönlichen Einstellung des Individuums Mensch unterworfen. Ist der eine Sternfreund von der Sonnenbeobachtung und von deren Flecken begeistert, so widmet sich ein anderer den Tiefen des
Weltraumes und jagt mit Gerät und Technik den lichtschwachen »Inseln« im Kosmos nach. Allen ist aber eines gemein: Die Begeisterung für die Astronomie und den »Wundern« des Himmels. Die Beobachtung dieser faszinierenden Objekte, die stets einem Naturerlebnis gleicht, setzt die Fähigkeit zum Genießen voraus. Die Schönheit der Gebilde, Formen und Farben; der Facettenreichtum von Licht und
Materiestrukturen mag eine Antwort auf die Frage geben, weshalb Sternfreunde weder Aufwand noch Mühe scheuen, um diesem Hobby nachzugehen. Doch viele, wenn nicht alle »Nachtschwärmer« verbindet ein weiteres gemeinsames Ziel: ihre Beobachtungen und Erfahrungen mit Gleichgesinnten auszutauschen. Dieses Bedürfnis können Zusammenkünfte an Volkssternwarten und Astronomischen Ver-
einigungen nur bedingt befriedigen. Sicherlich sind gut ausgerüstete Volkssternwarten ein guter Treffpunkt, um mehr über Astronomie, Fernrohre und den Kosmos zu erfahren. Es gibt aber auch viele AmateurAstronomen, die selbständig mit ihrem Equipment arbeiten wollen. Oft wird der Publikumsverkehr und die Öffentlichkeitsarbeit an Volkssternwarten als störend empfunden, wenn es
darum geht, eigene Beobachtungen oder Programme durchzuführen. Die meisten Volkssternwarten liegen aufgrund ihren Funktionen und Aufgaben oft in Stadtmitte und kämpfen mit dem Problem der immensen Lichtverschmutzung in unserem Land. Viele Sternfreunde entscheiden sich deshalb für abgelegene Beobachtungsstationen, oder sie sind mit ihren Geräten mobil. Gerade dieser letztgenannten Gruppe von Sternfreunden fehlt oft der Kontakt und die Möglichkeit zum Erfahrungsaustausch. Den elektronisch aufgerüsteten Sternfreunden steht seit einigen Jahren mit dem Internet ein Medium zur Verfügung, welches einen direkten Kontakt ermöglicht und in Sekundenschnelle Daten austauscht, Erfahrungen und Ergebnisse weitergibt. Die Vorteile dieses Mediums sind unbestreitbar. Mühsam einzugebende oder aufzutragende Positionen von Objekten gehören bald schon der Vergangenheit an. Solange Bedürfnis nach Informationen alleine besteht, ist das Internet unschlagbar. Dennoch können Bits und Bytes den persönlichen Kontakt, das Gespräch nicht ersetzen. Es ist sicherlich meine eigene Erfahrung, die ich insbesondere in den letzten Jahren gemacht
habe und daher subjektiv, aber es gibt zunehmend mehr Sternfreunde, die das persönliche Gespräch mit Gleichgesinnten suchen, um zu fachsimpeln sowie Rat und Hilfe einzuholen! Doch wie soll man in Kontakt treten, wenn der Empfänger im Umkreis nicht bekannt ist? Abhilfe bieten Treffen und Begegnungen von Sternfreunden. Dieser Gedanke ist sicherlich nicht neu. Eine Vielzahl von Tagungen, Workshops und Veranstaltungen im Bereich der Amateur-Astronomie werden jährlich durchgeführt. Auch die VdS-Fachgruppen tragen dazu bei. Diese Treffen finden allerdings nur einmal pro Jahr statt; für einen regelmäßigen intensiven Austausch besteht dabei nur bedingt Möglichkeit. Oft steht bei solchen Meetings die Kontaktaufnahme im Vordergrund. Die in den letzten Jahren deutlich gestiegenen Zahlen von Terminen und Themen belegt meines Erachtens das große Interesse an einem persönlichen Erfahrungsaustausch. Eine Antwort auf die Frage, wie regelmäßige und unkomplizierte Begegnungen und Treffen möglich sind, erhielt ich durch die Praxis: Auf Astromessen und Tagungen begegnete ich in den letzten Jahren einer Reihe von Sternfreun-
VEREINSNACHRICHTEN
den, die in der Umgebung meines Wohnortes lebten und sich mit der Astronomie beschäftigten. Was lag also näher, als diese »Astrofreaks« einmal zu einem Treffen einzuladen, um sich näher kennenzulernen. Gesagt - getan und am 8. Juli 1997 trafen sich bereits annähernd 20 Sternfreunde aus dem Umkreis. Schon am ersten Abend wurden Pläne geschmiedet, Gedanken ausgetauscht und Kontakte mit Gleichgesinnten hergestellt. Der Entschluß, sich in Zukunft regelmäßig treffen zu wollen, war schnell gefaßt. Außerdem sollten gemeinsame Beobachtungsabende durchgeführt werden. Zwei Jahre nach dem ersten Treffen, die seither in vierwöchigem Rhythmus durchgeführt werden, stehen fast 50 Sternfreunde im Raum Rhein / Main / Neckar auf der Liste. Diese Adreßliste enthält neben der Anschrift auch die Telefonnummern und, wenn vorhanden, die E-mail-Adresse, so daß untereinander ein Gedankenaustausch möglich ist. Dieses Modell ist sicherlich nicht einmalig in Deutschland, weshalb ich Sternfreunde, die solche »AstroStammtische« ins Leben gerufen haben, auffordern möchte, uns ihre Erfahrungen und Treffpunkte zu schildern, damit andere interessierte Sternfreunde dazu
stoßen können! Schön wäre es, wenn wir in unseren nächsten Ausgabe »VdS-Journal für Astronomie« weitere Termine und Treffpunkte mitteilen könnten. Sternfreunden, die auf der Suche nach Kontaktadressen sind, können unsere VdS-Mitgliederdatei in Anspruch nehmen. Nennen Sie uns den gewünschten PLZBereich in dem Sie Kontakt suchen, und wir senden Ihnen einen entsprechenden Auszug aus der VdS-Mitgliederliste zu. Schließlich möchte ich interessierte Sternfreunde bitten, diesem Modell zu folgen und solche Meetings zu veranstalten. Dabei ist der Aufwand nicht sehr groß und die Mühe wird durch interessante Kontakte und Gespräche belohnt!
ASTRO-STAMMTISCHE
Kontaktaufnahme: Otto Guthier Am Tonwerk 6 64646 Heppenheim Telefon 06252 / 787 154
Abb.: Teilnehmer des »AstroStammtisches« Rhein / Main / Neckar an einer gemeinsamen Beobachtungsnacht. Aufnahme: Stefan Weindl, Altglasterhausen
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Kirchheimer Nächte Michael Hensel
Die VdS-Sternwarte hat viel zu bieten. Hier ein paar Kostproben, die belegen, was mit der High-Tech-Ausstattung mitten in Deutschland möglich ist.
Große Kuppel der Sternwarte Kirchheim
Sternenfreunde bei CCD-Aufnahmen am Newton-Spiegelteleskop der Sternwarte Kirchheim. Im Kuppelspalt erkennt man das Sternbild Leier. 15 mm KB-Objektiv, Kodak Ektar 1000, ca. 1,5 min bei Blende 16 im Oktober 1995.
M1 500/2500 Newton Teleskop; ST6 Kamera; 7x60 sec. 12.3.99; 19:24 UT
M13 500/2500 Newton Teleskop; ST6 CCD-Kamera; 7x30 sec.; 13.3.99; 1:41 UT
M27 500/2500 Newton-Teleskop; ST6 Kamera; Deep Sky Filter; 6x90s. 21.8.96; 22:31 UT
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M51 500/2500 Newton Teleskop; ST6 Kamera; 5x30 sec, 2x60 sec, 3x120 sec = 10.5 min; 13.3.99; 0:32 UT
M64 500/2500 Newton Teleskop; ST6 Kamera; 4x60 sec; 23.4.99; 21:46 UT
M101 Astro Physics 4.1 Zoll Refraktor; Telekompressor f 4,5; ST6 Kamera; Deep Sky Filter; 2x10 min.; 11.3.97; 1:15 UT; 21.8.96; 22:31 UT
M81 500/2500 Newton Teleskop; ST6 Kamera; 7x60 sec, 4x120 sec = 15 min; 13.3.99; 23:06 UT
Pferdekopfnebel im Orion ST6 CCD-Kamera; 500/2500 Newton Teleskop; Rotfilter; 1x30 sec, 7x60 sec, 1x120 sec, gesamt 9,5 min;14.1.99; 21:15 UT
M82 500/2500 Newton Teleskop; ST6 Kamera; 5x60 sec, 2x120 sec = 9 min; 13.3.99; 23:33 UT
Rosettennebel ST5 CCD-Kamera; Nikon ED 80-200 / 2.8
bei 105 mm Bl. 2.8; 15 min belichtet; Deep Sky Filter; 25.10.95; 3:27 UT
Nördlicher Teil des Californianebels Astro-Physics 4.1 Zoll Refraktor; Telekompressor f 4.5 ST6 Kamera; Rotfilter; 3x10 min; 6.10.97
Region um Zeta Orionis und Pferdekopf, IC 434, NGC 2023, NGC 2024 RGB-Aufnahme: rot, grün, blau je 10 min, Astro Physics 4.1 Zoll Refraktor; Telekompressor f 4,5; ST6 CCD-Kamera; CFW-8 Filterrad; 6.10.97; 2:17 UT
Plejaden Astro Physics 4.1 Zoll Refraktor; Telekompressor f 4,5, ST6 Kamera; rot = 10 min; grün = 10 min; blau = 2x10 min; 29.9.97; 0:13 UT
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NGC 6960, Teil des Cirrusnebels 500/2500 Newton Teleskop; ST6 Kamera; Mosaik aus drei Aufnahmen je 90 sec; 20.8.96; 20:48 UT
Komet Hale-Bopp Astro Physics 4.1 Zoll Refraktor; Telekompressor f 4,5; ST6 Kamera; Deep Sky Filter; 2 Fotos à 2 sec im Abstand von 37 min. Bearbeitung mit Kai's Power Tools um die Veränderungen im Kern darzustellen.
Komet Tabur 500/2500 Newton Teleskop; ST6 Kamera; Deep Sky Filter; 20x30 sec. 14.10.96; 2:17 UT
Komet Hale-Bopp 500/2500 Newton-Teleskop; ST6 Kamera; Deep Sky Filter; 6x60 sec. 4.8.96; 21:16 UT
Perseide am 11.8.1996 Am linken Bildrand erkennt man die Milchstraße, der hellste Stern ist die Wega. 28 mm KB-Objektiv; Film: Pro Gold 400;
Komet Hale-Bopp Astro Physics 4.1 Zoll Refraktor; Telekompressor f 4,5, ST6 Kamera; Deep Sky Filter; 5 min., 8.3.97; 4:26 UT
Komet Hale-Bopp Astro Physics 4.1 Zoll Refraktor; Telekompressor f4,5, ST6 Kamera; Deep Sky Filter; 2x30 sec., 11.3.97; 3.52 UT
FACHGRUPPEN > AMATEURTELESKOPE
Die VdS-Fachgruppe »Amateurteleskope«
Elmar Remmert
Die VdS-Fachgruppe Amateurteleskope wurde im Jahre 1982 gegründet. Sie bietet Anfängern und fortgeschrittenen Sternfreunden eine individuelle Betreuung bei allen Fragen zu instrumentellen Problemen an.
Unsere Fachgruppenarbeit findet in erster Linie am Schreibtisch statt und besteht aus der Beantwortung von zahlreichen brieflichen sowie telefonischen Anfragen. Jährlich gehen etwa 250 Schreiben ein, unzählige telefonischen Auskünfte gar nicht mitgerechnet. Die starke Resonanz zahlreicher Sternfreunde zeigt uns die Bedeutung dieser Tätigkeit, so daß die Arbeit der Fachgruppe nun auch regelmäßig in der VdS-Zeitschrift repräsen-
tiert werden soll. Im VdS-Journal 1999, sozusagen der Vorläufer der 1. VdS-Ausgabe, haben wir das »Fernrohr des Sternfreundes« vorgestellt und sind auf wichtige Dinge eingegangen, die beim Fernrohrkauf berücksichtigt werden müssen. In der heutigen Ausgabe möchten wir durch die Veröffentlichung eines »Bezugsquellennachweises« etwas Klarheit im unübersichtlichen Marktangebot der zahlreichen Astrono-
miehändler bringen. Wir konnten aus Platzmangel und der Übersicht Willen nur die wichtigsten Händler aufführen. Man möge uns verzeihen, wenn hier und da beim Lieferprogramm einige Dinge nicht aufgeführt wurden, Dies würde den Rahmen eines Bezugsquellennachweises sprengen. Zukünftig möchten wir mit etwa 4 Seiten pro Ausgabe in der VdS-Zeitschrift vertreten sein. Wir planen eine Rubrik »Steckbrief«, wo wir pro Ausgabe ein Instrument in einem kurzen Praxistest vorstellen möchten. Es sollen allgemeine Themen über industrielle Instrumente (z.B. Vor- und Nachteile verschiedener Typen) und spezielle Fragestellungen aus der Praxis am Fernrohr behandelt werden. (z.B. Umgang mit Zubehör) Wir hoffen, daß wir mit diesem Vorhaben vor allem den Anfängern gerecht werden, denn sie bilden mit ca. 75 % Anteil den größten Bereich in unserer Fachgruppenarbeit.
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Bezugsquellennachweis
Stand : April 1999
Mit dieser Übersicht möchten wir vor allem den Anfängern einen Überblick über den aktuellen Markt an astronomischen Händlern geben. Diese Liste erhebt keinen Anspruch auf Vollständigkeit und beinhaltet nur die wichtigsten Astro-Hersteller in Deutschland. Die Beschreibung des Lieferprogramms kann aus Platz- und Übersichtsgründen nur in Stichpunkten erfolgen. Detaillierte Informationen können bei den einzelnen Händlern abgerufen werden.
Firma/Hersteller
AIT - Stefan Thiele Walkmühlstr. 4 65195 Wiesbaden Tel. 0611- 407226
APM - Markus Ludes Kapellenstr. 6 66507 Reifenberg Tel. 06375 - 6345
Astronomieservice »Copernicus« Blankenhainer Str. 48 99438 Bad Berka Tel. 036458 - 32639
Astro-Optik KELLER Kornweg 9a 93080 Pentling Tel. 0941 - 99 78 13
Astro-Shop Hindenburgstr. Ö1 22303 Hamburg Tel. 040 - 511 43 48
Lieferprogramm
Authorisierter Fachhändler für das Meade-Fernrohrprogramm Astro-Börse für gebrauchte Fernrohre Day-Star H-Sonnenfilter
Umfangreiches Fernrohrprogramm: Aries-Apochromate u. parallaktische Montierungen in diversen Größe Intes u. Intes Micro-Fernrohre, Bresser Professional-Teleskope, Borg-Fernrohre, TAL-Teleskope Star-Observer-Kuppeln (2,3 m - 5 m )
Umfangreiches Fernrohrprogramm: Aries-Apochromate, Intes u. Intes Micro-Fernrohre Konusscope-Fernrohre, Celestron-, Vixen u. Meade Teleskope
Generalvertretung für astronomische Optiken der Firma LOMO, Petersburg. Newton-Teleskope bis ca. 500 mm Öffnung, Dobson-Teleskope bis ca. 500 mm Öffnung, Spezialoptiken (z.B. 400 mm Hypergraph) Umfangreiches Programm an Selbstbauteilen
Umfangreiche astronomische Lehrmittel, z.B. Atlanten, Handbücher, englischsprachige Literatur, Diaserien, Software für PC-Anwendungen
Firma/Hersteller
Lieferprogramm
Astro-Versand Birkenstr. 14 72145 Hirrlingen Tel. 07478 - 26 16 13
Generalvertretung f. Takahashi-Fernrohre (Cassegrain-Teleskope von 180 250 mm, Fluorit-Teleskope von 78 128 mm, Parallaktische Montierungen EM 2, EM 10, EM 200) Bresser-Professional-Teleskope
Baader-Planetarium GmbH Zur Sternwarte 82291 Mammendorf Tel. 08145 - 8802
Astronomische Fernrohre von AstroPhysics(EDT/EDF Apochromate mit Öffnungen von 105 - 206 mm) Parallaktische Montierungen von Astro-Physics (z.B. CNC 400 E, Modelle Typ 600-900-1200) Autorisierte Service-Vertretung für Amateur-Teleskope Fa. Carl Zeiss Jena Generalvertret. f. Celestron-Fernrohre Vertragshändler für Vixen-Fernrohre Autorisierte Alleinvertretung für russische Newton-Telesk. »SIBERIA« Montierungen von E.Alt (5 AD, 6 AD) Reichhaltiges Zubehörprogram (u.a. T2-Adaptersystem, Herschel-Prisma) Sternwartenkuppeln von 2 m - 12 m Hersteller des Baader-Planetariums
BW - Optik Versand Bussardweg 19 b 48683 Ahaus Tel. 02561 - 67269
Optischen und mechanische Bauteile aus Bundeswehr- und NVA-Lagerbeständen, großes Angebot an Okularen militärischen Ursprungs mit modifiz. 1 1/4"- u. 2"-Anschlüssen, Binokular ansätze, Sonderoptiken, mechanische u. optische Selbstbauteile
FACHGRUPPEN > AMATEURTELESKOPE
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Firma/Hersteller GRAB-ASTRO-TECH Herrenweg 1a 74821 Mosbach Tel. 06261 - 670015
Intercon-Spacetec Gablinger Weg 9 86154 Augsburg Tel. 0821 - 414 081
KOSMOS-Service Pfizerstr. 5 - 7 70184 Stuttgart Tel. 0711 - 2191 267 Lichtenknecker Optics Kuringersteenweg 44 B-3500 Hasselt
MEADE - ASTROCOM GmbH Lochhamer Schlag 5 82166 Gräfeling Tel. 089 - 898 896 00
Optische Geräte/ Feinmechanik Jürgen Thomaier Auf der Selle 13 Tel. 06029 - 1437
Lieferprogramm
Umfangreiches Programm an Teleskopen in Dobson-Bauweise von 150 mm bis 635 mm Öffnung, Bauteile für den Selbstbau von Newton-Teleskopen (z.B. Haupt- u. Fangspiegel, Spiegelzellen, Spinnen, Okularauszüge) Astronomisches Lehrmaterial Vertragshändler für Vixen- u. TeleVue Teleskope
Umfangreiches Gerätesortiment mit einem besonderen Schwerpunkt auf: Dobson - Teleskope u. Feldstecher Newton-Teleskope von 200 mm bis 500 mm Öffnung NGT-Teleskope (mit Hufeisenmontierungen) in zwei Größen Selbstbauteile für Newton-Teleskope Astronomisches Lehrmaterial Vertragshändler für viele Markenprodukte (z.B. Celestron, TeleVue, Pentax)
Vertragshändler f. Prod. der Firmen Meade, Vixen, TeleVue u. Celestron Verlags-Buchprogramm mit zahlreichen Bänden zu verschiedenen astronomischen Themen
Refraktoren in eigener Herstellung: AK-Refraktoren mit 90 mm u. 125 mm Öffnung FH/HA-Refraktoren m. 150 - 250 mm Öffnung APO-Refraktoren mit 125 u. 150 mm Öffnung Parallaktische Montierungen in zwei Größen (Modell: M 100 B, M 145) MultiPurpose-Spiegelteleskope(MPT) mit 200 u. 300 mm Öffnung Systemzubehör : System 67 Parabolspiegel, Planspiegel etc. für Selbstbau
Generalvertretung f. Instrumente der Firma Meade: Schmidt-Cassegrain-Systeme von 102 mm - 416 mm Öffnung in verschiedenen Ausführungen Maksutov-Systeme Apochromatische ED-Refraktoren von 102 mm - 178 mm Öffnung Newton Teleskope in verschiedenen Ausführungen von 114 mm - 610 mm Öffnung Selbstbauteile für den FernrohrSelbstbau CCD Kameras, H-Sonnenfilter
Generalvertretung für PentaxFernrohre: Apo-Refraktoren v. 75-250 mm Öffnung Parallaktische Montierungen (z.B. MS-3 N, MS 4, MS-5) Umfangreiches Zubehörprogramm für visuelle und fotografische Beobachtung
Firma/Hersteller
Lieferprogramm
O.S.D.V. Göttker/Pietsch GmbH Münsterstr. 111 48155 Münster Tel. 02506 - 2900
Autorisierte Vertretung für TeleVue-, Meade-, Celestron- u. Vixen Produkte Ferngläser Astronomisches Lehrmaterial
PHOTO-UNIVERSAL Max-Plank-Str. 28 70736 Fellbach Tel. 0711 - 957 60 0
Stützpunkthändler für das CelestronFernrohrprogramm Autorisierte Vertretung für zahlreiche Markenprodukte Astronomisches Lehrmaterial
SIDERES Uwe Siegel Mannesmannstr. 14 47259 Duisburg Tel. 0203 - 75 04 83
Eigene Fertigung von parallaktischen Montierungen »SIDERES 85« in deutscher u. Polachs-Ausführung Kuppeln von 2.5 m - 4 m Vertrieb astronomischer Markenprodukte (Celestron, Vixen, Pentax) Selbstbausätze für Newton-Teleskope
Vehrenberg KG Meerbuscher Str. 64-78 40670 Meerbusch-Osterath Tel.: 02159 - 520321
Generalvertretung f. Vixen-Fernrohre (Refraktoren bis 140 mm, NewtonTeleskope bis 200 mm, CassegrainTeleskope bis 280 mm) Einsteigergeräte-Linie »GP-E« mit verschiedenen Fernrohren Diverse Montierungen (z.B. Great Polaris, Atlux) Vertragshändler f. TeleVue-Fernrohre Umfangreiches Okularsortiment (z.B. LV-, LV-W-, Panoptic-, NaglerOkulare) Astro-Medien
VdS-Materialzentrale Thomas Heising Clara-Zetkin-Str. 59 39387 Oschersleben
Unterlagen f. die Beobachtungspraxis des Amateurs von Zeichenschablonen für die Planetenbeobachtung bis zum kompletten Bausatz eines Teleskopspiegels
Elmar Remmert Herlsener Weg 1 58769 Nachrodt-Wiblingwerde
(C) Gerhart Walther
FACHGRUPPEN > CCD-TECHNIK
Aus dem Pixelkästchen...
Wie es der Zufall manchmal will: Passend zum Redaktionsschluß erschienen in der MaiAusgabe der Zeitschrift Sky&Telescope die Ergebnisse eines ein Jahr zuvor ausgeschriebenen Wettbewerbs zur Ermittlung der von Amateuren mit einer CCD-Kamera erreichbaren stellaren Grenzgröße.
Nun war es eine der Vorgaben für das vorliegende VdS-Journal, ausschließlich unveröffentlichte Beiträge zu präsentieren. Obwohl man manchen Bildern einen Einmaligkeitswert im weitesten Sinn zubilligen muß und nicht jeder Amateur auch Leser von Sky & Telescope ist, waren diese Überlegungen zweitrangig, die Deepfield-Aufnahme von Paul Boltwood - zusammen mit einem Abstrakt der Bildlegende - für die erste Ausgabe des Journals auszuwählen. Vielmehr war es die Tatsache, daß es mit einer selbstgebauten CCD-Kamera und selbstgebautem Equipment unter urbanen Bedingungen möglich ist, ein Objekt abzulichten, welches jenseits der mit dem 200-Zoll-Hale-Spiegel auf dem Mount Palomar und der konventionellen Fotografie erreichbaren Grenzgröße liegt. Paul Boltwood gewann den Wettbewerb mit seiner Aufnahme aus dem Sternbild Serpens, weil er ein Objekt der Magnitude 24.1 abbilden konnte! Ich meine, es wird damit nicht deutlicher nachvollziehbar, welchen Quantensprung die CCD-Kamera in der Hand des HobbyAstronomen symbolisiert.
Ich kenne viele Anwender, die wie ich aus der konventionellen Astrofografie kommen. Kaum einer von ihnen möchte zur chemischen Fotografie zurückkehren, von kurzbrennweitigen Sternfeldaufnahmen und speziellen Anwendungen dabei einmal abgesehen. Den »Überläufern« ist bewußt geworden, daß mit der digitalen Kamera Ergebnisse erzielt werden können, die es erlauben, bei Bedarf auch noch richtig »Astronomie zu machen« zu können. Die CCDKamera bietet eben mehr, als das bloße Ablichten von Himmelsobjekten !
Neben solchen Amateuren, die aus verständlichen Gründen - seien sie finanzieller Art oder aus der Furcht, zuviel Technik könnte ihnen den Spaß an der Astronomie verderben - auf die CCD-Technik verzichten, findet man Skeptiker, die aus Vorurteilen gegen dieses Medium argumentieren. Hier gilt es, Klarheiten zu schaffen und Wege aufzuzeigen. Desgleichen bei der Behandlung von Themen, die auch bei eingefleischten CCD-Anwendern bisweilen noch fragend anstehen.
Die Fachgruppe CCD-Technik hat sich auch aus diesen Gründen zu einem festen Beitrag für das VdS-Journal entschieden. Sie ist redaktionell durch den FG-Redakteur und dessen Stellvertreter beteiligt. Da beide auf eine transparente Zusammenarbeit viel Wert legen, fassen wir unsere Arbeit mehr als Teamwork auf. Und als solche möchten wir auch die Zusammenarbeit mit den Autoren der Beiträge verstanden wissen.
Da wir weder die Quadratur des Kreises versuchen noch das Rad neu erfinden wollen, sind wir zur Erstellung des Fachgruppenbeitrages auf Artikel und Bilder angewiesen, die aus dem Kreis der CCD-Anwender kommen. Das können und sollten sowohl Fachgruppenmitglieder als auch Nicht-VdS-Mitglieder sein. Wir laden herzlich ein, an der Gestaltung der CCD-Seiten teilzunehmen. Die Artikel können aus allen Bereichen der CCD-Technik (Hard- und Software) kommen und sollten möglichst praxisbezogen und erlebnisorientiert sein. Nicht zuletzt ist diese Mitarbeit auch eine Chance, eigene Ergebnisse einem größeren Leserkreis vorzustellen, sie zu vergleichen oder zur Diskussion zu stellen. Wir möchten gerne zu einer fachgruppenübergreifenden Zusammenarbeit kommen, da die CCD-Technik in vielen astronomischen Disziplinen präsent ist.
Das bisherige inhaltliche Konzept hat folgende Schwerpunkte: · Grundlagen der CCD-Technik (Physik/Signalaufbereitung/Elektronik) · CCD-Bildbearbeitungssoftware (Beschreibung/Praxis/Bezug/Preis) · CCD-Praxis (Kamerabeschreibung/Bauanleitungen/Zubehör/spezielle Anwendungen) · Bildergalerie (Das besondere Bild /Vergleiche/Experimente) · Rubriken (Ereignisse/ Nachrichten/Rezensionen/Veranstaltungen/Tagungen/Termine)
Es sollte nicht als starres Konzept aufgefaßt werden. Verbesserungs-oder Änderungsvorschläge sind stets willkommen. Es fehlt noch ein Titel für den Fachgruppenbeitrag, deshalb haben wir erst einmal das Logo der Fachgruppe CCD-Technik modifiziert. Der Titel für den Fachgruppenbeitrag sollte sprechend und selbsterklärend sein. Wir würden uns freuen, wenn viele Vorschläge dazu aus dem Leserkreis kommen würden.
In diesem Sinne: »First light« für die erste Ausgabe des CCD-Fachgruppen-Beitrages !
Ihr H.J. Leue
PERSONALIEN
Hans-Joachim Leue
1939:* 1956:
1969:
erstes selbstgebautes Fernrohr (Astrofografie, Kometen) Dipl.-Ing. (Thermodynamik, Wärmetechnik, TU Braunschweig)
Fam.: verw., ein Sohn Beruf: Raumfahrttechnik, Software-
entwicklungen in der Meßund Analysentechnik, Automatisierungstechnik, Datenübertragung Astronomische Schwerpunkte: Fernrohr-, Kamera-, OptikSelbstbau Bau einer CB245-CCD-Kamera 1995 Mitglied der Olbers-Gesellschaft Bremen, Vorstand, Volksbildungsarbeit, Redaktionnelle Mitarbeit bei den Olbers-Nachrichten
Dirk Langenbach
1955:* 1964: 1981:
1991:
erstes Fernrohr Dipl.-Ing. Automatisierungstechnik FH Hagen erste Schritte auf dem Gebiet der CCD-Technik
Fam.: Beruf:
eine verständnisvolle Frau, zwei liebe Kinder Hard-und Software-Entwicklung in den Bereichen Gasanalyse, Walzwerktechnik, Sonderanlagen, Antriebstechnik, Reha-Technik
Amateurastron. Schwerpunkte: Fernrohrselbstbau (Optik, Mechanik, Elektronik) Bau einer CB245-CCD-Kamera 1996 Entwicklung und Bau von CCD-Kameras und speziellen Anwendungen
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FACHGRUPPEN > CCD-TECHNIK
Mag. 24.1 mit der Amateur-CCD-Kamera - das Siegerfoto von Paul Boltwood Markierte Magnituden: 1 = 24.1, 2 = 22.8, 3 = hellste Galaxie (ohne Helligkeitsangabe)
Das besondere Bild
»The Deep-Field Challenge« heißt der Artikel von Bradley E. Schaefer in der Mai-Ausgabe 1998 von Sky & Telescope, mit dem er zu einem Wettbewerb zum Nachweis der mit Amateur-CCD-Kameras erreichbaren Grenzgröße aufrief. In der Mai-Ausgabe 1999 von S&T wurde das Ergebnis publiziert: Paul Boltwood aus Ottawa, Kanada, konnte mit seiner selbstgebauten CCD-Kamera in Verbindung mit seinem ebenfalls selbstgebauten 40cm-Newton-Teleskop die Magnitude 24.1 erreichen. Das hier publizierte Bild ist eine Nachbearbeitung, die bei Redaktionsschluß von S&T noch nicht vorlag. Die Bild-Koordinaten sind (Äquin. 2000): RA 15h 28m 20s, DEC + 19 Grad 36'. Norden ist links. Das Bildfeld ist 6.5 x 9.8 Bogenminuten groß. Der Pixel-Durchmesser beträgt 1.03 Bogensekunden. Es wurden für
die Aufnahmen keine Filter benutzt. Die Gesamtbelichtungszeit betrug 25.46 Stunden (Komposit aus 764 Bildern zu je 2 Minuten Belichtungszeit). Der Bildaufnehmer ist ein Thomson-Chip CSF TH 7883 mit 576 x 383 Pixel zu 23 x 23 mm. Die Kühltemperatur betrug -72 Grad C (4-stufige Kaskade), der Dunkelstrom war 0.15 e/pixel/sec. Den Himmelshintergrund hat P.Boltwood mit 19.3 mag./Bogensek*2 angegeben, das Signal/Rausch-Verhältnis mit 3:1. Boltwood ist davon überzeugt, daß von Amateuren noch lichtschwächere Objekte aufzunehmen seien, da sein Himmel relativ hell ist (er kann visuell die Milchstrasse nicht erkennen) und seine CCD-Kamera eine schlechte Quantenausbeute besitzt. Ferner konnte er die Bilder nicht subpixelgenau zentrieren.
H.J.Leue
CCDs -von David bis Goliath
War noch vor einigen Jahren das Angebot an CCD-Kameras für den Amateur überschaubar, teilen sich heute ein gutes Dutzend Hersteller den internationalen Markt. Hand in Hand damit ging die Weiterentwicklung der CCD-Technologie, wodurch dem Amateur heute große, leistungsfähige Detektoren zur Verfügung stehen, wie sie vor einem Jahrzehnt nur den Profis vorbehalten waren.
Die ersten erschwinglichen CCD-Kameras von Herstellern wie Lynxx, Electrim und SBIG eigneten sich auf Grund ihrer relativ kleinen Chipflächen vornehmlich zur Planetenfotografie oder als Nachführsystem. Die Entwicklung von größeren CCDs für Consumer-Digital- und Videokameras brachten in den 90er Jahren auch einen Technologieschub für
Kamerasysteme im Amateurbereich. Einige Hersteller setzten diese in großen Stückzahlen gefertigten Chips mit Erfolg in ihren Astrokameras ein. Darüber hinaus werden von einigen Herstellern bereits CCD-Kameras angeboten, die sich zumindest in Bezug auf die Chipgröße und die Anzahl der Pixel mit den Kameras der
Profis vergleichen lassen, allerdings sind diese für die wenigsten Amateure erschwinglich. Wozu sich der Einsteiger in die CCD-Astrophotographie entscheidet, hängt letztlich davon ab, welches Teleskop er für seine Aufnahmen benutzen will, auf welchem der vielfältigen Gebiete der Amateurastronomie er seine CCD-Kamera einsetzen will und wo sein Geldbeutel die Grenze nach oben setzt. Wissenschaftliche Arbeit ist grundsätzlich mit jeder CCD-Kamera in der einen oder anderen Form möglich! Der Deep Sky Fotograf wird einen möglichst grossen Chip mit nicht zu kleinen Pixeln und guten Eigenschaften bei Langzeitbelichtungen bevorzugen, wogegen der Planetenfotograph mit einem kleinen Chip und kleinen Pixeln besser zurechtkommen wird, aber Wert auf einen
Tabelle 1: Technische Daten der gebräuchlichsten Astro-CCD-Kameras
Typ
Chipfläche [mm]
Pixelzahl
Pixelgrösse [mm]
TC211 TC255 TC237 ICX055CK TC245 KAF400 TC241 FT12 FT800P KAF1400 THX7395N KAF1600 TC215 KAF260 SIA502AB KAF4200 KAF-1300L KAF1000 SIA003AB THX7899M
2.64 x 2.64 3.24 x 2.43 4.86 x 3.67 4.90 x 3.60 6.40 x 4.80 6.90 x 4.60 8.60 x 6.50 7.68 x 7.68 6.40 x 4.80 9.10 x 7.00 8.60 x 9.70 14.00 x 9.30 12.00 x 12.20 10.20 x 10.20 12.30 x 12.30 18.40 x 18.40 20.50 x 16.40 24.60 x 24.60 24.60 x 24.60 28.70 x 28.70
192 x 165 324 x 243 658 x 496 500 x 290 755 x 242 768 x 512 754 x 244 512 x 512 386 x 290 1340 x 1037 455 x 512 1536 x 1024 1000 x 1018 512 x 512 512 x 512 2048 x 2048 1280 x 1024 1024 x 1024 1024 x 1024 2048 x 2048
13.75 10.0 7.4 9.8 8.5 9.0 11.5 15.0 16.0 6.8 19.0 9.0 12.0 20.0 24.0 9.0 16.0 24.0 24.0 14.0
x 16.0 x 10.0 x 7.4 x 12.6 x 19.75 x 9.0 x 27.0 x 15.0 x 16.0 x 6.8 x 19.0 x 9.0 x 12.0 x 20.0 x 24.0 x 9.0 x 16.0 x 24.0 x 24.0 x 14.0
Kamerahersteller
SBIG
SBIG/CELESTRON STARLIGHT CB245/ SUCCD SBIG/OES SBIG STARLIGHT OES
Kameratyp
ST4
PIXCEL-237 MX5 CB245/TI245 ST7/LCCCD11 ST6B SXL8 Alpha Mini
SBIG
APOGEE APOGEE APOGEE
APOGEE APOGEE APOGEE
ST8
KX260 AP 7 AP 4
AP 6 AP 8 AP 10
schnellen mechanischen Shutter oder zumindest einen Frame-Transfer Chip legen sollte, der, natürlich mit Einschränkungen, einen mechanischen Verschluß ersetzten kann. Den TFX7899M an einem Teleskop mit zwei Metern Brennweite für die Planetenfotographie einzusetzen, wäre mehr als grober Unfug. Für photometrische Messungen ist eine ausreichende Blauempfindlichkeit des Chips wünschenswert, aber auch haben die Hersteller bereits Schritte unternommen, um die in diesem Spektralbereich meist unempfindlichen Detektoren zu verbessern. Schon an diesen wenigen, willkürlich herausgegriffenen Kriterien, die bei der Anschaffung einer CCD-Kamera eine Rolle spielen können, wird ersichtlich, daß es keinen Universalchip geben kann, der keine Wünsche offen läßt. Bild 1 zeigt einen Größenvergleich der Chips, wie sie in den zur Zeit verfügbaren Kameras verwendet werden. Das Spektrum reicht vom TC211 mit einer fast »mikroskopisch« kleinen Fläche von 2,64 mm x 2,64 mm bis zum THX7899 mit einer Detektorfläche, die annähernd der Bildfläche des Kleinbildformats entspricht.
Starlight SBIG
MEADE
Bild 1: CCD-Chips im Größenvergleich
APOGEE
Die in Tab.1 dargestellte Auflistung von technischen Daten der gebräuchlichsten CCDs soll einen ersten Überblick darüber verschaffen, welche Chips heute verwendet werden, wobei bewußt auf eine Darstellung der elektrischen Daten verzichtet wurde. Einerseits würde dies allein vom Umfang her den Rahmen dieses Artikels sprengen, andererseits muß deutlich zwischen den elektrischen Eigenschaften der CCDs und den elektrischen Daten der fertig aufgebauten Kameras der einzelnen Hersteller unterschieden werden. Detaillierte technische Daten der Detektoren und der Kameras sind über die Chiphersteller bzw. über die Hersteller der Kameras und deutschen Händler erhältlich (Tab.2). Der einfachste Weg für den Einsteiger, der sich eine CCD-Kamera zulegen möchte, ist der Weg über unsere CCD-Fachgruppe. Wir werden versuchen, beim Kamerakauf mit Rat und Tat zur Seite zu stehen und, wenn es möglich ist, den Anfänger mit anderen Kamerabesitzern in Kontakt zu bringen um einen direkten, praxisnahen Erfahrungsaustausch zu ermöglichen .
Dirk Langenbach Goethestr. 6 , 58089 Hagen
Tel.: (0 23 31) 1 42 60 E-mail: Dirk_Langenbach_2@compuserve.com
TI245
Hi-SIS CB245
OES CELESTRON
FACHGRUPPEN > CCD-TECHNIK
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Hersteller: Händler:
Terry Platt, Starlight Xpress CCD systems http://www.starlight-xpress.co.uk Vehrenberg KG Schillerstaße 17, 40075 Düsseldorf Tel.: (02 11) 69 07 67 21 service@vehrenberg.de http://www.vehrenberg.de
Hersteller: Händler:
SBIG http://www.sbig.com/ BAADER PLANETARIUM KG Zur Sternwarte, 82291 Mammendorf Tel: (0 81) 45 88 02 baader.astro@t-online.de
Astroshop im Planetarium
Hindenburgstraße Ö1, D-22303 Hamburg
Tel.: (0 40) 5 11 43 48
http://www.astro-shop.com
O.S.D.V Göttker/Pietsch GmbH Münsterstr. 111, 48155 Münster Tel.: (0 25 06) 29 00 osdv.astro@t-online.de
Hersteller: Händler:
MEADE http://www.meade.com/catalog/pictor/index.html ASTROCOM GmbH Lochhamer Schlag 5, D-82166 Gräfelfing Tel: (0 89) 89 88 96 00
O.S.D.V Göttker/Pietsch GmbH Münsterstr. 111, 48155 Münster Tel.: (0 25 06) 29 00 osdv.astro@t-online.de
Hersteller: Händler:
APOGEE http://www.apogee-ccd.com/astronomical_imaging.htm Astroshop im Planetarium Hindenburgstraße Ö1, D-22303 Hamburg Tel.: (0 40) 5 11 43 48 http://www.astro-shop.com
Hersteller: Händler:
S&U CCD-Technik Am Hang 21, D-73630 Remshalden http://members.aol.com/succd/index.htm O.S.D.V Göttker/Pietsch GmbH Münsterstr. 111, 48155 Münster Tel.: (0 25 06) 29 00 osdv.astro@t-online.de
Hersteller: HiSIS http://gwgalla.tread.it/europixel/welcome2.htm
Entwickler: Bauteile:
Richard Berry http://www.wvi.com/~rberry/cookbook.htm Astroshop im Planetarium Hindenburgstraße Ö1, D-22303 Hamburg Tel.: (0 40) 5 11 43 48 http://www.astro-shop.com
Hersteller: OES - Optische und Elektronische Systeme GmbH Dr. Neumeyer Str. 24, 91349 Egloffstein
Hersteller: Händler:
CELESTRON http://www.celestron.com/237.htm BAADER PLANETARIUM KG Zur Sternwarte, 82291 Mammendorf Tel.: (0 81) 45 88 02 baader.astro@t-online.de
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FACHGRUPPEN > CCD-TECHNIK
Die Starlight Xpress-Kamera (Framestore)
Sieben Jahre ist es inzwischen her, daß die englische Firma Fuctional Design and Engeneering LTD die von dem englischen Amateurastronomen Terry Platt hauptsächlich für die Planetenbeobachtung entwickelte Starlight Xpress CCD-Kamera auf den Markt brachte. Damals war sie einige der wenigen Kameras, die trotz einer großen Chipfläche zu einem annehmbaren Preis zu haben war. Inzwischen hat das Angebot an Kameras in der Preisregion bis DM 6.000,- jedoch stark zugenommen, so daß ich an dieser Stelle einmal untersuchen will, ob die damaligen Vorteile der Starlight Xpress heute noch bestehen.
Bereits im Lieferumfang unterscheidet sich die Starlight Xpress von vielen anderen CCDKameras. Neben dem eigentlichen Kamerakopf erhält man den sog. Framestore, einen Kasten in dem sowohl die Stromversorgung der Kamera als auch ihre Steuerung untergebracht ist. Zum Anschluß des Framestores an einen IBM-kompatiblen PC erhält man eine ISA-Steckkarte, die mit einem ca. 80cm langen Flachbandkabel versehen ist. Der Kamerakopf selbst wird durch ein 5m langes Verbindungskabel am Framestore angeschlossen. Nicht im Lieferumfang enthalten, jedoch für den Betrieb der Kamera notwendig, ist ein Videomonitor samt BNC-Anschlußkabel, auf dem man eine gemachte Aufnahme vor der Speicherung im Computer begutachten kann.
Besonders für den an Farbaufnahmen interessierten Beobachter bietet sich der Sony-Chip aufgrund seiner Emfindlichkeitscharakteristik an. So erreicht er seine maximale Empfindlichkeit bei ca. 550nm mit einer Quantenausbeute von ca. 32%. Bei 400nm hat er noch 35% seiner maximalen Empfindlichkeit. Anders als viele anderen gebräuchlichen CCD-Chips besitzt er jedoch fast keine nennenswerte Sensitivität im IR-Bereich. Bereits bei 800nm wir nur noch 35% der maximalen Empfindlichkeit erreicht - hier bieten andere Hersteller mehr als 90% des Maximalwertes.
Der Kamerakopf Genauso wichtig wie der eigentliche CCDChip ist der komplette Aufbau des Kamera-
gehäuses. Es darf schließlich nicht vergessen werden, daß das Gehäuse das Bauteil der Kamera ist, welches direkt mit dem Teleskop verbunden wird. Ist es zu schwer oder lösen in ihm integrierte Bauteile beim Betrieb der Kamera Erschütterungen aus, kann dies zu einem großen Problem bei der Aufnahme werden. Bei der Starlight Xpress gibt es in der Grundausstattung in dieser Hinsicht jedoch keinen Anlaß zur Klage. Bei einem Durchmesser von 10cm und einer Tiefe von ca. 8,3cm wiegt der Kamerakopf (ohne Anschlußkabel) nur ca. 700g. Die Chipkühlung erfolgt mit nur einem ungeregelten Peltier-Element, dessen entstehende Wärme über große Kühlrippen auf der Rückseite des Kopfes abgeführt wird. Die Kühlung ist zwar zweistufig schaltbar, wird aber in der Praxis von uns immer in der Maximalstellung betrieben. Aus unserer Erfahrung erzielt sie normalerweise eine Temperaurdifferenz von knapp 25 Grad C gegenüber der umgebenden Luft, und zwar entgegen der Herstellerangabe von 40 Grad C! Wie gut der als Zubehörteil erhältliche Lüfter in Bezug auf Vibrationen ist, ist mir leider nicht bekannt. Durch Tests mit einem neben der Kamera aufgebauten Tischventilator ist jedoch in Bezug auf die maximal erreichbare Temperaurdifferenz eine Verbesserung von ca. 8 Grad C zu erwarten, so daß sich der Kauf des Lüfters besonders für die Sommermonate empfiehlt.
Der CCD-Chip Das wichtigste Bauteil einer jeden CCDKamera ist der verwendete Aufnahmechip. Bei der Starlight-Xpress-Kamera ist dies der ICX027BLA von Sony, ein preisgünstiger aber qualitativ hochwertiger CCD-Chip, der vor sieben Jahren besonders in Videokameras Verwendung fand. Auf einer aktiven Chipfläche von 6,4x4,35mm sind insgesamt 512 x 256 Pixel untergebracht, was einer Pixelgröße von 12,7mm x 16,6mm entspricht. Für die effektive Bildaufnahme werden davon jedoch nur 488 x 250 Pixel verwendet - ein Grund hierfür wird in der Anleitung zur Kamera nicht angegeben. Leider gibt die Firma Sony nicht die maximale Elektronenkapazität eines Pixels an, jedoch ist aus dem Datenblatt des Chips zu erfahren, daß ein eingebautes Antibloominggate dafür sorgt, daß erst ab einem mehr als 1000fachen der maximalen Aufnahmekapazität Bloomingeffekte auftreten. Ein besonderer Vorteil des Sony-Chips ist auch sein extrem niedriger Dunkelstrom, der mit nur ca. einem Elektron pro Sekunde bei -30 Grad C angegeben wird. Was diesen Chip so besonders gegenüber anderen in astronomischen Kameras verwendeten Chips macht, ist seine spektrale Empfindlichkeit und die Tatsache, daß es sich um einen Interlinetransfer-Chip handelt. Den Nachteil dieser Chipart (siehe Kasten »Chip-Auslese«) hat Sony jedoch kompensiert, indem auf jeden lichtempfindlichen Pixel eine genau der doppelten Pixelgröße entsprechende Mikrolinse aufgesetzt wurde, so daß auch das Licht, das eigentlich auf einen maskierten Nachbarpixel fallen würde, zur Bildaufnahme genutzt wird.
CHIP-AUSLESE
Man unterscheidet bei CCD-Chips zwischen drei gebräuchlichen Arten ein Bild auszulesen.
1. Fullframe-Chip Die am einfachsten aufgebauten Chips sind die sog. Fullframe-Chips, d.h. die komplette Chipfläche wird zur Bilderzeugung genutzt. Wird ein fertiges Bild ausgelesen, sind bei ihnen die noch nicht bearbeiteten Pixel immer noch der Belichtung ausgesetzt. Besonders bei hellen Objekten wie z.B. dem Mond oder den Planeten, aber auch hellen Sternen führt dies zur Bildung von typischen Auslesestreifen. Nur durch Einsatz eines mechanischen Verschlußes kann diese Streifenbildung verhindert werden. Da solche Verschüsse bei entsprechender Qualität leider jedoch meist auch sehr teuer sind, finden Fullframe-Chips heute entweder nur noch bei Nachführkameras (ohne Verschluß) oder bei sehr teueren »Profikameras« (mit Verschluß) Verwendung.
2. Frametransfer-Chip In Amateurkameras gebräuchlich ist heute der Frametransfer-Chip. Bei ihm wird die eine Hälfte der Chipfläche durch eine lichtundurchlässige Maske abgeschirmt, so daß die Bildinformationen nach erfolgter Belichtung in diesen Teil des Chips komplett verschoben werden können. Da für diesen Verschiebevorgang wesentlich weniger Zeit benötigt wird als für das anschließende Auslesen des Chip, werden Auslesestreifen fast zu 100% vermieden. Bei Frametransfer-Chips wird effektiv ein doppelt so großer Chip benötigt, als für die tatsächliche Aufnahme zur Verfügung steht! Gerade bei den immer mehr angestrebten großen Chipflächen und Pixelzahlen führt dies zu einem, verglichen mit gleichgroßen FullframeChips, relativ hohen Preis.
3. Interlinetransfer-Chip Auch beim Interlinetransfer-Chip wird nur die Hälfte der verfügbaren Chipfläche für die Aufnahme verwendet. Im Gegensatz zum Frametransfer-Chip ist jedoch nicht eine komplette Hälfte, sondern nur jede zweite Spalte des Chips lichtundurchlässig maskiert. Da das Bild jedoch nur um eine Spaltenbreite verschoben werden muß, sind mit InterlinetransferChips die kürzesten Belichtungszeiten ohne Verschluß möglich. Hieraus ergibt sich jedoch auch direkt der größte Nachteil dieser Chipart: das auf die maskierten Teile der Oberfläche fallende Licht geht für die Helligkeits- und Positionsmessung verloren!
Zum Anschluß an das Teleskop verfügt der Kamerakopf über ein M42-Gewinde, so daß man mit allen handelsüblichen KameraAdaptern unter Zuhilfenahme eines T2-Rings sowohl im direkten Brennpunkt als auch in Okularprojektion arbeiten kann. Mit der mitgelieferten 1"-Steckhülse kann man auch mit Teleskopen ohne Kameraadapter Aufnahmen im Primärfokus machen. Die ausgelesenen Daten werden über ein 5m langes, beidseitig mit Sub-D25-Stecker versehenes Kabel zur Steuereinheit, dem sogenannten Framestore, übertragen.
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Der Framestore Der Framestore bildet das eigentliche Herz der Starlight-Xpress, da sich an ihm sämtliche Bedien-Elemente, ein 512kB großer Bildspeicher, eine Schnittstelle sowohl zum PC als auch zu einem externen Monitor, sowie die Spannungsversorgung der Kamera befinden. Letztere kann dabei entweder über das in den Framestore integrierte 110/230V-Netzteil oder durch eine externe 12V-Spannungsquelle (z.B. Autobatterie) erfolgen. Fast alle für die Aufnahme notwendigen Einstellungen werden über kleine, jedoch auch noch mit Handschuhen gut bedienbaren, Kippschalter auf der Frontseite des Framestores vorgenommen. Die Schalter sind hierbei sehr übersichtlich in drei Gruppen angeordnet. Ganz links befindet sich der Ein/Aus-Schalter, der Eingang für die externe 12V-Spannungsversorgung und die Kühlung. Da diese Einstellungen in der Regel nur einmal ganz zu Anfang einer Beobachtungsnacht gemacht werden müssen, besteht keine Gefahr, daß man später im Dunklen aus Versehen die Einstellungen verstellt. Die Abgrenzung zu den restlichen Bedienelementen bildet ein großes Display, das die Chiptemperatur anzeigt, sowie der Anschlußstecker für das von der Kamera kommende Datenkabel. Die nächsten fünf Schalter dienen der Ansteuerung des in den Framestore integrierten Bildspeichers. Sie alle hier in ihrer Funktion zu beschreiben, ginge an dieser Stelle zu weit, so daß ich hier nur auf die beiden, meines Erachtens in der Praxis wichtigsten, Funktionen eingehen will. Aufgrund seiner Größe von 512kB ist der Bildspeicher in der Lage, ein maximal 512 x 512 Pixel großes Bild in einer Auflösung von 16Bit zu handhaben. Der A/D-Wandler arbeitet mit einer Dynamik von 12Bit, das Bild selbst wird aber zum Abspeichern und Darstellen direkt auf 16Bit gestreckt, so daß ein Bild den halben Bildspeicher benötigt. Da der Framestore bei seiner Konzipierung schon für die spätere Unterstützung einer entprechend großen Kamera ausgelegt wurde, besteht mittels eines zusätzlichen Schalters die Möglichkeit, jeweils ein Bild in den oberen und in den unteren Speicherbereich zu schreiben. Somit ist man in der Lage zwischen diesen beiden Bildern hin- und herschalten kann, was z.B. die Suche nach Kleinplaneten erleichtert. Die beiden rechten Schalter dienen der eigentlichen Belichtung. Sehr praktisch ist hierbei die Möglichkeit, zwischen einer Einzel- und einer Serienbelichtung zu wählen,
Fig.1: Der Vergleich der spektralen Empfindlichkeit des Sony ICX027BLA (dick) und des in Amateurkameras weit verbreiteten Kodak KAF-0400 (dünn) zeigt deutlich die bessere Blauempfindlichkeit des Sony-Chips. Es fällt jedoch auch auf, das der Kodakchip eine wesentlich bessere Gesamtempfindlichkeit besitzt.
Fig.2: Der Kamerakopf der Starlight Xpress am Okularauszug unseres C-8. Da die Kamera über keinen integrierten Nachführchip verfügt, benutzen wir am TSO hierfür eine ST-4, die über einen CELESTRON Radial-Guider offaxis nachgeführt wird. Rechts hinter der ST-4 erkennt man einen von uns gebauten Fokussiernonius
Fig.3: Auf dem Foto erkennt man sehr gut die Anordnung der verschiedenen Bedienelemente des Framestores.
was besonders für die Scharfstellung der Aufnahme vorteilhaft ist! Etwas gewöhnungsbedürftig ist, daß die Belichtungszeit nicht, wie bei allen anderen mir bekannten Kameras, stufenlos variiert werden kann! Statt dessen hat man lediglich die Möglichkeit eine »Basisbelichtungszeit« von knapp 0,02s jeweils zu verdoppeln, was mittels eines 10-stufigen Schalter geschieht. Ein zusätzlicher Kippschalter erlaubt außer-
Mögliche Belichtungszeiten (ab 5s gerund.)
Belichtungs-
ohne
mit
zeitenwähler Multiplikator Multiplikator
0
0,002 s
21 s
1
0,018 s
42 s
2
0,06 s
1 m 22 s
3
0,125 s
2 m 44 s
4
0,25 s
5 m 28 s
5
0,5 s
10 m 56 s
6
1,3 s
21 m 52 s
7
2,5 s
43 m 44 s
8
5 s 1 h 27 m 28 s
9
10 s 2 h 54 m 56 s
dem eine weitergehende Verdoppelung dieser 10 festen Zeiten, so daß rein rechnerisch eine maximale Belichtungszeit von 2h 54m 56s möglich wird. Neben der eigentlichen Belichtung kann man auch noch eine Vorverstärkung des vom Chip kommenden Signals wählen. Dies geschieht über einen großen 5-stufigen Drehschalter. Es ändert sich jedoch nichts am eigentlichen Signal/Rausch-Verhältnis des Bildes! Lediglich für die Darstellung des Bildes auf dem externen Videomonitor ist diese Funktion interessant, da man auf diese Weise eine Streckung der Grauwerte erreichen kann ohne das Bild in den Computer einladen zu müssen. Anwendung findet dies z.B. beim Positionieren des Objekte auf dem Chip - die eigentliche Aufnahme sollte immer ohne Vorverstärkung erfolgen! Ausgelöst wird die Aufnahme schließlich über ein ca. 5m langes Kabel an dessen Ende sich ein Drucktaster befindet. Auf der einen Seite ist dies sehr bequem, wenn man zum Fokussieren am Teleskop steht und dann ohne großes herumlaufen die nächste Testaufnahme machen kann. Auf der anderen Seite hat die Aufnahme so keinen Zeitbezug, da der Framestore über keine eingebaute Uhr
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verfügt! Somit muß man für alle zeitlich relevanten Belichtungen (z.B. bei der Photo- oder Astrometrie) immer eine zusätzliche (Funk-) Uhr verwenden. Durch die manuelle Auslösung ist es nicht möglich, automatische Serienaufnahmen durchführen zu lassen! Nach erfolgter Belichtung wird das Bild ausgelesen, im Speicher des Framestore abgelegt und auf dem Videomonitor dargestellt. Dieser Vorgang dauert ca. 1,5 Sek. Hat man das Bild als gut befunden, kann man es mit Hilfe der im Lieferumfang enthaltenen ISA-Karte in ca. 3 Sekunden in den PC einlesen und dann zur weiteren Verwendung abspeichern. Als die Kamera auf den Markt kam, waren diese Übertragungszeiten konkurrenzlos verglichen mit Kameras die über den Druckerport ausgelesen wurden! Aufgrund der damals niedrigen PC-Geschwindigkeiten (486er) dauerte es z.B. vom Auslesen bis zur ersten Darstellung eines ST-6-Bildes (mit sogar 1/3 weniger Pixel) auf dem ComputerMonitor fast 15 Sekunden! Heute in der Zeit von 300MHz-Prozessoren und den wesentlich schneller gewordenen Parallelports spielt dieses Argument jedoch keine Rolle mehr.
Die Software Zum Lieferumfang der Kamera gehören zwei Programme, die neben dem reinen Abspeichern der Bilder auch ein wenig einfache Bildbearbeitung ermöglichen. Die Software »PIXPUSH« läuft hierbei unter MS-DOS ab Version 4.0 wobei mindestens 366kB freier Arbeitsspeicher benötigt werden. Solange auf dem PC neben dem reinen Auslesen des Framestores keine aufwendige Bildbearbeitung betrieben werden soll, bietet ein 286er-Prozessor eine völlig ausreichende Geschwindigkeit. Das Programm »PIXWIN« benötigt, wie der Name bereits vermuten läßt, MS-WINDOWS 3.x als Betriebssystem. Da wir in unserer Sternwarte neben der Bildaufnahme den PC auch noch zum Darstellen von Aufsuchkarten benutzen, verwenden wir wegen der Möglichkeit des Parallelbetriebs von mehreren Programmen nur die WINDOWS-Software. Auch sie bietet neben Auslese- und Speicherfunktionen einige Bildbearbeitungsfunktionen. Aufgrund der geringen Geschwindigkeit des von uns benutzten 486/33-PCs nutzen wir das Programm jedoch nur zur reinen Bildaufnahme. Abgespeichert werden die Bilder im FITSFormat, da so ein einfaches Einlesen in andere Bildbearbeitungsprogramme möglich wird. Zusätzlich ist ein Abspeichern in dem kameraeigenen PIC-Format oder im TIFF-Format möglich (wobei das TIFF-Format die Farbtiefe der Bilder von 12Bit auf 8Bit reduziert).
Fig.4: Der Crabnebel (M 1) aufgenommen durch das C-8 des TSO, dessen Brennweite durch eine Shapleylinse auf f=1230mm reduziert wurde. Vier Bilder zu je 656s Belichtungszeit wurden mit einer ST-4 off-axis nachgeführt.
schaftliche Anwendungen in der Astronomie geht. Hier sind Kameras mit Serienbelichtungen und automatischer Zeitabspeicherung klar im Vorteil. Die Stärke dieser Kamera liegt vielmehr da, wo es nur auf die Erstellung von »ästhetischen Bildern« ankommt. Auf dem Gebrauchtmarkt wird die StarlightXpress wohl auch in den nächsten Jahren
immer noch eine Alternative darstellen zu Selbstbaukameras oder Fertiggeräten im »Einstiegsbereich« bis max. DM 2.500,-. Verglichen mit vielen anderen Kamera-Modellen bietet sie hier sowohl von der Fläche, als auch von der Pixelzahl her den besseren Chip!
Axel Martin Friedhofstr. 15, 45478 Mühlheim
STARLIGHT XPRESS - PRO UND CONTRA
Vorteile · schnelle Auslesung des Chips · große Bilddarstellung auf Videomonitor · rauscharmer Chip · auch kurze Belichtungszeiten möglich · leichter Kamerakopf · nur ein flexibeles Kabel führt
zum Kamerakopf · leicht bedienbare Software · Abspeichern im FITS-Format möglich · ungeregelte Kühlung · Kabelauslöser · Upgrade auf größere Kamera
(SXL-8) möglich
Nachteile · hoher Preis bei Neukauf · nur feste Belichtungszeiten möglich · rechteckige Pixel · schlechte Software-Pflege · hoher Stromverbrauch · Rechner mit ISA-Steckplatz
erforderlich · nur wenige Bildearbeitungs-
funktionen in der Software · keine programmierbaren
Belichtungsreihen möglich · keine Abspeicherung von
Zeitinformationen mit dem Bild
Impressum:
Redaktion: Hans Joachim Leue Bergstr. 13, 27729 Hambergen Tel.: 04793-2867 E-mail: hj.leue@nwn.de
Fachgruppe CCD-Technik http://www.ltm.uni-erlangen.de/ personen/kuhn/fgccd/index.html
(C) Gerhart Walther
Fazit Die Starlight-Xpress ist, verglichen mit moderneren Kameras mit einem ähnlich großen Chip, nicht mehr auf der Höhe der Zeit. Sie hat nicht nur ihren Geschwindigkeits- sondern auch ihren damaligen Preisvorteil verloren. Da sie nicht über den PC gesteuert wird, ist die Starlight-Xpress sicherlich nicht die erste Wahl, wenn es um wissen-
FACHGRUPPEN > DARK SKY
Wanderausstellung »Lichtverschmutzung«
Der »Freundeskreis der Himmelskunde Bad Salzschlirf e.V.« gestaltete, mit Bildern, die von Mitgliedern der VdS Fachgruppe Dark Sky - Initiative gegen Lichtverschmutzung bundesweit gesammelt wurden, eine Wanderausstellung.
Am Freitag, den 05. 03. 1999 konnte der Freundeskreis der Himmelskunde Bad Salzschlirf e.V. im osthessischen Kurstädtchen Bad Salzschlirf im Beisein des Bürgermeisters, weiteren Gemeindevertetern und des Leiters der VdS Fachgruppe Dark Sky - Initiative gegen Lichtverschmutzung Winfried Kräling, eine Ausstellung zum Thema Lichtverschmutzung eröffnen. In seinen Einführungsworten hob der Vorsitzende des Freundeskreises Michael Passarge hervor, daß diese von Mitgliedern des Bad Salzschlirfer Vereins gestaltete Ausstellung nur dank umfangreicher Bilddokumente, die von Mitgliedern der VdS Fachgruppe Dark Sky bundesweit gesammelt und zur Verfügung gestellt wurden, zustande kommen konnte. Durch die Himmelsaufhellung werde nicht nur die Arbeit an Institutssternwarten und Observatorien erschwert, sondern auch die Vermittlung des Kulturgutes Astronomie an Volks- und Schulsternwarten. Einen ganz wesentlichen Lichtverschmutzer stellen sogenannte Skybeamer dar, die von Discotheken, Fitnessstudios, Kinocentern u.a. zu gewerblichen Zwecken am nächtlichen Himmel eingesetzt werden. Als beeindruckendes Beispiel für die Schädlichkeit von Skybeamern nannte Passarge ein Ereignis, das unlängst im benachbarten Lauterbach beobachtet werden konnte: Irritiert durch einen Skybeamer kreisten dort Hunderte Kraniche über einer Discothek und unternahmen beim Irrflug entlang ihrer regelmäßigen Flugroute, vom rund 10 km entfernten Bad Salzschlirf kommend, mehrfache Anflüge, um am Hindernis der scharf gebündelten Lichtstrahlen vorbei ihren Weg in Richtung Südwesten fortzusetzen. Bad Salzschlirfs Bürgermeister Ernst August Stender bezeichnete die Ausstellung als wertvollen Beitrag zur hochaktuellen AGENDA 21 und kündigte an, sich in den politischen Gremien für den sensiblen Umgang mit der Thematik »Lichtverschmutzung« einzusetzen. Bürgermeister Stender dankte dem Sprecher der VdS Fachgruppe, Winfried Kräling, für seine Bereitschaft, in Bad Salzschlirf einen themenbezogenen Vortrag zu halten sowie für die Unterstützung und das spontane Aufgreifen der Idee, eine Wanderaustellung zu erarbeiten. Weiterhin dankte er dem Vorsitzenden der Bad Salzschlirfer Sternfreunde für die zahlreichen im Vorfeld zur Ausstellung stattgefundenen Gespräche und Informationen zur Thematik Lichtverschmutzung. Die Ausstellung sollte zunächst nur bis zum 11. März im Bad Salzschlirfer Haus des Gastes gezeigt werden, konnte aber auf Anregung von Kurgästen anschließend in weiteren Häusern fortgesetzt werden.
Während der vierwöchigen Ausstellung in Bad Salzschlirf konnten sich nachweislich 1014 Besucher über das Problem der Lichtverschmutzung informieren. Anschließend ging die Bildergalerie als Geschenk der Bad Salzschlirfer Sternfreunde in den Besitz der VdS Fachgruppe Dark Sky - Initiative gegen Lichtverschmutzung über. Sie soll nun an vielen Orten des Bundesgebietes zum Einsatz kommen - bereichert durch weiteres Bild- und Informationsmaterial der jeweiligen Veranstalter, die hierdurch ihre Verbundenheit mit der wichtigen Arbeit der Fachgruppe und der Thematik »Lichtverschmutzung« zum Ausdruck bringen.
Winfried Kräling führte die zahlreich erschienenen Zuhörer mit beeindruckendem Bildmaterial in die Thematik ein, bedankte sich für das ausgesprochen große Interesse, dankte dem Freundeskreis für den Ideenreichtum bei der Gestaltung einer Wanderausstellung und versprach, sich nach Kräften dafür einzusetzen, die Ausstellung an vielen Orten zum Einsatz zu bringen. Bereits im auf dem ITV'99, wo sich vom 12. bis 16. Mai 1999 zum achten mal Hunderte Sternfreunde in Stumpertenrod im Vogelsberg trafen, wurde die Ausstellung erneut gezeigt. Der Johanneshof, wo sich die VdSFachgruppe DARK SKY seit ihrer Gründung alljährlich trifft, beherbergte diesmal die Exponate. Die regionale Presse wies in einem Beitrag über die Problematik der Lichtverschmutzung auf die Ausstellung hin.
Michael Passarge u. Winfried Kräling kraeling@metronet.de
Schlimm-schön: Ein ästhetisch besonders gelungener Foto-Beitrag zum
Thema »Lichtverschmutzung«.
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FACHGRUPPEN > METEORE
Kommt der Leonidensturm? Ulrich Sperberg, Fachredakteur Meteore und Atmosphärische Erscheinungen
Im Laufe des letzten Jahres entwickelten sich die Leoniden zum astronomischen Medienereignis schlechthin. Hoch waren die Erwartungen gesteckt, 1998 einen Meteorsturm zu erleben - entsprechend lebhaft war das Interesse nicht nur der Astronomen, sondern auch der Öffentlichkeit. Die Mitglieder der VdS-Fachgruppe Meteore -Arbeitskreis Meteore e.V.- unternahmen mehrere mehr oder weniger groß angelegte Expeditionen über die zum Teil schon an anderer Stelle berichtet wurde, so in die Mongolei, auf die Malediven oder nach Zypern.
In den folgenden Beiträgen sollen erste Ergebnisse vorgestellt werden, sie sollen aber auch die ganze Spannweite der für den Amateurastronomen zugänglichen Beobachtungstechniken demonstrieren, angefangen bei visuellen Beobachtungen, über die fotografische Himmelsüberwachung bis hin zum Einsatz von Videotechnik. Auch 1999 wird wieder mit einer deutlich verstärkten Aktivität der Leoniden gerechnet und folglich sind verschiedene Aktivitäten geplant über die man sich auf den Webseiten des AKM informieren kann (siehe Kasten »FG Meteore«). Aus diesem Grunde wird auch eine Vorschau auf die diesjährigen astronomischen und meteorologischen Bedingungen gegeben. Wir hoffen auch in diesem Jahr wieder einen kleinen Beitrag leisten zu können um Meteorströme besser zu verstehen. Jeder ist dazu aufgerufen mit zu beobachten und uns seine Ergebnisse zur Auswertung zur Verfügung zu stellen. Anregungen bieten die folgenden Beiträge in Hülle und Fülle. Vielleicht gelingt auch ein Foto wie das links von W. Hinz (Bearbeitung S. Molau)?
VdS-Fachgruppe Meteore Arbeitskreis Meteore e.V.
Kontaktadressen:
Jürgen Rendtel Seestaße 6 14476 Marquardt (visuelle Beobachtungen)
Die VdS-Fachgruppe Meteore hat etwa 40 aktive Beobachter, die monatlich ihre Ergebnisse an die Zentrale schicken, wo sie in die Internationale Meteordatenbank eingegeben werden und jedem Interessenten weltweit zur Verfügung stehen. Zusammen mit anderen Beobachtergruppen in der Welt ist so eine nahezu lückenlose Überwachung der Meteoraktivität möglich. Außerdem wird ein Netz von Meteoritenortungskameras (EN) betrieben, dessen Ziel das Auffinden von Meteoriten ist. Seit wenigen Jahren wird auch mit speziellen Videokameras Jagd nach Meteoren gemacht. Für Interessenten gibt es die Zeitschrift METEOROS. Des weiteren halten wir eine 16seitige Beobachtungsanleitung und einen 38seitigen Atlas der Meteorströme bereit
Jörg Strunk Fichtenweg 2 33818 Leopoldshöhe email: 05222600658@t-online.de (fotografische Beobachtung)
Andre Knöfel Saarbrücker Straße 8 40476 Düsseldorf aknoefel@ddorf.rhein-ruhr.de (Feuerkugeln)
Dieter Heinlein Lilienstraße 3 861546 Augsburg (Meteorite, EN)
Internet: http://www.informatik.rwth-aachen.de/I6/Colleagues/molau/meteore/akm.html
Er kommt!
FACHGRUPPEN > METEORE
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Wie kein anderer Meteorstrom hat der Strom der Leoniden zur Erforschung der Meteore und ihrer Herkunft beigetragen. Das gilt nicht nur für den großen Leonidenschauer von 1833, nach dem über die kosmische Herkunft der Meteore kaum noch gezweifelt werden konnte, ja sogar die Verbindung zu Kometen bereits vermutet wurde. Es gilt auch für die Wiederkehr der Leoniden im vergangenen Jahr, nach der die theoretischen Überlegungen und Berechnungen zur Entwicklung eines solchen Meteorstroms ebenfalls in neue Richtungen weisen.
Die jährliche Wiederkehr von Meteorströmen ist den Astronomen mindestens schon einige hundert Jahre bekannt, doch wird der kosmische Ursprung von Meteoriten erst durch Chladni im Jahre 1794 diskutiert, und die extraterrestrische Ursache für die Leuchterscheinungen der Meteore wurde den Menschen noch viel später, mit dem Erscheinen des außerordentlichen Leonidenstroms im Jahre 1833 bewußt. Denison Olmsted, Professor für Mathematik und Naturwissenschaften am Yale College, bemerkte, daß viele Augenzeugen über den deutlichen Radianteneffekt berichteten und daß sich jener Radiant von allen Beobachtungsorten aus an der gleichen Stelle des Himmels zu befinden schien. Er begann die Höhe des Phänomens abzuleiten, Geschwindigkeiten zu berechnen und schloß bald jegliche irdische Herkunft aus. Er erkannte den perspektivischen Effekt des Radianten und folgerte, daß sich die Teilchen auf parallelen Bahnen um die Sonne bewegen müßten. In den Folgejahren fand man die Regelmäßigkeit aller großen Meteorströme, und man begann ab etwa der Mitte des vorigen Jahrhunderts mit der systematischen Beobachtung von Meteoren. Der Beweis für die Verbindung der Leoniden mit dem periodischen Kometen 55P/Tempel-Tuttle wurde von Giovanni Schiaparelli im Jahre 1867 erbracht, nur wenige Monate nach dem Periheldurchgang des Kometen. Versucht man, die Leonidenschauer vergangener Epochen im heutigen Maß für die Aktivität eines Meteorstroms auszudrücken [1], so findet man für die amerikanischen Morgenstunden des 13. November 1833 etwa 60000 Leoniden pro Stunde, die sich auf eine visuelle Grenzhelligkeit von +6,m5 und Zenitstand des Radianten beziehen (siehe unten). Die folgende Wiederkehr der Leoniden im Jahre 1866 fiel mit etwa 8000 Leoniden pro Stunde auch noch recht beeindruckend aus; das Interesse des außerordentlich aktiven Meteorbeobachters und Amateurastronomen William Denning wurde durch dieses Ereignis geweckt. Es folgten weniger spektakuläre Periheldurchgänge, Raten von 250 im obigen Sinne lassen sich für das Jahr 1901 finden, für die nächste Wiederkehr findet man höchste Raten von etwa 200 im Jahre 1932. Kurz nach
Ein Leonid schlägt Sirius um Größenklassen. Peter Novotny gelang am 17.11.98 um 2:00 Uhr MEZ auf dem Gornergrat dieses eindrucksvolle Fotodokument. Belichtungszeit 10 Min, Film: Pro Gold 400, Objektiv: 50mm/f2
Vollmond müssen in jenem Jahr die Beobachtungsbedingungen erbärmlich gewesen sein. So kommt es, daß ein Bericht von 240 Meteoren pro Stunde schnell auf eine Standardrate von 500-1000 extrapoliert wurde und die Leoniden von 1932 oft als Schauer angegeben werden. Der Originalbericht zeigt aber, daß die 240 Meteore pro Stunde die Summe von sechs Beobachtern ist, untereinander vergleichbare Zahlen der Stromaktivität beziehen sich aber immer auf einen Beobachter und wir erhalten rund 200 Meteore pro Stunde nach Extrapolation auf mondlose Bedingungen. Leider sollten solche aus der Euphorie geborenen Fehler auch 1998 wieder für Verwirrung sorgen. Die Leoniden schienen damals ausgedient zu haben, und niemand wollte so recht eine optimistische Prognose für die Wiederkehr 1966 geben; man findet Ankündigungen um 100 Leoniden pro Stunde. Im vorangegangenen Jahr sahen einige regelmäßig beobachtende Amateure Raten um 50 Leoniden pro Stunde, deren Besonderheit der große Anteil heller Meteore war, verglichen mit den Maxima anderer Meteorströme. Den großen Meteorsturm von 1966 beobachteten Augenzeugen in Nordamerika, die Schätzungen über die Raten liegen um 100000 Meteoren pro Stunde. Der prominenteste Bericht über das Schauspiel stammt von Denis Milon [2], der am Observatorium auf Kitt Peak, zusammen mit einigen Kollegen, Maximalraten von 40 Meteoren pro Sekunde schätzte. Die Erwartungen an ein Schauspiel im vergangenen Jahr waren hoch, obwohl bis zum Schluß nicht klar war, ob die höchste Akti-
vität 1998 oder 1999 beobachtet werden würde. Die Ungeduld der Öffentlichkeit und der Druck, für 1998 noch die restlichen Mittel für Beobachtungsprojekte eintreiben zu müssen, ließ schnell das vergangene Jahr als das Hauptwiederkehrsjahr der Leoniden erscheinen. Die Pressewirksamkeit der Leoniden war enorm: Fast alle Tageszeitungen thematisierten den Strom mindestens einmal, einige sogar auf der Titelseite, nicht zuletzt wegen der Befürchtungen, Satelliten könnten von Staubteilchen getroffen werden.
Die Leoniden im Jahre 1998 Visuelle Meteorbeobachtungen sind am einfachsten durchzuführen. Sie sind deswegen nicht minder wertvoll; durch diese Einfachheit lassen sich außerordentlich viele Beobachtungen von allen Kontinenten der Erde zusammentragen. Die Beobachtungen werden von der International Meteor Organization gesammelt. In der dort geführten Datenbank finden sich bereits 55000 Leoniden aus dem vergangenen Jahr. Spezialausrüstungen wie bildverstärkte Videokameras und Radargeräte sind nur an wenigen Punkten der Erde verfügbar und können nur einige Stunden der Aktivität überdecken, die Photographie ist zu lichtschwach, um Leoniden schwächer als 0m festzuhalten. Die visuellen Beobachtungen bieten uns die Chance, ein geschlossenes Aktivitätsprofil für einen Meteorstrom abzuleiten. Wir können dann die tatsächlichen Teilchenhäufigkeiten für einen Querschnitt durch den Meteorstrom berechnen. Wir wollen uns hier im wesentlichen auf die Auswertung der Leoniden von 1998 in [3] beziehen.
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FACHGRUPPEN > METEORE
Als Maß für die beobachtbare Aktivität eines Meteorstroms wird die Stündliche Zenitrate (Zenithal Hourly Rate - ZHR) verwendet. Sie gibt an, wieviele Meteore pro Stunde ein Beobachter unter einem Himmel mit einer Grenzhelligkeit von +6m5 sehen würde, wenn der Radiant des Meteorstroms im Zenit stünde. Die ZHR wird in folgender Weise aus der Anzahl von Strommeteoren n berechnet: ZHR = n r(6.5-lm) F / (Teff sin hR). Die Korrektur für die Grenzhelligkeit lm erfolgt gemäß einer in nahezu allen Fällen sehr gut erfüllten Exponentialverteilung der Meteore über die Helligkeiten; die `Steilheit' dieser Verteilung wird durch den Populationsindex r festgelegt. Ein hoher Wert für r bedeutet ein schnelles Anwachsen der Metorzahlen bei kleineren Helligkeiten. Der Faktor F korrigiert eventuelle Abschattungen des Beobachtungsfeldes (Wolken, Gebäude), Teff ist die Beobachtungs-
zeit abzüglich aller Pausen und möglicher Eintragungszeiten von Meteoren, und hR ist die Höhe des Radianten über dem Horizont. Der Populationsindex r spiegelt die Massenverteilung der Meteoroide im Strom wider, er ist keineswegs eine Konstante, sondern verändert sich im Laufe der Aktivitätsperiode des Meteorstroms. Um also ein vernünftiges Profil der ZHR zu erhalten, muß man zuerst den Verlauf des r-Wertes aus den Helligkeitsverteilungen der Meteore ermitteln. Typische r-Werte während Meteorstrommaxima liegen um 2.0. Vor allem in den Morgenstunden der (europäischen) Nacht vom 16. zum 17.11. 98 wurden außerordentlich viele helle Leoniden gesichtet, Feuerkugeln von Vollmondhelligkeit finden sich in etlichen Berichten. Dieses seltene Verhältnis von hellen zu schwachen Meteoren drückt sich in einem niedrigen Populationsindex aus. Das r-Profil für die
Abbildung 1: Profil des Populationsindex der Leoniden 1998. Das Maximum heller Meteore drückt sich in einem sehr niedrigen Wert aus. Um den Zeitpunkt der Knotenpassage liegen die Werte deutlich höher. Die Grafik ist der globalen Auswertung in [3] entnommen.
Abbildung 2: Profil der stündlichen Zenitrate (ZHR) der Leoniden 1998. Die Grafik ist der globalen Auswertung in [3] entnommen und basiert auf ca. 47000 Leoniden.
Tage um das Leonidenmaximum ist in Abb. 1 gezeigt. Als reproduzierbares Maß für die Position der Erde auf ihrer Bahn wird die Sonnenlänge verwendet. Wir werden uns im folgenden immer auf Sonnenlängen beziehen; die zugehörigen (nur für 1998 gültigen) Maximumszeiten in UT sind in den Abbildungen mit angegeben. Wir haben es mit zwei unterschiedlichen Teilstücken der Leonidenaktivität zu tun: Das erste zeichnete sich durch die vielen hellen Meteore aus und wurde von Beobachtern in Westasien und Europa zwischen 1h und 2h UT am 17. November im Maximum beobachtet. Als zweites Teilstück wird uns der Bereich um den Zeitpunkt interessieren, der mit der Passage der Erde am Knoten der Kometenbahn bei =235,26 Grad zusammenfällt. Schon Abb. 1 zeigt uns für diese beiden Komponenten ein gegensätzliches Verhalten: die sogenannte Feuerkugelkomponente mit ihrem extrem niedrigen Populationsindex und den Zeitraum um die Knotenpassage mit deutlich erhöhten Werten. Abb. 2 zeigt das Aktivitätsprofil, gewonnen aus den Leonidenzahlen und dem vorher berechneten r-Profil in Abb. 1. Die maximalen ZHR der Feuerkugelkomponente liegen bei etwa 340. Eine zweite, sehr kurze Spitze finden wir nahe der Knotenpassage, von den Beobachtern durch ihre Enttäuschung über das Ausbleiben des großen Leonidensturms kaum bemerkt, trotzdem aber durch ihre sorgfältigen Aufzeichnungen in der Auswertung nachweisbar. Das Peak erreichte eine maximale ZHR von etwa 180. Die Dauer dieser Spitze von weniger als einer Stunde stimmt gut mit dem überein, was man für die Aktivität von einem sehr jungen Teilstück des Stroms erwarten würde. Die Erde durchquerte an jener Stelle direkt den vom Kometen bei einem erst zwei oder drei Umläufe zurückliegenden Periheldurchgang `ausgestreuten' Staubstreifen (comet trail - nicht zu verwechseln mit dem Kometenschweif, der von viel kleineren Teilchen gebildet wird).
Modellrechnungen Welche Ursache hat nun das etliche Stunden vorher liegende Maximum? Der niedrige Populationsindex deutet auf eine alte Komponente des Stroms hin; der Strahlungsdruck der Sonne hat über lange Zeiträume von vielen Umläufen Wirkung gezeigt und vor allem die kleinsten Teilchen aus dem Meteorstrom herausdriften lassen. Für das Alter, das uns die Massenverteilung anzeigt, ist die Breite des Maximums aber verhältnismäßig gering: Die volle Halbwertsbreite beträgt 17 Stunden, während typische alte Ströme wie die vom Kometen 1P/Halley erzeugten -Aquariden hohe ZHR über ein bis zwei Tage liefern. Und wenn schon recht scharf, warum fällt dann das Leonidenmaximum nicht im geringsten mit dem Kometenknoten zusammen? Die Antwort auf diese Fragen könnten in einer bahnmechanischen Erscheinung liegen, die in den vergangenen Jahren immer mehr an Bedeutung gewonnen hat. Gravitative Störungen von Körpern des Sonnensystems untereinander bestimmen die Stabilität der
Bahnen. Körper, deren Bahnen sich nahe kommen, können trotzdem `friedlich' miteinander umgehen, wenn ihre Umlaufzeiten ein Verhältnis kleiner ganzer Zahlen bilden. Wenn einer der Körper an dem kritischen Punkt großer Nähe zur anderen Bahn steht, ist der andere Körper immer an definierten, entfernten Punkten zu finden. Ein solches Verhalten nennt man Resonanz, deren prominentestes Beispiel von Neptun und Pluto gestellt wird, die sich in einem Periodenverhältnis von 2:3 bewegen. Größter Störenfried für den Leonidenstrom ist der Jupiter, seine Umlaufzeit von 11,86 Jahren muß mit den Leonidenumlaufzeiten vergleichen werden. Beim Ausstoß von Teilchen aus dem Kometen nahe seinem Periheldurchgang erhalten die Meteoroide eine zusätzliche Geschwindigkeitskomponente, die sich in leicht vergrößerten und leicht verkleinerten großen Bahnhalbachsen niederschlagen. Da der Teilchenausstoß im Perihel von der senkrecht zur Bewegungsrichtung stehenden Sonne ausgelöst wird, kommen sowohl effektive Beschleunigungen als auf Verlangsamungen bezüglich der Kometenbewegung zustande. In dieser recht breiten Palette von Umlaufzeiten, die die Teilchen nun haben, gibt es auch Resonanzperioden mit Jupiter, von denen die wichtigste im Verhältnis 14:5 mit der Jupiterumlaufzeit stehen, in dem sich auch der Komet bewegt. Tatsächlich haben Teilchensimulationen [4] gezeigt, daß es auf Bahnen nahe der Kometenbahn Abschnitte gibt, die von der 14:5-Resonanz mit Jupiter nutznießen. Sie kommen der Jupiterbahn immer dann nahe, wenn der Riesenplanet sich gerade an anderer Stelle seiner Bahn befindet. Für die `Feuerkugelnacht' der Leoniden im Jahre 1998 müssen noch mehr Bedingungen erfüllt sein: Die Knoten der Teilchenbahnen müssen in der Entfernung ErdeSonne liegen, die Knotenlänge muß mit der Sonnenlänge des beobachteten Maximums zusammenfallen und der vom Jupiter unbeeinflußte Abschnitt des Stroms (resonant arc) muß die Erdbahn genau am 17. November 1998 überlagern. Bei jedem Periheldurchgang wird ein solcher Teilchensektor in den Strom injiziert, doch nur der vom Periheldurchgang von 1333, so die Simulationen, erfüllt alle Bedingungen. Damit hätte man eine Teilchenquelle gefunden, die mit 20 Umläufen alt genug ist, um den niedrigen Populationsindex zu erklären, gleichzeitig aber wegen des Auswahleffekts bestimmter Bahnhalbachsen und der geringen Planetenstörungen aufgrund der Resonanz eine nur langsam in Breite `zerlaufende' Aktivitätskomponente liefert.
Leonidensturm 1999? Die erfolgreichen Versuche, die Evolution des Meteoroidenstroms zu simulieren, lassen uns nach den Vorhersagen für das laufende Jahr fragen. Es stellt sich zunächst heraus, daß der Abschnitt resonanter Leonidenteilchen sich von der Erdbahn bereits entfernt haben wird, so daß mit keiner Wiederkehr einer Feuerkugelnacht zu rechnen ist. Trotz der etwas dürftigen Belohnung in vergangenen Jahr, wird auch in diesem Jahr die Vorhersage auf Zeiten
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nahe der Passage des Kometenknotens fallen. Die umfangreichen Simulationen in [5] deuten an, daß die Erde denselben Teilchenstreifen von Tempel-Tuttle berühren wird wie im Jahre 1966, als man einen überwältigenden Sternschnuppensturm von vielleicht 100000 Meteoren oder mehr beobachtete. Der Abstand zum Zentrum dieses Streifens wird aber 1999 deutlich größer sein, und man kann davon ausgehen, daß die Aktivität bei einigen hundert Meteoren pro Stunde, höchstens bei 1000 pro Stunde liegen wird. Bei diesen Anzahlen wird sicher die eine oder andere Feuerkugel dabei sein, doch der weitaus größte Anteil wird von den schwächeren Meteoren geliefert werden; ein aufmerksamer visueller Beobachter wird am häufigsten Meteore um die Helligkeit +3m wahrnehmen. Als Zeitpunkt höchster Aktivität liefern die Simulationen den 18. November, 2h08m UT, also einen Moment, der leicht nach der Knotenpassage um 1h35m UT liegt. Die Unsicherheit liegt bei wenigstens einer Stunde. Abb. 3 zeigt eine Art Beobachtbarkeitsfunktion für drei verschiedene Maximumszeitpunkte: für den vorhergesagten Zeitpunkt 2h08m UT, für anderthalb Stunden früher und für anderthalb Stunden später. Um diese Funktion zu erhalten, wurde der Sinus der Radiantenhöhe zum Referenzzeitpunkt mit der bis zum Erreichen von 12 Grad Sonnendepression verbleibenden Zeit multipliziert. Die dargestellten Isolinien legen damit etwa den Ort fest, an dem das Maxmimum (für drei verschiedene Annahmen) optimal in das Beobachtungsfenster zwischen Aufsteigen des Radianten und Morgendämmerung fällt. (Daß das Maximum dieser Funktion in die Polarregionen fällt, liegt an der extrem langen Nacht und dem zirkumpolaren Radianten.) Weiterhin ist die Höhe des Radianten zum Referenzzeitpunkt in Abbildung 3 eingetragen. Europäische Längengrade liegen also optimal für die Beobachtung höchster Leonidenaktivität, genau wie unerwarteterweise in letzten Jahr. Leider sind die Wetterverhältnisse für ganz Europa in dieser Zeit sehr beobachtungsfeindlich, selbst der im Sommer so verläßliche Mittelmeerraum kann kaum mit Bewölkungswahrscheinlichkeiten unter 50% aufwarten. Gute Wetteraussichten finden sich in Vorderasien, in Nordafrika, sofern man sich in einigem Abstand zur Küste befindet, und in den Höhenlagen der Kanarischen Inseln. Neben dem Wetter sollten die geometrischen Bedingungen berücksichtigt werden. Je weiter man sich nach Süden begibt, desto später erscheint der Radiant am Horizont, desto früher beginnt außerdem die Morgendämmerung. Das Beobachtungsfenster für das kurze Maximum engt sich nach Süden hin ein. Alle Beobachter sind aufgerufen, zum Gesamtbild der Leoniden 1999 mit Beobachtungen aller Art beizutragen. Visuelle Beobachtungen gehen an den Koordinator des AKM, Jürgen Rendtel, Seestr. 6, 14476 Marquardt; jrendtel@aip.de.
Wir wünschen allen Beobachtern viel Glück für einen Leonidenschauer!
Rainer Arlt, 14109 Berlin, Friedensstr. 5
Literatur [1] P. Brown, The Leonid Meteor Shower:
Historical Visual Observations. Icarus 138 (1999), 287-308 [2] D. Milon, Observing the 1966 Leonids. J. Brit. Astr. Ass. 77 (1967), 89-93 [3] R. Arlt, Bulletin 13 of the International Leonid Watch: The 1998 Leonid Meteor Shower. WGN, Journal of the IMO, 26 (1998), 239-248 [4] D.J. Asher, M.E. Bailey, V.V. Emel'yanenko, Resonant meteoroids from Comet Tempel-Tuttle in 1333: the cause of the unexpected Leonid outburst in 1998. MNRAS 304 (1999), L53-L56 [5] P. Brown, Promotionsarbeit, Univ. of Western Ontario, 1999.
Abbildung 3: Sichtbarkeitsbedingungen der Leoniden 1999 für den aus Modellen vorhergesagten Zeitpunkt 2h08m UT am 18. November [4], für 1.5 Stunden früher und für 1.5 Stunden später. Die hellen Isolinien geben die Radiantenhöhe zu diesen Zeitpunkten an. Die dunklen Isolinien sind eine Funktion, die aus dem Produkt der vom entsprechenden Zeitpunkt verbleibenden Stunden bis zum Beginn der nautischen Dämmerung und dem Sinus der Radiantenhöhe gewonnen wurde.
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Steckbrief: Leoniden (LEO)
Radiantposition Drift Sichtbarkeit Maximum Populationsindex r Zenitrate ZHR Geozentr. Geschw. v Anfangshöhe Endhöhe Mutterkörper
= 153 Grad .2 (10h12m) = +22 Grad .0
= +0 Grad .70
= -0 Grad .42
14.11. - 21.11.
235 Grad .16 (18. 11.)
2,5
variabel, gelegentl. (1799, 1833, 1866, 1966, 98, 99?) Meteorstürme
71 km/s
128 km
87 km
55P /Tempel-Tuttle
Bahnelemente Leoniden, photogr. Leoniden, TV 55P /Tempel-Tuttle
234 Grad .8 234 Grad .8 235 Grad .2
172 Grad .4 170 Grad .2 172 Grad .5
i 162 Grad .5 161 Grad .5 162 Grad .5
e 0,935 0,89 0,905
q [AE] 0,984 0,98 0,974
a [AE] t [a]
15
60
15
60
10,3 33
Radiantenhöhen für verschiedene geographische Breiten:
Ortszeit 25 Grad N 30 Grad N 35 Grad N 40 Grad N 45 Grad N 50 Grad N 55 Grad N 60 Grad N
23:00
0
2
5
7
10
00:00
5
7
9
10
12
14
15
17
01:00
18
19
20
22
22
23
24
24
02:00
31
32
33
33
33
33
32
32
03:00
45
45
45
44
44
42
41
39
04:00
58
58
57
56
54
51
48
45
05:00
72
70
69
66
62
58
54
50
06:00
62
57
52
Die Lage des Leonidenradianten. Die eingezeichneten Kreise geben den anzunehmenden Durchmesser des Radianten bei unterschiedlichen
Entfernungen des sichtbaren Meteors vom Radianten an.
Videobeobachtungen
Sirko Molau
Die jüngste aller Beobachtungsmethoden (Profiastronomen setzten erst sei knapp 30 Jahren Videokameras zur Meteorbeobachtung ein) ist zugleich diejenige, die am besten zur quantitativen Erfassung eines Meteorsturms geeignet ist.
Die Leoniden 1995, aufgenommen mit einer unnachgeführten bildverstärkten Videokamera. Zu diesem Summenbild wurden alle hellen Meteore zusammengefügt, die im Laufe von etwa 3 Stunden Beobachtungszeit im Kameragesichtsfeld (60 Grad Durchmesser) aufleuchteten.
Andererseits erfordert sie jedoch spezielles Equipment, das nur wenigen Sternfreunden zur Verfügung steht. Das Herzstück einer Videometeorkamera ist ein Bildverstärker, wie er zum Beispiel in Nachtsichtgeräten zum Einsatz kommt. An seiner Vorderseite wird ein lichtstarkes Objektiv montiert, der Bildschirm auf der Rückseite wird mittels einer CCD-Videokamera abgefilmt. Eine solche Kamera erreicht je nach Objektiv üblicherweise Grenzgrößen zwischen 6m und 9m bei abnehmenden Gesichtsfeldern von 60 Grad bis 20 Grad Durchmesser. Gerade bei der erwarteten starken Aktivität der Leoniden kann es sich aber auch lohnen, einmal Tests mit einfachen Videokameras ohne Bildverstärker durchzuführen. Je empfindlicher die Kamera, um so besser. Wenn verschiedene Wechselobjektive zur Auswahl stehen, sollte man sich für das lichtstärkste mit der längsten Brennweite entscheiden. Zwar erhält man bei kürzeren Brennweiten ein größeres Gesichtsfeld, jedoch geht dann auch die Grenzgröße dramatisch zurück.
Das Beobachtungsfeld sollte man nicht zu weit vom Radianten entfernt wählen, damit die Leoniden nicht zu schnell durch das Gesichtsfeld huschen. Wenn möglich, sollte man die Kamera der scheinbaren Drehung des Sternenhimmels nachführen. Das ermöglicht es nämlich später, die interessanten Abschnitte aus den stundenlangen Videoaufzeichnungen zusammen zu kopieren und so den visuellen Eindruck hoher Aktivität besser wiederzugeben. Digitalisiert und überlagert man die Aufnahmen verschiedener Meteore, läßt sich dann auch der Radianteneffekt schön aufzeigen (siehe Abbildung). Bildverstärkte Videokameras, deren Daten von wissenschaftlichem Interesse sind, sollten hingegen nicht nachgeführt werden. Sie überwachen dann die ganze Zeit über dasselbe Raumvolumen der Atmosphäre unter identischen Bedingungen. Eine Ausnahme bilden hierbei natürlich Kameras, die speziell zur Aufzeichnung von Nachleuchten und Schweifen eingesetzt werden. Vergessen Sie nicht, für sekundengenaue Zeitmarken bei ihren Videoaufzeichnungen zu sorgen! Wer visuelle Beobachtungen mit Hilfe von Videoaufnahmen kalibrieren will, wählt das Objektiv so, daß die Aufnahme dem Seheindruck des Menschen entspricht: Die Grenzgröße sollte etwa 6m betragen und das Gesichtsfeld so groß wie möglich sein. Die Auswertung der Videobänder erfolgt nicht mehr wie früher in mühevoller Handarbeit, sondern mit Hilfe der in der VdS-Fachgruppe Meteore verfügbaren Computersoftware MetRec.
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Meteorsturmsimulationen und die 1966er Leoniden
Die phantastischen Meteorzahlen des letzten Leonidenmeteorsturm gaben Anlaß zu einer Vielzahl von Spekulationen und sind bis heute teilweise umstritten. Die zentrale Frage lautet: Sind visuelle Beobachter überhaupt in der Lage, Raten von bis zu 40 Meteoren pro Sekunde zuverlässig zu schätzen, oder ist der Wert möglicherweise um Größenordnungen zu hoch?
Vergleich zwischen simulierter und geschätzter Zahl der Meteore bei der realistischen Simulation mit MetSim. Mit zunehmender Meteorzahl steigt zwar die Streuung der Schätzwerte, der relative Fehler ist jedoch fast konstant.
Leider gab es zu jener Zeit keine andere Beobachtungsmethode, mit der sich diese Zahlen verifizieren ließen: Die bekannte Rekordfotografie mit 43 Meteoren bei 43 s Belichtungszeit sprich zwar für eine dramatisch hohe Aktivität, jedoch können auch lichtstarke Kameras nur die allerhellsten der Meteore abbilden. Eine Extrapolation über mehrere Größenklassen liefert keine verläßlichen Ergebnisse. Radarbeobachtungen hingegen zeichnen zwar viel schwächere Meteore auf, auch sie lassen jedoch keinen Schluß auf die visuellen Raten zu, weil die Stärke des reflektierten Radarimpulses von vielen Parametern abhängt und kaum mit der Helligkeit des Meteors korreliert ist. Hinzu kommt, daß die Empfänger bei derart starker Aktivität praktisch in die Sättigung gehen. Einzelne Ereignisse können dann gar nicht mehr gezählt werden. Ein anderen Weg zur Verifizierung der Beobachtungen sind daher Hartwig Lüthen und Sirko Molau im Vorfeld der '98er Leonidenexpedition gegangen. Sie untersuchten mit Hilfe von Computersimulationen, wie gut ein visueller Beobachter derart große Meteorzahlen schätzen kann. Der erste Test war noch relativ einfach. Entsprechend der '66er Beobachtungsmethode wurde eine zufällige Anzahl von Strichen ('Meteoren') für einen Zeitraum von einer Sekunde auf dem Bildschirm dargestellt. Der »Beobachter« mußte dann schätzen, wie viele »Meteore« er gesehen hat. Das Programm wurde von mehreren Personen getestet, wobei die wahre Zahl der Meteore erst am Ende einer Testserie eingesehen werden konnte, um Lerneffekte zu vermeiden. Die Auswertung einer Vielzahl von Einzelschätzungen ergab, daß die Testpersonen
unabhängig von ihrer Beobachtungserfahrung erstaunlich gute Zahlen lieferten. Im Mittel wurde die Anzahl nur geringfügig überschätzt. Die nächste Aufgabe war deshalb etwas komplizierter. Um auch dynamische Effekte von Meteorerscheinungen zu berücksichtigen, wurden nun bewegliche Punkte statt der fixierten Linien dargestellt. Auch bei diesem Test waren die Schätzfehler erstaunlich klein. Schließlich wurde ein drittes Programm namens MetSim entwickelt, das alle Effekte einer Meteorerscheinung so realistisch wie möglich simuliert (MetSim ist Internet unter http://www.imo.net frei verfügbar). So wurden Meteore als bewegliche Objekte vor einem festen Sternenhintergrund dargestellt. Sie hatten variable Geschwindigkeiten, Helligkeiten, Lichtkurven und Nachleuchteigenschaften. Die Simulation war auch nicht mehr auf eine Sekunde beschränkt. Die Sternschnuppen erschienen entsprechend einer Poisson-Verteilung kontinuierlich auf dem Bildschirm, so daß auch die bekannten Häufungseffekte von Sternschnuppen auftraten. Ab und an lenkte eine Feuerkugel die Aufmerksamkeit auf sich oder ein sporadisches Meteor erschien inmitten der Leoniden. Diese Meteorsimulation wurde von den meisten Beobachtern subjektiv als besonders kompliziert eingeschätzt. Lange Meßreihen zeigen jedoch, daß die visuellen Beobachter auch hier erstaunlich zuverlässig waren! Der relative Schätzfehler blieb im gesamten Bereich von einer bis einhundert Sternschnuppen pro Sekunde praktisch konstant bei etwa 20%. Im Gegensatz zu den vorhergehenden Tests begannen die Beobachter sogar, die Zahl der Meteore bei erhöhter Aktivität zu unterschätzen (siehe Abbildung)! Natürlich kann man auch mit der besten Simulation niemals alle Einflüsse einer echten Meteorbeobachtung erfassen. Wir sind nach den Experimenten aber davon überzeugt, daß die '66er Beobachtungen zu mindestens in der Größenordnung richtig sind. Ein visueller Beobachter kann sehr wohl unterscheiden, ob in jeder Sekunde 4 oder 40 Leoniden aufleuchten. Weitere Einsichten könnten uns die Leoniden in diesem Jahr verschaffen. Wenn die Aktivität hoch genug ist, kann man dieselbe Beobachtungsmethode wie 1966 anwenden und die visuellen Daten später anhand paralleler Videoaufnahmen verifizieren.
Sirko Molau, 52056 Aachen Ahornstr. 55 email: molau@informatik.rwth-aachen.de/I6/
Colleagues/molau
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IMPRESSUM
VdS-Journal für Astronomie · Mitteilungsblatt der Vereinigung der Sternfreunde e.V.
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VdS-Journal für Astronomie erscheint zum
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Manuskripte: Manuskripte und Beiträge an den Vorsitzenden der VdS, Herrn Otto Guthier, Am Tonwerk 6, D-64646 Heppenheim. Mit dem Einsenden gibt der Autor sein Einverständnis zum Abdruck im VdS-Journal für Astronomie. Das Copyright obliegt den jeweiligen Autoren. Die abgedruckten Texte geben nicht unbedingt die Meinung der Redaktion wieder.
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Klarer Himmel für die Leoniden?
1999 wird es wieder zu einer starken Leonidenaktivität, eventuell sogar zu einem Meteorsturm kommen. Der Durchgang durch die Knotenebene des Kometen 55P/Tempel-Tuttle findet am 18.11.1999 um 1:36 statt. In Mitteleuropa wird zu dieser Zeit der Radiant bereits ausreichend hoch stehen. Andererseits kennt jeder deutsche Amateurastronom das grausige Novemberwetter. Macht also ein Kurzurlaub Sinn?
Die Rahmenbedingungen: Tab.1 zeigt die Höhe des Radianten für einige Städte und Touristenziele für Zeiten vor und nach dem Knotendurchgang. Da die Zahl der Meteore, die ein einzelner Beobachter wahrnimmt, in erster Näherung vom Sinus der Radiantenhöhe abhängt, ist auch dieser Wert angegeben. Außerdem ist der Dämmerungsbeginn (D) in der Tabelle aufgeführt. Deutlich wird, daß in Hamburg und Tozeur der Radiant zur Knoten-
Meteorsturm noch nicht ausreichend über dem Horizont steht. 1-2 Stunden nach dem Knotendurchgang hingegen sitzt man auch auf den Kanaren in der ersten Reihe. Tabelle 2 zeigt die Untergangszeiten des 10 Tage alten Mondes in den Tagen um das Maximum (UT). Die Daten für die Maximumsnacht sind hervorgehoben. Deutlich wird, daß der Mond im äußersten Westen des in Frage kommenden Beobachtungsge-
Tab. 1: Radiantenhöhe (h) für den entscheidenden Zeitraum am 17/18. November 1999. Die Zeiten der astronomischen Dämmerung (D) sind ebenfalls angegeben. Die Werte für die Zeit des Durchgangs durch die Bahnebene des Kometen Tempel-Tuttle sind hervorgehoben.
Zeit
UT 23:36 00:36 01:36 02:36 03:36 04:36 D
Teneriffa
Kan. Inseln
h ( Grad ) sin h
-
-
1 Grad
0.02
13 Grad
0.22
26 Grad
0.43
38 Grad
0.61
51 Grad
0.77
06:06
Agadir
Marokko
h ( Grad ) sin h
-
-
7
0.12
19
0.33
31
0.54
44
0.69
57
0.84
05:57
Tozeur
Tunesien
h ( Grad ) sin h
10
0.17
24
0.40
35
0.57
47
0.73
60
0.86
(70 Grad ) (0.93)
04:28
Hamburg
Deutschl.
h ( Grad ) sin h
17
0.29
24
0.40
35
0.57
43
0.68
50
0.76
56
0.82
4:46
Amman
Jordanien
h ( Grad ) sin h
34
0.56
46
0.72
58
0.84
70
0.93
-
-
-
-
2:42
Tab. 2: Monduntergangszeiten (UT) für einige Orte in Europa und Nordafrika in den Nächten um das Leonidenmaximum 1999.
Datum
15.11. 16.11. 17.11. 18.11. 19.11.
Tozeur
22:18 23:16 ---- 00:16 01:18
Agadir
23:47 ---- 00:44 01:42 02:43
Teneriffa
---- 00:20 01:16 02:14 03:13
London
22:18 23:25 ---- 00:36 01:50
Berlin
21:18 22:26 23:38 ---- 00:52
Warschau
20:46 21:54 23:06 ---- 00:20
Amman
20:34 21:31 22:30 23:30 ----
Abb.: Typisches Meteosat-Bild vom 17.11.1996, 6:00 UT. Deutlich zu sehen ist der starke Gegensatz zwischen dem Wetter im Sahararaum und in Mitteleuropa. Ein Tiefausläufer überquert Westeuropa und das westliche Mittelmeer. Er beeinflußt noch das Wetter an der tunesischen Mittelmeerküste. Über dem östlichen Mittelmeer sind weiträumige Wolkenfelder zu erkennen. In Tozeur (Tunesien) und auf Teneriffa ist es klar, während einige verstreute Wolken an der marokkanischen Atlantikküste bei Agadir zu erkennen sind.
biets, also auf den Kanarischen Inseln und Marokko, zur Zeit des Durchgangs durch die Kometenbahnebene gerade erst untergeht. In allen anderen Regionen braucht man sich über den Mond keine Gedanken zu machen.
durchgangszeit um 1:36 UT bereits 35 Grad hoch steht. Hell wird es erst ca. 3 Stunden später. Da historische Leonidenstürme oft erst kurz nach dem Knotendurchgang ihr Maximum erreichten, kann der Zeitpuffer nach hinten entscheidend sein. Amman in Jordanien hat hingegen nur eine Sicherheitsreserve von ca. einer Stunde. Falls das Maximum sich deutlich verspätet, kann es dem Beobachter dort passieren, daß der Meteorsturm in der hellen Dämmerung oder am Tageshimmel stattfindet. Auf der anderen Seite läuft ein Sternfreund auf Teneriffa Gefahr, daß der Radiant bei einem frühen
Meteorologische und touristische Rahmenbedingungen Generell ist der November, was das Wetter anbelangt, im gesamten in Frage kommenden Gebiet ein vergleichsweise ungünstiger Monat (Abb. 1). Mitteleuropa wird meist von einer raschen Folge von Tiefausläufern überquert. Bei Hochdruckeinfluß baut sich in der Ebene und in mittleren Lagen sehr schnell Nebel auf. Man kann ihn natürlich durch einen Ausflug ins Gebirge unter sich lassen. Eine Alternative dazu wäre, anhand von Satellitenbildern mit dem Auto die Wolkenlöcher zu erjagen. Dabei sollte man aber berücksichtigen, daß die IRSatellitenbilder Nebelbänke nicht zeigen. Die Wetterchancen verbessern sich in Europa und Nordafrika generell, je weiter man nach Süden fährt. Aber auch der Mit-
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telmeerraum bietet keineswegs Wettersicherheit. Häufig erreichen die Ausläufer europäischer Tiefdruckgebiete noch Nordafrika, und über dem Mittelmeer bauen sich mitunter hartnäckige Tiefdruckgebiete auf. In Nordafrika sollte man versuchen, so weit wie möglich nach Süden, in das Einflußgebiet der Sahara, zu kommen. In Tunesien und in Marokko gibt es glücklicherweise eine recht brauchbare touristische Infrastruktur (Straßen, Autovermietungen, Hotels etc.). Die bekannten tunesischen Mittelmeerorte bieten natürlich keine große Wettersicherheit, aber man kann auf gut befahrbaren Straßen den Nordrand der Sahara (z.B. die Oase Tozeur) erreichen. Agadir liegt sehr weit südlich an der marokkanischen Atlantikküste und wird von Charterflügen direkt angeflogen. Allerdings muß man hier sicher die Großstadt mit dem Auto verlassen und sich nachts einen möglicherweise weit entlegenen Beobachtungsplatz suchen. Wie realistisch das ist, bleibt offen. Die Kanarischen Inseln haben eine exzellente touristische Infrastruktur. In Frage kommen die Hochfläche der Canadas auf Teneriffa oder der Roques de los Muchachos auf La Palma, beides traditionelle Ziele von Astrourlaubern. Gerade diese weit über
Jahr
Tozeur
Agadir
Teneriffa
Berlin
1995
62
-
-
26
1996
56
80
82
30
1997
71
82
78
28
1998
69
90
91
31
2000m hoch gelegenen Bergregionen bieten ein gutes lokales Klima und sind auch nachts mit Mietwagen gut erreichbar. Die Touristenorte an den Küsten sind weniger geeignet. Um die Wetterchancen besser quantifizieren zu können, habe ich die Chance auf klaren Himmel für verschiedene Orte von Satellitenbildern (siehe Abbildung links) geschätzt. Dies ist gewiß eine etwas subjektive Methode, erlaubt dafür aber einige Rückschlüsse. Für jeden Tag wurde zunächst ein Mittelwert errechnet und daraus Jahresmittel (meist jeweils für den Zeitraum vom 8. bis 28. November) ermittelt (Tab. 3). Der Wert für Berlin ist aufgrund der erwähnten Nebel-Problematik wahrscheinlich zu optimistisch. Fazit: Alle erwähnten Reiseziele haben eine drastisch bessere Wetterstatistik als Mitteleuropa. An allen Plätzen gab es aber auch Tage mit durchgehend schlechtem Wetter. Generell erscheint der tunesische Ort Tozeur im
Schnitt ungünstiger als Agadir oder Teneriffa zu sein.
Wo beobachten ? Auch 1999 gibt es keinen idealen Standort für den Leonidenbeobachter. Völlige Wettersicherheit gibt es in Mitteleuorpa und Nordafrika nirgends. Es wird wieder ein Glücksspiel sein. Eine große Unbekannte bleibt der genaue Zeitpunkt des Leoniden-Maximums. Momentan werden Touren nach Teneriffa, Nordafrika und nach Jordanien vorbereitet. Andere Sternfreunde hoffen, auf dem Gornergrat über den Wolken zu sein oder durch Mobilität in der Maximumsnacht den Wolken ausweichen zu können. Diese Art der Risikostreuung wird es mit Sicherheit ermöglichen, daß zumindest einige Beobachter das Maximum erfassen können, aber auch, daß einige Amateurastronomen mit suboptimalen Bedingungen vorliebnehmen müssen.
Hartwig Lüthen Behnstr. 13, 22767 Hamburg
Tab. 3: Prozentuale Chance auf klaren Himmel Mitte November, abgeschätzt von Meteosat und NOAA-Bildern.
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Kommentar überflüssig. Foto: Roland Eberle, 50mm-Objektiv
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Meteorschweife und Nachleuchten
Beim Eintritt eines Meteoroiden in die Erdatmosphäre kommt es zur Ionisation bzw. Anregung sowohl des abgetragenen meteoroidischen Materials als auch der umgebenden Luft. Rekombinations- und Abregungsprozesse führen anschließend zu einem mehr oder weniger stark ausgeprägten Nachleuchten.
Nachleuchtspuren (»persistent trains«) können durchaus bis zu mehreren Minuten sichtbar sein. Ein Experiment während der Leonidenexpedition des AKM in die Mongolei (ALEX '98) hatte die Dokumentation dieser Phänomene zum Ziel. Dazu wurde eine der mitgeführten Bildverstärkerkameras beweglich aufgestellt. Nach Erscheinen eines besonders hellen Meteors konnte die Kamera innerhalb weniger Sekunden vom Operator exakt auf die Nachleuchtspur ausgerichtet werden. So gelang es, die zeitliche Entwicklung einer größeren Zahl von Nachleuchtspuren auf Video festzuhalten. Die Abbildung zeigt eine Bildsequenz im Abstand von jeweils 30 Sekunden. Das abgebildete Feld hat einen Durchmesser von ca. 20 Grad. Deutlich erkennbar ist die
Deformation der Nachleuchtspuren durch Stömungen in der Hochatmosphäre. Insbesondere im Zeitraffervideo entsteht ein verblüffender dreimensionaler Eindruck. Das Video ist für Interessenten über den AKM erhältlich). Auffällig war weiterhin, daß die intensivsten und am längsten sichtbaren Nachleuchtspuren nicht immer von den hellsten Meteoren verursacht wurden. Ebenfalls überraschend war die Tatsache, daß die Nachleuchtspuren mit der bis ins nahe Infrarot empfindlichen Kamera viel länger sichtbar waren als mit dem bloßen Auge oder dem Feldstecher. Die Auswertung der Daten hat erst begonnen. Mit weiteren interessanten Ergebnissen kann gerechnet werden.
Mirko Nitschke Louise-Seidler-Str. 27, 01217 Dresden
Zeitliche Entwicklung der Nachleuchtspur einer hellen Feuerkugel am Morgen des 17. 11.'98. Die Aufnahmen entstanden im Abstand von 30 s. Der Felddurchmesser beträgt ca. 20 Grad . Die Ausschnittvergrößerung zeigt deutlich Verwirbelungen und eine schlauchförmige Verbreiterung des Ionisationskanales.
Lichtverschmutzung der anderen Art: Nachleuchtspuren einer Feuerkugel. Foto: Otto Guthier
Hinweise zur Meteorfotografie
Schnell bewegte Objekte abzubilden, bereitet der Fotografie auch heute angesichts hochempfindlicher Filme und sehr lichtstarker Optiken noch immer Probleme. Je größer die Winkelgeschwindigkeit, desto kürzer ist die Belichtung jedes einzelnen Filmkorns und um so geringer ist die fotografische Wirkung.
Kleinbild 6 x 6 Film
f
f/d
mm
28 2,8
35 1,8
50 1,0
50 1,4
50 2,8
30 3,5
50 4,0
80 2,8
d
d2/f m
AX
mm mm mag Q Grad
10,0 3,6 -1,5 3038 2
19,4 10,8 -0,5 2060 4
50,0 50,0 +1,5 1069 15
35,7 25,5 +0,5 1069 7
17,9 6,4 -1,0 1069 1
8,6 2,5 -2,0 15120 5
12,5 3,1 -1,5 3627 2
28,7 10,3 -0,5 1588 3
Tabelle 1: Effektivitäten verschiedener Kameraobjektive
Leoniden-Feuerkugelnacht am 16.11.'98, Observatorium
Ulan Bator, Mongolei. Fischaugenoptik f/3.5, f=30mm.
6x6-Film Ilford HP5+, entwickelt auf ISO 3200/36. Bei aus-
gleichender Entwicklung kann der Film im Gegensatz zu
Diafilmen fast den gesamten Helligkeitsumfang in unter-
schiedliche Schwärzung umsetzen.
Foto: J. Rendtel
FACHGRUPPEN > METEORE
Generell gilt es, zwischen einem großen Feld und einer hohen Reichweite zu optimieren. Verschiedene Autoren haben zum Vergleichen unterschiedlicher Objektive Kenngrößen definiert. Wie weiter unten noch klar wird, ist deren Gültigkeitsbereich eingeschränkt. In der Tabelle geben wir Effektivität X = A (d2/f)1.21 f 0.056 10-4 an, wobei d die freie Öffnung des Objektivs ist, f die Brennweite (beides in mm) und A die abgebildete Fläche (in Quadratgrad). Die erreichbare Meteorhelligkeit m in der Tabelle ist ebenfalls nur ein grober Richtwert. Bei einem »normalen« Meteorstrom-Maximum, wie etwa den Perseiden, nimmt die Anzahl der Meteore mit jeder Helligkeitsklasse um etwa einen Faktor 2,2 zu. Wählt man von zwei Objektiven dasjenige mit längerer Brennweite und beispielsweise halb so großem Feld, müßte es eine Größenklasse schwächere Meteore erfassen, um die gleiche Anzahl von Meteoren abzubilden. Das ist aber nur ein Teil des Gesamtproblems. Die Meteore eines Stromes haben in der Nähe des Radianten, wenn sie noch fast auf den Beobachter hinzufliegen, nur eine kleine Winkelgeschwindigkeit. Das gilt auch für Meteore in Horizontnähe wegen ihrer großen Entfernung zum Betrachter. Der große Abstand und damit verminderte scheinbare Helligkeit sowie Dunst und mögliche Fremdlichtquellen sind Gründe genug, ein Feld am Horizont zu meiden. Die Winkelgeschwindigkeit der Meteore ist in 90 Grad Abstand vom Radianten und in Zenitnähe maximal. Die Reichweite m in der Tabelle ist daher auch nur zum Vergleich verschiedener Objektive unter sonst gleichen Bedingungen angegeben. Generell gilt es, ein optimales Feld auszuwählen. Zusätzlich ist zu beachten, daß innerhalb eines großen Feldes (Weitwinkelobjektiv) die scheinbare Geschwindigkeit der Meteore stark variiert. Noch eines sollte man nicht vergessen: Die Meteorspuren erscheinen in Radiantennähe und in großer Entfernung sehr kurz, so daß Messungen der Position oder der Helligkeit schwieriger werden. Übrigens kommt dem Fotografen eine gerade bei den Leoniden häufige Erscheinung zugute: Das Nachleuchten der Spuren. Dieses Nachleuchten kann dann auch schwächere Meteore auf dem
Film erscheinen lassen. Vorab sollte man also entscheiden, ob die beabsichtigten Aufnahmen als »schönes Bild« oder für weitere Auswertungen gedacht sind. Günstig wird es sein, ein Feld in nicht allzu großer Entfernung vom Radianten zu wählen und dies nicht in Richtung Zenit. Für eine Normaloptik (etwa 30 Grad x 40 Grad Feld) ist das z.B. ein Bildzentrum 30 Grad östlich oder westlich vom Radianten in etwa dessen Höhe. Eine Weitwinkeloptik würde man vielleicht 40 Grad -50 Grad neben den Radianten zentrieren. Auf eine Nachführung kann getrost verzichtet werden. Um eine weitere Auswertung zu gewährleisten ist eine möglichst sekundengenaue Zeitnahme am Anfang und Ende der Belichtung aber auch bei hellen Meteoren im Gesichtsfeld unverzichtbar. Was ist im Falle eines Feuerkugel-Regens wie in der Nacht 16./17. November 1998 zu beachten? In solch einem Fall steigt die Anzahl der Meteore kaum noch zu den schwächeren Erscheinungen hin an - mit anderen Worten, ein Gewinn an Reichweite macht sich nicht bezahlt. Hier ist man also mit einem Fischaugenobjektiv am besten bedient. Das so sehr erwartete Maximum der Leoniden '99 besteht jedoch aus frischem Material, das zugleich einen hohen Anteil kleiner Teilchen enthält. Also ist dann ein Objektiv mit besserer Reichweite zu bevorzugen, z.B. eine sehr lichtstarke Normaloptik. Wenn aber die Zahl der Leoniden insgesamt sehr stark - sagen wir um einen Faktor 100 - ansteigt, wird auch die Anzahl von Feuerkugeln um etwa diesen Faktor zunehmen, so daß ein Weitwinkelobjektiv sicher auch viele Meteore erfaßt. Optimal wäre aber das schon genannte lichtstarke Normalobjektiv. Bleibt noch die Auswahl des Filmmaterials. Auch hier steht zuerst die Frage nach der Zielstellung. Fotometrie erfordert Schwarzweißfilm, eindrucksvolle Bilder kann man auf Farbnegativoder Diafilm anfertigen. Der Vorteil des Diafilms ist, daß ein Labor normalerweise weniger »Schaden« anrichten kann. Man sollte auf jeden Fall vermerken, daß es sich um Astroaufnahmen handelt und die Filme nicht geschnitten werden sollen. Im schlechtesten Fall bekommt man den Film zurück mit der Bemerkung, daß nichts drauf ist. Generell tun sich (Standard-)Labors
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FACHGRUPPEN > METEORE
recht schwer mit guten Kopien von solchen Aufnahmen. Dies ist beim Dia nicht in dem Maße der Fall; man erhält durchaus gute Papierkopien von Astro-Dias. Ein hochempfindlicher Film ist unbedingt nötig. Zum Abschluß noch eine kurze Bemerkung zur Aufname von Nachleuchterscheinungen und Meteorspektren. Gerade bei den Leoniden wird immer wieder ein Nachleuchten der Spur heller Meteore beobachtet, häufig einige zig Sekunden lang, gelegentlich aber auch über viele Minuten. Hier lohnen sich Aufnahmen mit anfangs unter einer Minute Belichtung, zum Ende einige Minuten lang. Allerdings verändern sich die Position und Form
während der Belichtung. Die Veränderungen können am besten mit restlichtverstärkten Videokameras verfolgt werden. Meteorspektren können nur von hellen Feuerkugeln gewonnen werden, da das vorhandene Licht zusätzlich noch in Wellenlängenrichtung aufgespalten wird. Prisma oder Gitter sind gleichermaßen geeignet. Ein S/W-Film ist für eine eventuelle Auswertung zu bevorzugen, da hier eine spektrale Empfindlichkeitskurve zu berücksichtigen ist, während Farbfilme fast unkalkulierbar auf die unterschiedlichen Bereiche des Spektrums reagieren.
Jürgen Rendtel, Seestraße 6, 14476 Marquardt
Subjektiv, aber ehrlich...
Der Meteor-Filmtip
S/W-Film: Fuji Neopan 1600 (ISO 1600/30; kann leicht auf ISO 3200/36 entwickelt werden, nur KB) Ilford HP 5+ (ISO 400/27; kann leicht auf ISO 3200/36 entwickelt werden, auch 6x6) Ilford 3200 Delta (nur Kleinbild) Kodak TMAX 3200 (ISO 3200/36; lohnt sich nur bei kurzen Belichtungen, nur KB)
Farbdiafilm: Fuji Provia 1600 (nur Kleinbild) Imation Chrome 800/3200 (nur KB; grobkörnig bei ISO 3200) Kodak Ektachrome 400 X (problemlos auf 800 zu pushen; auch als 6x6-Film) Kodak Panther 1600 X (nur Kleinbild)
Farbnegativfilm: Fujicolor Super HG 1600 (auch 6x6) Kodak Gold Zoom (ISO 800/30 - 3200/36) Konica SR-G 3200 Professional (auch 6x6)
Spektren von Meteorspuren
Ist es nicht ein beeindruckendes Erlebnis, eine helle Sternschnuppe am Himmel verfolgen zu können? Leicht kann man sich die Bahn einprägen und abschätzen, mit welcher Geschwindigkeit sie sich vor dem Himmelshintergrund bewegt hat. Verrät uns diese Leuchterscheinung vielleicht noch mehr?
Schon im letzten Jahrhundert begannen Forscher das Licht der Sterne mit Hilfe von Prismen aufzuspalten und sich Gedanken über den Ursprung der dunklen Linien in den Sternspektren zu machen. Was passiert eigentlich, wenn wir eine Meteorspur durch ein Prisma oder Beugungsgitter betrachten bzw. fotografieren? Tritt ein Meteoroid mit hoher Geschwindigkeit in die Erdatmosphäre ein, wird er durch die immer dichter werdende Gashülle abgebremst. Der Körper erhitzt sich, bis er schließlich verdampft. Der Hauptanteil des Lichtes, das wir als Meteorspur sehen, kommt nicht vom Meteoroiden selbst sondern von den Gasatomen und -molekülen der Erdatmosphäre,
die beim Zusammenstoß ionisiert werden und eine Art Plasmaschlauch um das durchfliegende kosmische Teilchen bilden. Das Spektrum eines Meteors ist folglich kein Kontinuum sondern besteht aus einzelnen Emissionslinien bestimmter Wellenlängen, die von den angeregten Gasen erzeugt werden. Wäre das schon alles, würden sämtliche Meteorspektren sehr ähnlich aussehen und keine weiteren Informationen liefern. Ende der 60er Jahre startete die NASA ein Projekt zur Registrierung von Meteorspektren [1]. Mit einer speziell für diesen Zweck konzipierten extrem lichtstarken Optik gelang es, auch Spektren von schwächeren Meteoren zu erhalten. Insgesamt
Leonidenspur und Spektrum erster Ordnung des Endblitzes, Mongolei,
17./18.11. 1998. Praktica mit Objektiv 2.8/29 mit holografischer Gitter-
folie auf Fujicolor HG 1600.
Foto: Petra Rendtel
wurden 764 Meteorspektren fotografiert. Die Spektren zeigen sehr deutlich, daß neben Emissionslinien atmosphärischer Gase auch solche von nichtflüchtigen schweren Elementen zu finden sind, die eindeutig von dem Meteoroidenmaterial stammen und auf seine chemische Zusammensetzung schließen lassen. Ein großer Teil der untersuchten Spektren weist eine ähnliche Zusammensetzung schwerer Elemente wie unsere Sonne auf. Die dazugehörigen Meteoroide konnten fast alle mit Kometen in Verbindung gebracht werden, die dieses Material freigesetzt hatten. Es wurden aber noch weitere Gruppen von Meteorspektren gefunden, die andere chemische Zusammensetzungen zeigten. Diese Tatsache bedeutet, daß verschiedene, teilweise noch unbekannte Quellen als Ursprung der Meteoroide in Betracht kommen. Nach diesen recht theoretischen Überlegungen über Meteorspektren stellt sich nun die Frage, wie man selbst ein solches Spektrum mit einfachen Mitteln erhält. Man nehme einen Meteorstrom mit möglichst vielen, hellen Meteoren - z.B. die Leoniden. Das erhöht die Wahrscheinlichkeit, daß ein Meteor auch tatsächlich in der Blickrichtung der Kamera aufleuchtet. Vor das Objektiv muß ein Prisma oder Beugungsgitter gesetzt werden. Wer die Wahl hat, sollte ein geblazetes Gitter bevorzugen. Es genügt jedoch auch eine einfache holographische Gitterfolie, die für wenige Mark erhältlich sind (die genaue Adresse kann beim
AKM erfragt werden). Das Gitter wird in einen Filterhalter eingepaßt und vor dem Kameraobjektiv so ausgerichtet, daß das Spektrum senkrecht zur erwartenden Bewegungsrichtung des Strommeteors aufgenommen wird. Um möglichst das gesamte Spektrum bei ausreichender Auflösung zu erhalten, empfiehlt es sich, in Abhängigkeit vom verwendeten Gitter ein lichtstarkes Normaloder Weitwinkelobjektiv zu verwenden. Natürlich sollte ein möglichst hochempfindlicher Film zum Einsatz kommen, da ja das Licht des Meteors in Spektren verschiedener Ordnungen gebeugt wird und zumindest das Spektrum erster Ordnung noch intensiv genug sein muß, den Film zu belichten. Mit etwas Glück erhält man dann ein Meteorspektrum, wie es unten zu sehen ist - passend zum Thema natürlich ein Leonidenspektrum. Für eine anschließende Auswertung müssen die einzelnen Linien des Spektrums vermessen und identifiziert werden, was je nach Qualität des aufgezeichneten Spektrums mehr oder weniger trivial ist. Besonders kompliziert zu vermessen sind Spektren, die mit einem Prisma erhalten wurden, weil die Beziehung zwischen dem Abstand der Emmisionslinien und ihrer Wellenlänge im Gegensatz zu Gitterspektren nichtlinear ist.
Petra Rendtel Julius-Ludowieg-Str. 35, 21073 HH
Literatur [1] Harvey, G. H.: S&T,
Juni 1974, S. 378
FACHGRUPPEN > ATMOSPHÄRISCHE ERSCHEINUNGEN
Die Fachgruppe
Atmosphärische Erscheinungen
Sektion Halobeobachtungen des Arbeitskreises Meteore e.V.
Mit diesem Beitrag beginnend, sollen die wesentlichsten atmosphärischen Erscheinungen beschrieben werden, mit denen sich die Fachgruppe und die Sektion Halobeobachtung auseinandersetzen. Dabei stehen die Haloerscheinungen im Vordergrund.
Dies hat zum einen historisch gewachsene Ursachen, andererseits bieten die Haloerscheinungen ein sehr breit gefächertes Spektrum verschiedener Arten und Formen. Dennoch betreut die FG auch alle anderen optischen Erscheinungen, z.B.: · Regenbögen
(Haupt- und Nebenregenbogen, Nebelbogen, Taubogen) · Heiligenschein, Glorien, Höfe, Brockengespenst · Pollenkoronen · irisierende Wolken · Perlmutterwolken · Luftspiegelungen · grüner Strahl (grünes Segment) · Dämmerungserscheinungen
Vielfältige Formen Bei all diesen Erscheinungsformen wird Licht an verschieden Medien (Eiskristalle, Regentropfen, Nebeltropfen, Staub, Pollen etc.) in der Atmosphäre - im weiteren Sinne vom Erdboden (z.B. Schneedeckenhalos) bis in die Stratosphäre (Perlmuttwolken) - gebrochen, gebeugt, gestreut oder gespiegelt. Diese kaum zu überblickende Vielfalt an Kombinationen ergeben eben diese noch vielfältigeren Erscheinungsformen der Atmosphärischen Erscheinungen. Wie eingangs erwähnt, bieten dabei die Haloerscheinungen die größte Artenvielfalt. Heute unterscheiden wir über 50 unterschiedliche Haloar-
ten mit über 80 verschiedenen Haloformen. Seit nunmehr 20 Jahren hat es sich eine Gruppe von ca. 30 Beobachtern zur Aufgabe gemacht, all diese Haloerscheinungen möglichst zeitlich sowie räumlich lückenlos zu erfassen und somit eine homogene statistische Reihe zu erstellen. In dieser Zeit erweiterte sich nicht nur die Kenntnis über die Natur bisher unbekannter Haloarten, sondern auch über deren Erscheinungsweisen und Periodizitäten.
Historische Quellen Dabei knüpfte die SHB an berühmte Halobeobachterreihen aus Holland, Frankreich und
Deutschland aus dem vorigen, bzw. dem Beginn unseres Jahrhunderts an. So existierte bereits von 1950 - 1979 eine deutsche Beobachtergruppe um Bernt Albers. Als sich diese Gruppe auflöste, gründeten Gerhard Stemmler und Andre Knöfel die Sektion Halobeobachtung. Bis heute wurden weit über 50.000 Erscheinungen protokolliert, tausende Fotos gemacht und auch einige neue Haloarten entdeckt. Aber auch den anderen atmosphärischen Erscheinungen schenken die Beobachter ihre Aufmerksamkeit und dennoch gehört fast ein ganzes Beobachterleben dazu, all diese unterschiedlichen optischen Naturwunder gesehen zu haben. Viele der Erscheinungen sind häufig, manche sind schwer auszumachen, andere dagegen äußerst selten.
Wissen, worum es geht... Ich denke, dies macht einen beträchtlichen Teil des Reizes aus, diese Art von Naturerscheinungen zu verfolgen. Doch was nützt allein der Wille atmosphärische Erscheinungen zu
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Name:
22 Grad -Ring
Typ:
Brechungshalo (60 Grad )
Medium:
hexagonale Eiskristalle
Häufigkeit: häufigste Haloart, an ca. 90 Tagen im Jahr
bekannt seit: Altertum (Regenbote)
Beschreibung: umgibt die Sonne oder den Mond in einem Radius von 22 Grad . Die Ringbreite ist abhängig von der Größe und Qualität der Eis-
kristalle und schwankt zwischen 2 und 3,5 Grad . Der 22 Grad -Ring ist oft diffus und frakturiert und von nicht allzu großer Farbigkeit. Meist ist nur ein
rotbrauner Innenrand mit sich nach außen anschließendem Weißgelb zu sehen. Wenn die Cirrus- oder Cirrostratusschicht gleichmäßig aus-
gebildet ist, zeigt sich der "kleine Ring", wie er manchmal auch noch genannt wird, am schönsten. Dabei kann er eine erstaunliche Helligkeit
erreichen, die ihn zu einem wirklich auffälligen Objekt machen. Dies ist aber nur wenige Male im Jahr der Fall. In der Regel ist der Ring oder
auch Teile davon nur von geringer Helligkeit. Der 22 Grad -Ring ist ein guter Indikator für das Vorhandensein von Eiskristallwolken, d.h. Cirrus.
Oft kann man nämlich rein vom Ansehen die homogene Cirrostratusschicht nicht vom Altostratus unterscheiden.
FACHGRUPPEN > ATMOSPHÄRISCHE ERSCHEINUNGEN
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beobachten, wenn man nicht weiß, wonach man Ausschau halten soll. Daher sollen in jeder Ausgabe des VdS-Journals zwei Erscheinungen in Bild und Text vorgestellt werden. Dies wird immer eine Haloart sein (wegen der Vielfalt) und eine andere atmosphärische Erscheinung.
Infos und Kontakte Aktuelle Informationen sowie Darstellungen atmosphärischer Erscheinungen in Wort und Bild sind zu finden auf der InternetHomepage der Fachgruppe und der Sektion Halobeobachtungen: http://members.tripod.com/ ~regenbogen/index.html Die Rubrik »Haloerscheinungen« enthält neben der Beschreibung der verschiedenen Haloarten auch Tips zur Beobachtung, Statistiken und Abhandlungen sowie ein umfangreiches Literaturverzeichnis. In der Rubrik »Materialien« sind Meldebögen und Haloschlüssel, sowie das Halo-Beobachtungsund Auswerteprogramm HALO 2.4 und auch Halo-Simulationsprogramme abrufbar.
Wolfgang Hinz Irkutsker Str. 225 09119 Chemnitz, email: w.hinz@abo.freiepresse.de
Gerald Berthold Dr.-Salvador-Allende-Str. 212
09119 Chemnitz
Name:
Regenbogen
Typ:
Brechung mit innerer Spiegelung
Medium:
Wassertropfen
Häufigkeit: rel. häufig (ca. 10 bis 20x /Jahr)
bekannt seit: Altertum
Beschreibung: Der Hauptregenbogen tritt als kreisförmiger Bogen mit einem Abstand von 42 Grad zum
Gegensonnenpunkt auf. Steht die Sonne am Horizont, sehen wir somit einen Halbkreis. Steigt die Sonne,
wird der Regenbogen immer flacher und ist ab 42 Grad Sonnenhöhe somit unsichtbar. Durch Brechung des
Sonnenlichts in den Regentropfen wird das weiße Licht der Sonne in seine Spektralfarben zerlegt, der
Farbverlauf ist rot-gelb-grün-blau-violett, wobei die Farben ineinander übergehen. Das Rot ist der Sonne
am nächsten, liegt also am Bogen außen. Die Farbigkeit wird entscheidend von der Tropfengröße
bestimmt, je größer die Tropfen, desto intensiver die Farben. Im Inneren des Bogens ist es heller als
außerhalb, da sich durch Beugung noch sogenannte Interferenzbögen anschließen können. Außerhalb
des Hauptregenbogens kann noch ein Nebenregenbogen mit einem Radius von 51 Grad zum Sonnengegen-
punkt auftreten. Die Farbfolge ist der des Hauptregenbogens entgegengesetzt und er ist von geringerer
Intensität. Der Grund ist, daß die Lichtstrahlen im Wassertropfen zwei mal gespiegelt werden und dabei
mehr Licht verloren geht als bei der einfachen Spiegelung des Hauptregenbogens. Regenbögen treten
ebenso bei Mondlicht auf, erscheinen dann allerdings aufgrund der geringeren Lichtintensität nur weiß.
VdS-Fachgruppe Atmosphärische Erscheinungen Arbeitskreis Meteore e.V., Sektion Halobeobachtungen
Die VdS-Fachgruppe Atmosphärische Erscheinungen hat etwa 35 aktive Beobachter, die monatlich ihre Ergebnisse, Beobachtungen von Halos, Glorien, Polenkoronen, aber auch Polarlichtern und Leuchtenden Nachtwolken, an die Zentrale schicken. Dort werden sie gesammelt und über die Zeitschrift Meteoros und das Internet einer großen Öffentlichkeit zugänglich gemacht. Zur Erfassung der Halobeobachtungen dient das Programm Halo 2.4 von Sirko Molau welches über das Internet jedem Interessenten zur Verfügung steht.
Kontaktadresse:
Wolfgang Hinz Irkutsker Str. 225 09119 Chemnitz Tel.: (03 71) 21 95 98 Fax: (03 71) 21 95 98 email: w.hinz@abo.freiepresse.de
Internet: http://members.tripod.com/~regenbogen/index.html http://www.informatik.rwth-aachen.de/I6/Colleagues/molau
FACHGRUPPEN > JUGENDARBEIT
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Das Sofi-Jugendlager der
VdS »Violau99«
Fotos: Hans Schremmer
Die totale Sonnenfinsternis vom 11. August war der Anlass. Sie war der Höhepunkt des größten astronomischen Jugendlagers, das jemals in Deutschland stattgefunden hat. Es dauerte zwei Wochen, vom 31.7. bis zum 14.8. und fand im Bruder-Klaus-Heim in Violau statt. Über 100 junge Astronomen aus fünf verschiedenen Ländern waren auf Einladung von VdS-Jugendreferent Uwe Reimann zusammengekommen, um ein JahrhundertEreignis mitzuerleben. Das gemeinsame Interesse, neu geschlossene Freundschaften und ein buntes Spektrum an Arbeitsgruppen und Workshops zu Themen aus Astronomie, Technik, Umwelt und Kreativität haben das Camp zu einem Riesenerfolg gemacht.
Am 11. August trug dann eine große Portion Geschick und Glück bei der Wahl des Beobachtungsplatzes dazu bei, dass wir die Totalität erleben konnten. Mit diesem Höhepunkt wurden die zwei Wochen von Violau zu einem absoluten Erlebnis, für dessen Beschreibung jeder Superlativ eine Untertreibung wäre. In Violau ist für uns Jugendliche ein Traum wahr geworden! Das Bruder-Klaus-Heim bot mit seinen vielen Arbeits- und Werkräumen, dem Fotolabor und der Sternwarte mit Planetarium den idealen Platz, um mit vielen Teilnehmern Astronomie zu betreiben. Christoph Mayer, der Heimleiter, war für uns in unermüdlichen Einsatz und ist ebenfalls für den Erfolg des Camps verantwortlich.
Astronomie total Die verschiedenen Arbeitsgruppen waren jeweils mit maximal 10 Teilnehmerinnen und Teilnehmern besetzt. Selma Uhlig zeigte uns in der Spektroskopie-AG, wie man sein eigenes Beugungsgitter baut. Im Planetarium zeigte Susanne Hoffmann, die Leiterin der AG Historische Astronomie, uns die Sternbilder und erzählte von den verschiedenen Weltbildern der Geschichte. Die Naturkunde-AG (Fabian Fritzer) besuchte den Nachbarwald und bestimmte Pflanzen, Insekten und anderes. Die AG Meteorbeobachtung (Janko Richter) arbeitete gezielt auf die Nacht des Perseiden-Maximus zu. Andreas Goris brachte uns in der Sonne-AG unseren nächsten Stern näher. Benjamin Mirwald und die Astrofotografie-AG waren für die Entwicklung all der schönen Bilder verantwortlich, die wir uns am letzten Tag angesehen haben. Oliver Jahreis führte die Anfänger zu Beginn in die Geheimnisse der Astronomie ein. Sein Namensvetter, Oliver »Glöckchen« Schwarz, diskutierte mit seinen Teilnehmern in der AG Planetensysteme über die Planetenbeobachtung und die Existenz von Planeten um andere Sterne. In der AG »Zeichnen Lernen« wurden unter Linda Johnsons Leitung eine Science-FictionSternkarte entworfen und allgemeine Zeichenübungen gemacht. Die SonnenenergieAG (Jörg-Martin Gebert) kochte mit einem Solarkocher auf der Wiese vor dem Haus Milchreis. Dabei wurden Leistungsmessungen am Gerät gemacht. Die Untersuchung der Effektivität von Solarkollektoren und die Diskussion um alternative Energieerzeugung waren weitere Themen dieser AG. Wer einmal für (fast) unendliche Zeiten über die unendli-
chen Weiten des Weltalls diskutieren wollte, der war bei Stephan Wörmke, dem Leiter der Kosmologie-AG, genau richtig. Hier wurden die Grundlagen der Kosmologie behandelt und auch neben den normalen Arbeitsgruppenzeiten diskutiert. Ein Highlight des Programms war die Raumfahrt-AG. Sie wurde abwechselnd von Forschern der DLR und ESTEC geleitet. Dr. Rainer Riemann und Dr. Wolfgang Seboldt seien hier stellvertretend genannt. Es wurden Modellraketen gebaut, die die Teilnehmer dann auf einem Feld in der Nähe starteten. Bahnrechungen zu Raumfahrtprojekten wurden erstellt und die internationale und deutsche Raumfahrt diskutiert. Erich Karkoschka kam einen Tag zu Besuch und beantwortete unsere Fragen zu seinen Sonnenfinsternis-Reisen und der Arbeit als Astronom in Tuscon, Arizona. Michael Möller veranstaltete als Gast an einem Nachmittag einen Sonderworkshop zum Thema Kometen.
Voll der Spass Der größte Raum des Hauses, das »Schwäbische Himmelreich«, war für das Nicht Astronomische Programm vorgesehen, das hauptsächlich Martin Thorn, Oliver Jahreis und Uwe durchführten. Gruppenspiele, Diavorträge und Musik gehörten zum Programm. Beim Essen gab Uwe, als Organisator, immer wieder neuste Informationen und Hinweise bekannt, wobei er jedesmal mit
einem »Hallo« begann, das daraufhin lautstark erwidert wurde. Im Fernsehen wurde das Camp vom Team des Tigerenten-Clubs vorgestellt. Wenn das Wetter keine Beobachtungen zuließ, wurden die Abende für Kegeln, Kickern, Billard, Tischtennis und Skat genutzt. An einem Abend fand ein »Starball«Spiel in der Turnhalle statt. Am Donnerstag nach der Sonnenfinsternis gab es ein Volleyball-Turnier und einige Zeit lang hatten zwei virtuelle »Mörder« Gelegenheit, ihr Unwesen zu treiben. Ein Ausflug nach München ermöglichte es den Teilnehmern das Deutsche Museum zu besuchen, letzte Dinge für die Sonnenfinsternis einzukaufen oder einen Stadtbummel zu machen.
Ohne Sponsoring läuft nichts Das Camp war durch verschiedene Sponsoren sehr gut ausgestattet. Astrocom stellte uns Fernrohre und Ferngläser zur Verfügung, Baader Planetarium versorgte das Camp so großzügig mit Filterfolie, dass wirklich jedes Instrument der Teilnehmer mit Filtern ausge-
FACHGRUPPEN > JUGENDARBEIT
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stattet werden konnte. Vehrenberg und Kosmos stellten uns Bücher und Arbeitsmaterial zur Verfügung. Durch eine Kooperation mit dem Deutsch-Französischen Jugendwerk hatten wir ausreichend Sonnenfinsternis-Brillen im Camp. Die Telekom Augsburg und das Baynet Dillingen ermöglichten uns einen kostenlosen Zugang zum Internet, erstmalig in einem Astrocamp! Die Vereinigung der Sternfreunde unterstützte das Camp mit einem C-8 und es gab für jeden Teilnehmer ein Sonnenfinsternis-T-Shirt.
Es wird ernst... Und dann rückte der 11. August näher. Welch ein Tag, welch ein Erlebnis! In den Tagen zuvor waren die schlechten Wetteraussichten für den Bereich Stuttgart-München abzusehen. So ergab sich eine spannende Diskussion, was wir machen werden. Uwe, Martin und Oli bereiteten dann den großen Coup vor: Das gesamte Camp wurde am 11. August morgens um vier Uhr nach Landau verlegt. Über 100 Teilnehmer fuhren mit ihrer gesamten Ausrüstung in zwei Bussen nach Westen. Auf der Fahrt regnete es und auch an unserem Zielort, einem Segelflugplatz, sah es nicht so aus als könnte man das Schauspiel genießen Wolken, Wolken, Wolken. Die Zeit bis zum ersten Kontakt wurde genutzt, um die Fernrohre aufzubauen oder um etwas Schlaf nachzuholen. Und dann, pünktlich zum Beginn des Schauspiels riss die Wolkendecke auf. Anfangs sah man gar nichts, dann war oben rechts eine kleine Delle in der Sonnenscheibe zu erkennen: »Erster Kontakt!« In der nächsten Stunde konnte man durch die merklich dünnere Wolkendecke beobachten, wie der Mond sich mehr und mehr vor die Sonne schob. Kurz vor dem zweiten Kontakt und dem Beginn des eigentlichen Schauspiels näherte sich eine bedrohlich große Wolke der Sonnensichel.
Bangen, Hoffen, Jubeln Die Zeit wurde knapp und knapper und die Wolke kam immer näher. Nur noch zwei
Minuten. Ein Vogelschwarm zieht vorbei. »Hau ab, du blöde Wolke!«. Die Sekunden verrinnen. Die Spannung steigt ins Unermessliche. Schon ist der Mondschatten am Westhorizont zu sehen. Binnen Sekunden wird es merklich dunkler. Die Wolke ist immer noch da! Moment, es klart auf! Ja, da ist die Sonne! Filter runter, Brille weg! Soll das der Perlschnureffekt sein? Gleich ist es so weit. Da, der Diamantring! Endlich kann man wieder genug sehen. Fünf, vier, drei, zwei, eins, Juchee! Zweiter Kontakt! Und man kann alles sehen! Die Korona, wunderschön! Und was ist das? Protuberanzen! Mit bloßem Auge sichtbar. Gebannt schaue ich nach oben. So viel Glück muss man erst einmal haben!
Fliegende Schatten Die Sonne kommt wieder! Da ist sie! Alles vorbei. Ich nehme das Fernglas von den Augen und schaue gebannt auf den Boden. Und dann sehe ich noch, was ich vor der Totalität nicht beachtet habe. »Fliegende Schatten!« »Wo?« - »Da vorne!« - »Ja, ich sehe sie!« Ein Jubelchor bricht los. Wir fallen uns in die Arme. Dann gehen wir erst einmal zum Rest des Teams. Alle sind außer sich vor Freude.
Wir rufen per Handy an: Garching: Wolken, Stuttgart: Regen, Violau: Gewitter! Freudenschreie sind zu vernehmen. Nicht aus Schadenfreude, sondern aus Begeisterung, dass die Entscheidung, die uns in den letzen Tagen so bewegt hat, richtig war. Uwe, Martin und Oli werden jubelnd hochgeworfen. Den vierten Kontakt schenken wir uns. Man hätte wegen der Wolken ohnehin nichts mehr gesehen. Statt dessen wird gepackt. Bei der Abfahrt fängt es wieder an zu regnen, eineinhalb Stunden sind seit der Totalität schon vergangen.
Sundance Die Rückfahrt nach Violau dauert deutlich länger - Stau. Am Abend schauen wir uns mit dem Beamer einige Videos der Finsternis und die Nachrichten. Bei der Totalität schreien wieder alle vor Begeisterung. Und nun Stühle weg, wir tanzen die ganze Nacht! Es folgen noch zwei Tage mit Programm. Bilder und Diafilme werden entwickelt. Die Aufnahmen werden begeistert angeschaut. Am letzten Tag gibt es ein Leitertreffen, zu dem auch die Teilnehmer eingeladen sind, die im nächsten Jahr weiter machen möchten. Das Interesse und die Motivation ist sehr groß.
Hello Africa! Das Camp ist vorbei. Aber die Tür, die wir alle gemeinsam geöffnet haben, die wird nicht so schnell zufallen. Im November wollen wir ein Nachtreffen machen. Dann soll auch ein neues Camp im Jahr 2000 diskutiert werden. Es wird auf jeden Fall weitergehen. Wir laden jeden Jugendlichen, der sich für Astronomie interessiert ein, mitzumachen. Eines steht auch fest: 2001 wollen wir uns in Afrika wiedersehen. Durch dieses Camp hat die astronomische Jugend in Deutschland einen großen Impuls erhalten. Aktuelle Informationen über ein zukünftiges Camp: http://members.aol.com/violau99
Dirk Baumeister Rosenstr. 31
45899 Gelsenkirchen
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FACHGRUPPEN > KLEINPLANETEN
»Kleine Planeten«
Wir sind Ihnen, als Leser dieser Zeitschrift, einen Überblick schuldig, was Sie in den folgenden Ausgaben in der Rubrik »Kleine Planeten« erwartet. Auf diesen Seiten werden Sie über die Arbeit unserer Fachgruppe informiert, und außerdem finden Sie Anregungen für eigene Beobachtungen.
Die Rubrik umfaßt zwei verschiedene Teile. Im ersten Teil erwartet Sie eine Serie für Einsteiger. Inhaltlich geht es darin um die Möglichkeiten der Kleinplanetenbeobachtung und deren Auswertung. Diese Serie ist für den interessierten Kleinplantenbeobachter gedacht. Wenn der grundlegende Stoff dafür erschöpft ist, wird dieser Teil einen anderen
Inhalt haben. Zur Weiterführung sind Themen wie die Vorstellung von Beobachtungen an Amateursternwarten, neue Techniken der Amateurbeobachtung, Ergebnisse aus der Kleinplanetenforschung oder aus der Zusammenarbeit zwischen Amateuren und Profis vorgesehen. Im zweiten Teil, dem Beobachterteil, finden Sie Beobachtungs-
ergebnisse und kurze Beobachtungshinweise. Hier werden Sie zum Beispiel Ergebnisse von Sternfreunden aus der Fachgruppe, interessante Neu- und Wiederentdeckungen von Kleinplaneten, durch Amateure numerierte Kleinplaneten und Beobachtungsstatistiken finden. Die Kleinplaneten, welche in den Beobachtungshinweisen zu finden sind, sollen sich nur auf Kleinplaneten beschränken, die aus unserer Sicht einen besonderen Status haben. Dazu zählen Objekte, welche von Amateurbeobachtern entdeckt wurden. Außerdem finden Sie darin helle Kleinplaneten, deren Bahn durch Messier-Objekte führt und Kleinplaneten mit besonderen Bah-
nen. Wir verzichten bewußt auf die hellen numerierten Kleinplaneten, da in jedem astronomischen Jahrbuch Hinweise auf diese Objekte zu finden sind. Ergänzend zu den beiden Teilen erscheint jährlich eine zusätzliche Seite zu den Aktivitäten der Fachgruppe »Kleine Planeten«. Ich hoffe, im Namen der Fachgruppe »Kleine Planeten«, daß Sie der Inhalt dieser Rubrik anspricht und vielleicht zu eigenen Beobachtungen animieren wird. Ihre Beobachtungsberichte können Sie an die Fachredaktion "Kleine Planeten" weiterleiten.
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Kleinplanetenbeobachtung durch Amateure
Niemand wird wohl bezweifeln, daß der Amateurastronom in besonderer Art und Weise den Schönheiten des gestirnten Himmels gegenübersteht. Am Beginn seiner "Beobachterkarriere" steht meist die Beobachtung aller nur erdenklichen Objekte am Sternenhimmel. Aber schon bald spezialisieren sich viele Amateurastronomen. Die Beobachtung von Planetoiden, auch Kleine Planeten genannt, stellt dabei ein schönes Betätigungsfeld dar.
Da es sich bei Kleinplaneten in der Mehrzahl um kleine Himmelskörper im Sonnensystem handelt, ist deren erdgebundene Bachtung in ihren Möglichkeiten beschränkt. Die Beobachtung hat meist die Astrometrie [1], also die Positionsbestimmung, zum Inhalt. Dem engagierten Amateurastronomen stehen aber auch parallaktische [2] und photometrische Messungen offen. Bedeckungserscheinungen sind selten, werden aber auch beobachtet [3]. Da bei astrometrischen Messungen eine Genauigkeit der Positionen von < 1 Bogensekunde für Rektaszension und Deklination angestrebt wird, sind die instrumentellen Anforderungen an die Aufnahme- und Auswertetechnik traditionell hoch. Das änderte sich zu Beginn der neunziger Jahre ! Durch die beginnende Verbreitung der CCD-Kamera stand jetzt auch dem Amateur ein für diese Zwecke geeignetes Aufnahme - und Meßwerkzeug zur Verfügung. Es setzte ein Aufschwung in der Kleinplanetenbeobachtung ein !
Die Abbildung 1 zeigt die durch Mitglieder der Fachgruppe "Kleine Planeten" erzielte Verteilung der Positionsbestimmungen beginnend im Jahr 1990, welche ca. 10 500 Beobachtungen umfaßt.
Abb.1: Positionen pro Beobachtungsjahr
Auch wenn die dem Amateur im allgemeinen zur Verfügung stehenden CCD-Kameras nur über einen kleinen Chip verfügen und sich deshalb naturgemäß nur kleine Bildfelder ergeben, werden Kleinplaneten neu entdeckt oder verloren geglaubte neu identifiziert. Eine seit 1998 stets aktualisierte Statistik [4] enthält 135 Neu- bzw. Wiederentdeckungen von Kleinen Planeten durch
Amateure im deutschsprachigen Raum (Stand 1.Mai 1999). Die Abbildung 2 gibt dazu einen Überblick. Inzwischen erhielten drei von Sternfreunden in Linz / Österreich entdeckte Planetoiden [5]
Abb.2: Neuentdeckungen durch Amateure
eine Numerierung durch das Minor Planet Center, kurz MPC, in den USA. Da in der Zwischenzeit auch die vorgeschlagenen Namen vom MPC akzeptiert wurden, enthält die Tabelle 1 die vollständigen Daten dieser Kleinplaneten. Der Aufschwung der Kleinplanetenbeobachtung durch Amateure in den letzten Jahren ist aber auch dem Umstand zu verdan-
ken, daß es vereinzelt eine fruchtbare Zusammenarbeit zwischen den Amateur- und Profiastronomen gibt. Der Amateur profitiert für sein Hobby von den wertvollen Tips und Beobachtungshinweisen. Da er aber gleichzeitig keinem »starren« Forschungsthema unterworfen ist, kann er auf Beobachtungswünsche eingehen und wertvolle Zuarbeit liefern. Das dies nicht nur für die Kleinplanetenbeobachtung gilt, kann unter [6] nachgelesen werden.
Amateure am Himmel Die Bedeutung der Kleinplanetenbeobachtung zeigt auch eine Zusammenstellung der Kleinplaneten, die Namen deutschsprachiger Amateurastronomen tragen (Tabelle 2). Es »schmeichelt« sicherlich jedem, seinen Namen am Kleinplanetenhimmel wiederzufinden.
Ausblick Ich denke, im Namen eines jeden Mitglieds der Fachgruppe »Kleine Planeten« zu sprechen, wenn ich Sie hiermit einlade, an der Beobachtung dieser kleinen Himmelskörper im Sonnensystem teilzunehmen. Die CCDKamera oder die lichtstarke Kamera in der Hand des engagierten Amateurastronomen sind mächtige Werkzeuge zur Beobachtung und Vermessung der Kleinplaneten. Ich freue mich über jeden, den ich mit diesen Zeilen anregen konnte, eigenständige Beobachtungen vorzunehmen.
In der Rubrik »Kleine Planeten« der VdS-Zeitschrift werden regelmäßig Beiträge zur Beobachtung der Kleinen Planeten erscheinen.
Gerhard Lehmann Persterstraße 6 h 09430 Drebach
g.lehmann@abo.freiepresse.de
Literatur [1] Lehmann, G.: Astrometrie
mit der CCD-Kamera,VdSJournal 1997, 36-39, (1997) [2] Busch, M.: Kontinentübergreifendes Parallaxenexperiment, Rundbrief der FG Kleine Planeten - Nr.9, 6-8, (1999) [3] Lohf, T.: Sternbedeckung durch (245) Vera, Rundbrief der FG Kleine Planeten - Nr.7, 7-8, (1999) [4] Lehmann, G.: WWW- Kleinplanetenseiten, http://www.freiepresse.de/ho me/gele/amateure.htm [5] Raab, H.: Minor Planet Disc., http://www.ris.at/homes/raa b/lnzmp.htm [6] Riepe, P.: Amateur-Astronomen,VdS-Journal 1997, 24-27, (1997)
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Tabelle 1: Linzer Planetoiden Nr. 9097 9119 9236
Name Davidschlag Georgpeuerbach Obermair
prov. Bezeichnung 1996 AU1 1998 DT 1997 EV32
Entdecker Linz Linz E.Meyer, Linz
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Tabelle 2: Amateurastronomen am Kleinplanetenhimmel
Kleinplanet
prov. Bez. Entdecker
Amateurastronom
(1690) Mayrhofer (3184) Raab (3275) Oberndorfer (3398) Stattmayer (3559) ViolauMayer (3683) Baumann (4396) Gressmann (5137) Frevert (6371) Heinlein (7491) Linzerag (7686) WolfErnst (7687) Matthias (7688) Lothar (7689) Reinerstoss (7940) ErichMeyer (8164) AndreasDoppler (8165) Gnadig (8853) GerdLehmann (8861) JensKandler (9236) Obermair
1948 VB 1949 QC 1982 HE1 1978 PC 1980 PH 1987 MA 1981 JH 1990 VC 1985 GS 1995 SD2 2024 P-L 2099 P-L 2536 P-L 4036 P-L 1991 EO1 1990 UO3 1990 WQ3 1991 GC10 1991 TF7 1997 EV32
M.Laugier, Nice
Karl Mayrhofer
E.L. Johnson, Johannesburg
Herbert Raab, Linz(540)
E. Bowell, Anderson Mesa
Hans Oberdorfer
H.-E.Schuster, La Silla
Peter Stattmayer
E.Bowell, Anderson Mesa
Mayer
W. Landgraf, La Silla
Paul Baumann
E. Bowell, Anderson Mesa
M. Gressmann, Falkensee(542)
J.M. Baur, Chions
Dr. Friedrich Frevert
E. Bowell, Anderson Mesa
Dieter Heinlein
Osserv. San Vittore, Bologna Linzer AG
V. Houten/Gehrels*, Palomar Wolfgang Ernst, Heppenh. (611)
V. Houten/Gehrels*, Palomar Matthias Busch, Heppenh. (611)
V. Houten/Gehrels*, Palomar Lothar Kurtze, Heppenh.(611)
V. Houten/Gehrels*, Palomar Reiner Stoss, Heppenheim(611)
Oak Ridge Observ., Harvard
Erich Meyer, Linz(540)
E.W. Elst, La Silla
A. Doppler, Archenh.-Stw.(604)
E.W. Elst, La Silla
A. Gnädig, Archenhold-Stw.(604)
F. Borngen, Tautenburg
Gerhard Lehmann, Drebach(113)
F. Borngen, Tautenburg
Jens Kandler, Drebach(113)
.Meyer, Linz
Erwin Obermair Linz(540)
*)C.J.van Houten, I.van Houten-Groeneveld, T.Gehrels
Internationale Zusammenarbeit führte zur Wiederentdeckung von 1997 GB
Der erste Fund des Heppenheimer Kleinplanetenteams (611 Starkenburg), 1997 GB vom 1. April 1997, stand Mitte August 1998 wieder in Opposition zu Sonne. Für Spannung war gesorgt. Würde die Genauigkeit der Vorhersage ausreichen, um ihn erfolgreich wiederzufinden? Wie hell würde der Kleinplanet sein? Kann man ihn bei einer Deklination von -23 Grad überhaupt von Deutschland aus erwischen? Wie lange können wir im Horizontdunst belichten, bis das Bild »zuläuft«? Fragen über Fragen...
Numeriert wird ein Kleinplanet vom MPC nämlich erst dann, wenn er in 4 bis 5 Oppositionen ausreichend vermessen wurde und die Bahn daher hinreichend genau bekannt ist.
Irrlicht Ende Juli war es dann soweit: Auf einer Aufnahme der fraglichen Himmelsgegend (tief im Sternbild Steinbock) fand sich eine schwache »Funzel«. Nachdem wir dann im August in mehreren hervorragenden Nächten allerdings nichts mehr registrieren konnten, zweifelten wir schon an der vorausgesagten Position oder der Helligkeit. Die Opposition ging jedenfalls vorüber ohne ein
Erfolgserlebnis. Das MPC zögerte auch noch mit einer Zuordnung unserer Positionen zu 1997 GB - die zweite Nacht fehlte. Auch die professionellen Suchprogramme waren nicht zufällig über unseren Planeten gescannt. Da kam uns die rettende Idee: auf der Südhalbkugel ist gerade Winter und 1997 GB steht hoch am Himmel, dürfte also leicht zu finden sein. Also schrieben wir kurzerhand eine e-Mail an fünf australische Kleinplaneten-Sternwarten, die im August-MPC veröffentlicht hatten, mit der Bitte um »Schützenhilfe«. Mit Erfolg!
Southern Connection Frank Zoltowski (426 Woomera)
fand 1997 GB tatsächlich wieder! Er beobachtete den Kleinplaneten in drei Nächten (zwei davon brauchbar) und lieferte 6 sehr wertvolle Positionen. Aufgrund dieser neuen Positionen gab es dann das erhoffte Bahn-Update im MPEC 1998-R25, und es wurde auch klar, daß unsere eigenen Positionen aus dem Juli korrekt waren. Sie dehnen den Bahnbogen in dieser Opposition nun ganz ordentlich aus. Jack Child und John Rogers (429 Hawker) folgten auf dem Fuß und fanden den Kleinplaneten ebenfalls. Update der Bahn im MPEC 1998-S08. Ein schönes Beispiel internationaler Zusammenarbeit in der Astronomie. Witzig auch noch die Tatsache, daß Jack Child auf seinen 1997 GB-Aufnahmen auch gleich noch 1998 RV entdeckte. Da er wegen des schlechten Wetters nur eine Nacht hatte, bat er uns im Gegenzug um Hilfe. Kein Problem: Da das Objekt heller als unseres war, konnten wir zwei Positionen der
Neuentdeckung beisteuern. Aufgrund dieser neuen Positionen fand Gareth Williams vom MPC sogar eine Identität mit 1991 EG3, was uns natürlich für »unsere« Australier sehr freute. Besonders, da die Priorität nach wie vor bei 1998 RV liegt. Wer möchte, kann Ende des Jahres 1999 nach 1997 GB Ausschau halten. Er steht dann in seiner dritten Opposition sehr günstig hoch am Winterhimmel im Sternbild Fuhrmann. Leider wird er nicht besonders hell. Anfang Dezember wird er die 18m-Marke unterschreiten - Opposition ist dann am 15.12., wo er eine Helligkeit von 17 m.8 erreicht. Wir würden uns freuen, wenn sich noch jemand aus der »Kleinplanetengemeinde« an unserem ersten »selbstentdeckten« Kleinplaneten versuchen würde.
Matthias Busch Gießener Straße 4 64646 Heppenheim
mab@iez.com
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Beobachtungshinweise
Nachfolgend finden Sie drei Beobachtungshinweise von Kleinplaneten, welche von Amateuren aus der Fachgruppe »Kleine Planeten« entdeckt wurden. Auf eine Ephemeride haben wir aus Platzgründen verzichtet. Mit Astronomieprogrammen wie Guide, The Sky oder Astrometrica können Sie mit den hier angegebenen Bahnelementen eine Ephemeride rechnen.
1997 GB - Heppenheimer Kleinplanet
17 m.8 am 13.12.1999 Epoch 1999 Jan. 22.0 TT Williams
M 207.68966 (2000.0) n 0.27059732 Peri. 127.02901
a
2.3673023 Node 29.13089 e 0.0833535
Incl.
6.50793 P
3.64 H
15.0
G
0.15 U
4
From 35 observations at 2 oppositions, 1997-1998
1997 KC - Bornheimer Kleinplanet
17 m.7 am 2.1.2000 Epoch 1999 Jan. 22.0 TT Williams
M 152.32168 (2000.0) n 0.25829848 Peri. 140.51838
a
2.4418640 Node 98.00793 e 0.2011173
Incl.
14.45608 P
3.82 H
14.1
G
0.15 U
4
From 59 observations at 2 oppositions, 1997-1998
1998 SO49 - Bergisch Gladbacher Kleinplanet
17 m.6 am 14.1.1999 Epoch 1999 Jan. 22.0 TT Williams
M 105.39606 (2000.0) n 0.20661214
a
2.8337758 Node 180.32487
Incl.
1.61447 P
4.77
G
0.15 U
1
From 73 observations at 4 oppositions, 1988-1998
Peri. 114.75494 e 0.0409303 H 13.6
Abb.1: Die Bahnen der Kleinplaneten am Sternenhimmel. Die Karte wurde mit dem Programm »Guide« erstellt.
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Neues aus der Fachgruppe Deep-Sky
Fachgruppenleiter gesucht! Auf eigenen Wunsch gab Ronald Stoyan sein Amt als Fachgruppenleiter ab, um sich anderen Bereichen der Fachgruppenarbeit bzw. der Deep-Sky-Beobachtung zu widmen. Sein kreatives Engagement wird nur schwer zu ersetzen sein. Wir streben an, bis zur nächsten Fachgruppentagung im April 2000 einen festen Nachfolger zu finden. Kommisarisch wurde das Amt zwischenzeitlich von Jürgen Lamprecht übernommen.
Neuer Fachgruppenredakteur! Ansprechpartner und Koordinator für den Deep-Sky-Bereich des VdS-Journals wird in Zukunft Wolfgang Steinicke sein. Wir danken ihm ganz herzlich für seine Bereitschaft zur Mitarbeit! Er wird eingehende Artikel und Berichte sammeln und an die VdS-Redaktion weiterleiten. Die Kontaktadresse lautet: Wolfgang Steinicke Gottenheimer Str. 18 79224 Umkirch E-Mail: dsred@naa.net.
Deep-Sky-Tagung 2000 Die positive Resonanz auf die Deep-Sky-Tagung, die in Zusammenarbeit mit der Fachgruppe Astrofotografie im April diesen Jahres auf dem Eisenberg stattfand, hat uns dazu bewegt, bereits im kommenden Jahr eine Fortsetzung auf dem Eisenberg zu organisieren. Der Termin für die Tagung lautet: 31.3.-2.4.2000. Wieder wird es Vorträge, Workshops und die Möglichkeit zum
Beobachten geben. Wir bitten alle Interessenten um rechtzeitige Anmeldung. Informationen und Anmeldung bei Klaus Veit, Schafhofstr. 6, 90556 Cadolzburg, E-Mail: dst@naa.net. Weitere aktuelle Informationen gibt es im Internet und im Newsletter der Fachgruppe.
Fachgruppenprojekt Galaxiengruppen Ein neuer Schwerpunkt im Bereich der Fachgruppenarbeit ist in den vergangenen Monaten entstanden: Im Projekt »Galaxiengruppen« dreht sich alles um sehenswerte Gruppierungen heller Galaxien. Ansprechpartner für Interessierte ist Wolfgang Steinicke, Gottenheimer Str. 18, 79224 Umkirch. Besonders attraktiv wird dieses Projekt durch eine enge Zusammenarbeit mit der Fachgruppe Astrofotographie, die ihrerseits wechselwirkende Gruppen auf Film und Chip bannen wird. Näheres zu diesem Thema ist im einem Informationskasten unten auf dieser Seite zu finden.
Einführungsbuch in die Deep-Sky-Beobachtung Die Idee eines Buches über eine Einführung in die Deep-SkyBeobachtung fand auf der DST99 einen derartig erfreulichen Anklang, daß umgehend darauf mit der Arbeit begonnen wurde. Mittlerweile hat dieses Fachgruppenprojekt feste Formen angenommen und ein ausführliches Inhaltskonzept wurde entwickelt. Inhaltlich wird sich das
Buch sowohl an Einsteiger wie auch an »alte Hasen« wenden. Derzeit werden noch Autoren für einzelne Kapitel des Buches gesucht. Wer Interesse, Fragen oder Anregungen hat, wende sich an Thomas Jäger, Kriemhildstraße 16, 90513 Zirndorf, E-Mail: einfuehrungsbuch@naa.net.
Die Fachgruppe im Internet Die immer größer werdende Bedeutung des Internets als Kommunikationsmedium ist unbestritten. Auch die FG trägt ihren Teil dazu bei und versucht ständig, das Angebot der Fachgruppenseiten zu erweitern. Auf unseren Internetseiten unter www.naa.net/deepsky kann man sich bequem und schnell über Aktuelles informieren: Neben dem derzeitigen Stand und der weiteren Entwicklung der einzelnen Fachgruppenprojekte sind auch jede Menge nützlicher Links zu internationalen DeepSky-Seiten zu finden. Aktuelle News über die DST2000 sind genauso nachzulesen wie Informationen darüber auf welchen Starparties und Tagungen Fachgruppenmitglieder zu treffen sind. Hilfreiches Material zum Beobachten fehlt natürlich ebensowenig. Es lohnt sich also unter naa.net/deepsky von Zeit zu Zeit vorbeizuschauen. Ihre Anregungen bitte direkt an unseren Webmaster Stephan Schurig unter: dswm@naa.net.
Deep-Sky-Mailingliste Ein brandaktuelles Forum für alle Deep-Sky-Beobachter stellt die
Maillingliste fgds@naa.net dar. So funktioniert's: Einfach unter www.naa.net/deepsky/links.html anmelden, und umgehend können Deep-Sky-relevante Themen mit anderen Beobachtern per EMail besprochen werden.
Fachgruppen-Newsletter Mittelfristiges Kommunikationsmedium der Fachgruppe ist seit Sommer ein etwa vierteljährlich erscheinendes Newsletter. Vier Seiten informieren dabei über alles Neue und Wissenswerte rund um die Fachgruppe DeepSky. Interessenten wenden sich bitte an die Fachgruppenleitung.
Zeichenmaterialzentrale Ein umfassendes Komplettset mit allem Notwendigen zum Zeichnen ist ab sofort erhältlich bei Carola Volkwein, Haydnstraße 16a, 12203 Berlin, E-Mail: ds-zeichnen@naa.net. Im Setenthalten sind: Bleistift, Pinsel, weiße Buntstifte, Pastellkreide, Filzwischer, Radierstifte, Papierproben (schwarzer Fotokarton), Zeichenanleitung. Preis: DM 10,-
Materialzentrale Eine kräftige Unterstützung im »Vertriebsbereich« haben wir von Christoph Smuda erhalten: Seit der DST99 hat er die Materialzentrale der Fachgruppe übernommen und versendet Infomaterial der Fachgruppe, MessierAufsuchkarten, Deep-Sky-Listen etc. Die Kontaktadresse lautet: Christoph Smuda, Schwabacher Allee 8, 01454 Radeberg, E-Mail: ds-material@naa.net.
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Deep-Sky-Projekt »Wechselwirkung bei Galaxien«
Die Fachgruppen Astrofotografie und Visuelle Deep-Sky-Beobachtung haben ein neues Projekt ins Leben gerufen, welches zum Ziel die visuelle und fotografische Beobachtung wechselwirkender Galaxien hat. Gruppen wie M51, M90 oder Stephans Quintett bestechen durch den ästhetischen Reiz im Okular und die Detailfülle photographischer Aufnahmen und sollen daher ausgiebig beobachtet und untersucht werden. Bis April kommenden Jahres werden visuelle Beobachtungen und Aufnahmen von beiden Fachgruppen gesammelt. Eine aktuelle Liste der geplanten Objekte kann bei der Fachgruppe Astrofotografie unter untenstehender Adresse abgerufen werden. Sobald alle Objekte »unter Dach und Fach« sind, wird ein gemeinschaftlicher Artikel für die VdS-Zeitschrift verfaßt werden. Gefragt sind aber neben
Beobachtungen auch Textideen zur Kommentierung der Projektarbeit. Es sollen dabei auch Erfahrungen über Beobachtungs-, Auswertungs- und Interpretationsmöglichkeiten zu den einzelnen Objekten mit einfließen. Reizvoll wird das Projekt auch dadurch, daß Beobachter mit unterschiedlichstem Instrumentarium daran teilnehmen können: Die Skala der Galaxienhelligkeiten reicht von »einfach« bis »schwierig«. Die Projektkoordination für den Bereich Astrofotografie hat Stefan Binnewies übernommen, der Ansprechpartner für visuelle Beobachtungen ist Wolfgang Steinicke. Beide Fachgruppen hoffen natürlich auf rege Beteiligung und freuen sich auch auf eine positive Wechselwirkung zwischen den Fachgruppen! Hier die Anschriften: Stefan Binnewies, Mozartstr. 44, 42549 Velbert; Wolfgang Steinicke, Gottenheimer Str. 18, 79224 Umkirch.
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Markarian Galaxien, visuell beobachtet
In diesem Aufsatz möchte ich einige der weniger bekannten Markarian Galaxien aus der Sicht einer visuellen Beobachtung vorstellen. NGC bzw. IC Objekte habe ich hierbei bewußt, bis auf eine Ausnahme (NGC 2366) ausgelassen. Alle Beobachtungen wurden ausnahmslos von meiner Dachsternwarte in Wenigumstadt mit meinem 317/1500mm Newton durchgeführt. Die visuelle Grenzgröße bei den meisten Beobachtungen lag zwischen 5m,5 und 6mag im Zenitbereich.
In den Jahren 1967 bis 1974 publizierte der russische Astronom B. E. Markarian zusammen mit seinem Kollegen V. Lipovetsky in der russischen Zeitschrift Astrofizika insgesamt 7 Listen (ca. 1500 Objekte) mit Galaxien die ein ausgeprägtes Ultraviolettes Kontinuum aufweisen. Für diese ausgeprägte Strahlung dürfte ein extrem heißes Objekt verantwortlich sein. Ausgeführt wurde die Durchmusterung am russischen Astrophysikalischen Observatorium Bjurakan unweit der türkischen Grenze auf ca. 1500 m Meereshöhe. Markarian und sein Kollege benutzten hierzu ein 130 cm Schmidt Teleskop (1m Korrektionsplatte) ausgerüstet mit einem Objektivprisma. Etwa 13% der sog. Markarian Galaxien erwiesen sich als aktive SeyfertGalaxien, Quasare oder als BLLacertae Objekte. Bei einigen Objekten war der Ursprung der Strahlung auf riesige H II Regionen in den Muttergalaxien zurückzuführen. Bei ca. 2 % der beobachteten Objekte handelte es sich um Sterne unserer eigenen Galaxie mit einem hohen Anteil an UV-Strahlung.
sche Übersetzungen in der Fachzeitschrift »Astrophysics«.) Viele der Markarian Galaxien sind identisch mit bekannten NGC bzw. IC Galaxien, jedoch die Tatsache, daß auch viele Quasare und AGN's (Active Galactic Nuclei) dabei vertreten sind machte die Sache für mich visuell interessant. Im Oktober 1997 stieß ich bei der Suche nach interessanten Objekten in der Uranometria 2000 auf eine Galaxie mit der seltsamen Bezeichnung Q 6188 etwa 1 Grad südwestlich des bekannten planetarischen Nebels NGC 246. Die seltsame »Q« Bezeichnung machte mich neugierig. (Mir ist immer noch vollkommen unklar, was es mit der Bezeichnung auf sich hat, vielleicht kann mir ein Leser hier weiterhelfen.) In Markarians Katalog ist die Galaxie jedenfalls als Mrk 960 zu finden. Kurioserweise hat der Astronom Kazaryan vom gleichen Observatorium, der an einem Nachfolgeprojekt arbeitete, das sich ebenfalls mit Galaxien mit ähnlichen Spektraleigenschaften befaßt, die Galaxie als Kazaryan 2 ebenfalls in seinen Katalog aufgenommen.
Mrk 960 Mrk 71
Bei einem Besuch im Herbst 1998 bei der Sternwarte Sonneberg in Thüringen, zu dem mich freundlicherweise Herr Dr. Kroll eingeladen hatte, entdeckte ich in der Bibliothek der Sternwarte eben diese Astrofizika Hefte mit den Originalveröffentlichungen. Zu jedem Objekt waren die Koordinaten, Blauhelligkeiten sowie eine brauchbare Aufsuchekarte aus dem POSS beigefügt. Problematisch war lediglich die Tatsache, daß Astrofizika in russisch publiziert wurde. (Glücklicherweise fand ich später dann engli-
Visuell konnte ich bei direkter Beobachtung einen kleinen runden leicht diffusen Nebelfleck erkennen. Die Galaxie befindet sich südlich eines etwa 9m hellen Sterns in einer Kette von schwachen Sternen, die in Nord- Südrichtung angeordnet ist. Im Sternbild Camelopardalis befindet sich NGC 2366, eine recht ausgedehnte Galaxie, allerdings mit geringer Flächenhelligkeit. Da ihre Entfernung nur etwas mehr als 10 Mio. Lichtjahre beträgt, dürfte es sich hierbei um ein Mitglied der M 81 Galaxien-
gruppe handeln. Die ultraviolette Strahlung die von NGC 2366 ausgeht ist nicht etwa der Galaxie selbst zuzuschreiben sondern eine riesige H II Region in ihren südlichen Ausläufern ist hierfür verantwortlich. Diese H II Region ist als der 71. Eintrag in Markarians Liste zu finden. Bei 75 facher Vergrößerung ist NGC 2366 als schwacher diffuser, jedoch ausgedehnter Lichtstreifen erkennbar. Südlich, wesentlich heller als die Galaxie selbst sticht Mrk 71 als diffuses flächiges Gebilde hervor. Bei höherer Vergrößerung und unter Verwendung eines UHC Filters wird die H II- Region noch deutlicher als unregelmäßige Wolke sichtbar, während die Muttergalaxie nicht mehr zu erkennen ist. Etwa 3 Grad östlich des Kugelsternhaufens NGC 2419 befindet sich die Seyfertgalaxie Mrk 382. Bei einer Rot-verschiebung von z = 0,034 dürfte sich die Galaxie in einer Entfernung von etwa 135 Mpc oder etwa 440 Mio. Lichtjahren befinden. Mit einer visuellen Helligkeit von lediglich etwa 15m ist die Galaxie nicht ganz einfach zu packen.
kompakten Galaxiengruppe die Paul Hickson als Nr. 56 in seinen Katalog aufgenommen hat [3]. Die Galaxiengruppe, befindet sich nur 8 Bogenminuten südlich der hellen Galaxie NGC 3718. Hickson (HCG) 56 besteht aus 5 einzelnen Galaxien wobei 3 sehr eng zusammenstehen und diese 3 er Gruppe von 2 weiteren Galaxien je östlich und westlich flankiert wird. Die ganze Gruppe hat nur eine Ausdehnung von etwa 3 Bogenminuten. In Markarians Originalveröffentlichung sind die 3 mittleren Galaxien markiert. Das östliche der 3 Objekte ist jedoch eine Seyfertgalaxie und dürfte für die Strahlung verantwortlich sein. Aufgrund der Rotverschiebung ist die Entfernung der Gruppe mit etwa 110 Mpc (360 Mio Lj.) anzusetzen. NGC 3718 beherrscht als heller ovaler Nebelfleck das Gesichtsfeld. Unmittelbar südlich ist jedoch indirekt, relativ einfach, eine kleine gekrümmte Sichel sichtbar die nach Norden geöffnet ist - Mrk 176. In einzelne Objekte konnte ich die 3er Gruppe leider nicht auflösen. Auch die beiden etwas isolierteren Galaxi-
FACHGRUPPEN > DEEP-SKY
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Visuell ist bei höherer Vergrößerung, indirekt sehr schwach, östlich einer markanten Sterngruppe ein kleines diffuses Fleckchen sichtbar. Besonders interessant ist die Tatsache daß sich etwa 30' nordöstlich der helle Quasar MS 07546+3928 mit einer Rotverschiebung von z = 0,096 (Distanz etwa 1 Mrd. Lichtjahre) befindet. Mit einer visuellen Helligkeit von 14m,3 ist der QSO leicht als stellares Objekt zu beobachten. Ein ganz besonderes Markarian Objekt stellt Mrk 176 dar. Mrk 176 ist Mitglied einer kleinen
en westlich und östlich waren nicht sicher zu erkennen. Im Sternbild Ursa Major, innerhalb des Galaxienhaufens Abell 1257 befindet sich die Galaxie Mrk 423. Diese Galaxie weist ebenfalls ein Seyfert Spektrum auf und befindet sich in einer Entfernung von etwa 350 - 400 Mio. Lichtjahren. Visuell konnte ich Mrk 423 in einer sehr klaren Frühlingsnacht noch direkt als kleines kompaktes Nebelfleckchen sehen, das einen deutlichen Helligkeitsanstieg zum Zentrum aufweist.
Mrk 176 Mrk 180
FACHGRUPPEN > DEEP-SKY
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Unmittelbar nördlich befinden sich 2 Vordergrundsterne, die mit dem AGN ein rechtwinkliges Dreieck bilden. Nordwestlich dieser beiden Sterne konnte ich blickweise einige schwache diffuse Fleckchen erkennen - Mitglieder von Abell 1257. Die Galaxie Mrk 180 ist eines der relativ seltenen BL-Lacertae Objekte, aktive Galaxien die sehr eng mit den Quasaren verwandt sind. Der grundsätzliche Unterschied zu den Quasaren (QSO) und anderen Aktiven galaktischen Kernen (AGN) besteht im Fehlen von Emmisionslinien im Spektrum. Mrk 180 liegt mit einer Rotverschiebung von z = 0,046 in einer Entfernung von etwa 590 Mio. Lichtjahren. Visuell ist Mrk 180 ein relativ dankbares Objekt. Bei sehr guten Bedingungen, die eine hohe Vergrößerung erlauben, kann man bei dieser Galaxie den stellaren Kern mit einer kleinen diffusen Hülle gut erkennen. Etwa 1,5' nordwestlich befindet sich ein etwa 14m heller Vordergrundstern, der sich für Helligkeitsschätzungen anbietet, da BLLacertae Objekte meist einen
diese Galaxie das Quasarkriterium, das bei - 23m liegt, knapp verpaßt. Bei einer Rotverschiebung von z= 0,041 befindet sich die Galaxie in einer Entfernung von etwa 160 Mpc oder 520 Mio. Lichtjahren. Visuell ist Mrk 231 mit einer visuellen Helligkeit von etwa 13m,5 ein dankbares Objekt, nicht zuletzt wegen der Nähe zu Epsilon Ursa Major. Schon bei 170 facher Vergrößerung ist das Objekt relativ einfach als kleines flächiges Fleckchen auszumachen. Bei einer Steigerung der Vergrößerung (312 x) konnte ich deutlich einen hellen stellaren Kernbereich mit einer kleinen diffusen Hülle erkennen. Ca. 2' nordwestlich befindet sich ein schwacher Vordergrundstern (ca. 15m). Um einen Quasar handelt es sich bei dem Objekt Mrk 1383 im Sternbild Jungfrau. Mit einer Rotverschiebung von z = 0,086 befindet sich der Quasar in einer Entfernung von etwa 1 Mrd. Lichtjahren und ist somit eines der näheren Objekte dieser Klasse von Himmelskörpern. Visuell konnte ich Mrk 1383 relativ einfach bei indirekter Beobachtung
Mrk 231 Mrk 138
recht aktiven Lichtwechsel aufweisen. Bei verschiedenen Beobachtungen zwischen Februar 98 und März 99 stellte ich jedoch bei diesem Objekt keine eindeutigen Helligkeitsvariationen fest. Beobachter mit großen Teleskopen sollten beachten, daß unmittelbar südlich des Kerns ein ca. 15m,5 Stern vorgelagert ist. Etwa 1 Grad nördlich des Sterns Epsilon Ursa Major ist die Position von Mrk 231 [4]. Eine Spiralgalaxie die ebenfalls einen aktiven Kern (AGN) aufweist. Mit einer Absoluthelligkeit von -22,3m hat
als völlig stellares Objekt etwa 14m,8 »hell« erkennen. Der Quasar bildet mit zwei nördlichen, etwa 11 + 12m Sternen ein markantes Dreieck , was das Aufsuchen enorm erleichtert. Ebenfalls als Quasar klassifiziert ist das Objekt Mrk 876 im Sternbild Drache. Bei einer Rotverschiebung von z = 0,129 befindet sich der Quasar in einer Entfernung von annähernd 1,6 Mrd. Lichtjahren. Mrk 876 befindet sich nur etwa 2,5 Bogenminuten nordwestlich des etwa 9m hellen Vordergrundsterns SAO 17003,
was zum einen das Aufsuchen erleichtert, zum anderen aber die Beobachtung des Objektes selbst stört. Bei 214-facher Vergrößerung war das Objekt dennoch relativ einfach, bei indirekter Beobachtung, trotz des hellen Sterns im Gesichtsfeld, sichtbar. Auch dieses Objekt hat eine völlig stellare Erscheinung und wurde von mir auf etwa 14m,8 visuelle Helligkeit geschätzt. Relativ unbekannt dürfte die Seyfertgalaxie Mrk 885 im Drachen sein. Bei einer gemessenen Rotverschiebung von z = 0,026 dürfte die Distanz etwa 350 Mio. Lichtjahre betragen. Mit einer visuellen Helligkeit von 14m,5 ist sie auch visuell nicht gerade ein aufregendes Objekt. Erschwerend kommt noch hinzu, daß etwa 25 Bogensekunden südwestlich ein etwa 12m,5 heller Vordergrundstern vorgelagert ist. 4' südöstlich befindet sich noch ein 8m,5 heller »Wegweiserstern«. Bei nahezu idealen Bedingungen (GG 6m, Top Seeing) ging ich am 22.04.99 kurz vor Einsetzen der Morgendämmerung diese Galaxie an. Und tatsächlich, bei 312facher Vergrößerung war das
z = 0,024). Die Besonderheit hier: Etwa 1 Bogenminute nordöstlich befindet sich eine weitere schwache Galaxie - PGC 85283 (15m,5). Diese Galaxie scheint auf der Originalaufsuchekarte von Markarian mit Mrk 308 assoziiert zu sein. Visuell konnte ich mit meinem 12"5 Newton Mrk 308 indirekt als kleinen, deutlich flächigen diffusen Lichtfleck erkennen. Bei PGC 85283 mußte ich dann aber leider passen, hier ist entweder eine größere Öffnung gefragt oder eventuell eine »Top Nacht«. Ich werde es jedenfalls noch einmal versuchen. Mit einem 8 - 10 Zöller, gutem Himmel, Uranometria und einem GSC Programm und einer Portion Geduld dürfte es kein Problem sein, diese Beobachtungen nachzuvollziehen. Für eventuelle Rückfragen stehe ich jedenfalls gerne zur Verfügung. Und wenn ich von erfolgreichen Beobachtungen eine kurze Mitteilung erhalten könnte, würde mich dies jedenfalls sehr freuen.
Klaus Wenzel Hamoirstr. 8 63762 Großostheim Telefon: (0 60 26) 38 92
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Objekt sogar relativ einfach, als kleines, rundes, sehr kompaktes, diffuses Anhängsel nordöstlich des bereits erwähnten 12m,5 Vordergrundsterns sichtbar. Bei der hohen Vergrößerung ist es kein Problem den 8m,5 Stern aus dem Gesichtsfeld zu lassen, was für eine erfolgreiche Sichtung unbedingt nötig ist. Am Herbsthimmel im Pegasus befindet sich die Mrk 308 Galaxie, ebenfalls ein AGN. Diese Galaxie ist von den Daten und der Erscheinung gut mit Mrk 885 zu vergleichen (Helligkeit 14m,5,
Literatur [1] ApJS 35 (1977) 371 - J. P.
Huchra - The Natur of Markarian Galaxies [2] Interstellarum 13 (1998) 8 K. Wenzel - Q 6188 - Galaxie im Cetus [3] Sky & Telescope 3/99 110 S. Gottlieb - Exploring Hickson Compact Groups [4] Sky & Telescope 5/99 40 M. Voit - The Rise and Fall of Quasars [5] Verschiedene Aufsätze von Markarian in Astrophysics und Astrofizika
Mrk 876 Mrk 885
Mrk 960 Mrk 71 Mrk 382 Mrk 176 Mrk 423 Mrk 180 Mrk 231 Mrk 1383 Mrk 876 Mrk 885 Mrk 308
PGC 2845 NGC 2366 PGC 22190 HCG 56 PGC 35210 PGC 35899 UGC 8058 PGC 51744 PGC 87553 PGC 58354 PGC 69525
GX H II AGN AGN AGN BL AGN QSO QSO AGN AGN
00h48,35 07h28,42 07h55,25 11h32,40 1h26,48 11h36,26 12h56,14 14h29,06 16h13,57 16h29,48 22h41,56
-12 Grad 44' +69 Grad 11' +39 Grad 11' +52 Grad 57' +35 Grad 15' +70 Grad 09' +56 Grad 52' +01 Grad 17' +65 Grad 43' +67 Grad 22' +20 Grad 15'
13m,1 13m,0
15m,0 14m,5
14m,3 14m,4 13m,5 14m,8 14m,8 14m,5 14m,5
Cet Cam Lnx UMa UMa Dra UMa Vir Dra Dra Peg
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King - Parade der unscheinbaren Sternhaufen
Aufgrund der interstellarum-Aktion »Non-NGC/IC Sternhaufen« habe ich mir die King-Sternhaufen vorgenommen. Unter meinem Himmel ein wahrlich schwieriges Unterfangen!
Mein normaler Beobachtungsort ist mein Garten hinter meinem Haus. Ich bin also der typische »Hinterhof-Astronom«. Dies hat den riesigen Vorteil, daß ich mal eben schnell zum Beobachten raus kann, wenn sich der Himmel aufklart. Allerdings muß ich diesen Himmel dann so nehmen wie er ist, und er ist meist nicht gerade exzellent. Manchmal stört auch noch das Licht von irgendeinem Nachbarn. Über eine Grenzgröße von 5m0 bin ich schon froh, und 5m5 sind die ganz seltene Ausnahme. Um die King-Sternhaufen vernünftig beobachten zu können, müßte man aber mindestens 5m5, besser 6m haben, was bei meinen Beobachtungen nie der Fall war. Ich bin sicher, daß sie dann »wesentlich mehr hergeben« als dies aus meinen Beschreibungen hervorgeht. So ging ich also daran, mit meinem 9zöller Maksutov (Intes MK 91) winzige Sternhaufen zu suchen, die meist eine Größe von 1' bis 7' haben. Lediglich der K 22 wird mit 20' angegeben. Was ich sah, war »die Parade der unscheinbaren Sternhaufen«. Die meisten waren schwach bis kaum sichtbar (immer unter meinem Himmel!) und man konnte max. 1 Dutzend winzigster Sterne - oft nur indirekt - vor einem grießigen oder nebelhaften Hintergrund ausmachen. Die besten Vergrößerungen lagen bei 78x und 124x, wobei die Haufen wegen ihrer Winzigkeit kompakt wirkten. Da die paar sichtbaren Sterne meist nur indirekt zu sehen waren, gab es bezüglich der Sternhelligkeiten nur schwache Abstufungen. Die Form war meist unregelmäßig, elliptisch oder dreieckig. Farbabweichungen von weiß konnte ich nicht feststellen. Die OH waren fast immer gut bis sehr gut abgesetzt mit einem breiten, unregelmäßigen »Burggraben« rundherum. Die Sterndichte außerhalb der Haufen war meist gering bis mittel, wobei die Umgebungssterne fast immer deutlich heller waren als die Sterne in den OH selbst.
King 2
King 1 King 3
King 4
King 1: Kaum sichtbar, indir. besser. Leicht grießiger Nebel mit etwa 1/2 Dutzend indir. sichtbarer schwacher Sterne. Form: elliptisch Richtung S/N. Sehr kompakt mit nur schwachen Helligkeitsabstufungen, etwa 4x3'. Abgrenzung: gut, mit unregelmäßigem, nach O hin breitem und nach W schmalem »Burggraben«. Umgebung: Sternfiguration ähnlich einer Schaufel mit Griff nach NW. Es sieht aus, als wolle man mit dieser Schaufel den OH aufnehmen. Schaufel aus helleren Sternen: 3 für den Griff, je 3 als südw. und nordöstl. Linie der Schaufel und in der Mitte der Schaufelöffnung ein schwächerer Stern. Der südöstl. Stern der Schaufel ist rötlich. Östl. des OH in etwa 20' Entfernung ebenfalls ein rötlicher Stern. Außerdem im SO des Haufens ein hellerer weißer Stern. Gesamteindruck: unscheinbar.
King 2: Kaum sichtbar, indir. besser. Nebelhaft mit 2 indir. sichtbaren Sternen. Unregelmäßig elongiert in NW/SO Richtung. Sehr kompakter Nebel, kaum wahrnehmbar granuliert, außer den 2 indir. sichtbaren Sternen sonst keine Helligkeitsabstufungen, Größe etwa 5'. Abgrenzung: fast nicht, da kaum heller als Hintergrund. Allerdings rundherum breiter »Burggraben«. Umgebung: Geringe Sterndichte. An der Stelle, wo K 2 sein soll, kann man mit gutem Willen etwas granulierten Nebel erahnen, von NW nach SO gezogen. In gleicher Richtung innerhalb des Nebels sind 2 ganz schwache Sterne sichtbar. Alles in allem bin ich nicht absolut sicher, hier K 2 tatsächlich gesehen zu haben. Er ist im O eines Trapezes von 4 mittelhellen Sternen und nördl. von Eta Cas. Der Abstand zu dem Trapez, das mit der breiteren Seite zum OC gerichtet ist, beträgt etwa 25'. Gesamteindruck: unscheinbar.
King 3: Schwach bis kaum sichtbar. Vor grießigem Hintergrund sind 4 Sterne zu sehen. Form: elliptisch in W/O Richtung. Der OH wirkt nicht allzu kompakt, sondern eher locker. Ursache sind wahrscheinlich die leicht verstreut liegenden 4 sichtbaren Sterne. Größe ca. 4-5'. Abgrenzung: sehr gut mit rundherum breitem »Burggraben«, in dem sich mehrere Einzelsterne befinden. K 3 ist an der SW-Spitze eines Dreiecks. Diese Spitze besteht aus 2 etwa gleich hellen Sternen. Er gruppiert sich mehr um den nördlicheren der beiden (bei 148x als DS mit schwächerer Komp. im W zu identifizieren). Der nördlichste Stern des Dreiecks ist relativ hell. Bei 78x liegt der OH zusammen mit den beiden Sternen der Dreiecksspitze auf einer Linie zwischen diesem hellen Stern im N und einem ebenfalls relativ hellen Stern im S., etwa 2/5 von dem nördl. Stern entfernt. Gesamteindruck: weniger lohnenswert.
King 4: Kaum sichtbar, indir. besser. Auflösung: 3 bis 4 Sterne vor grießigem Hintergrund. Form: elliptisch in N/S Richtung. Sehr kompakt, kaum auslaufend, mit nur schwachen Helligkeitsabstufungen, Größe ca. 3-4'. Abgrenzung: Sehr gut mit rundherum breitem »Burggraben«. Sehr geringe Sterndichte. Der grießige Nebel zieht sich etwas L-förmig hin. Im NO des OH ist ein etwas hellerer Stern. Ich bin nicht absolut sicher, ob dies K 4 war. Gesamteindruck: unscheinbar
King 5: Kaum sichtbar, indir. besser. Nebelhaft, zarte Andeutung von Granulation, mit 1 hellerem und 1 bis 2 indir. zu sehenden Sternen. Form: rund. Sehr kompakt, kaum auslaufend, kaum Helligkeitsabstufungen mit allerdings 1 hellerem Einzelstern, Größe ca 8'. Abgrenzung: fast nicht, da kaum heller als Himmelshintergrund, aber breiter »Burggraben« rundherum. Um einen schwachen, aber gut direkt zu sehenden Stern herum befindet sich ein ganz leicht grießiger Nebel. Im NW davon ist ein etwas hellerer Stern zu sehen. Wenn man das Gesichtsfeld bei 78x (wahres GF ca. 50') etwas in diese Richtung verschiebt, tauchen 3 weitere hellere Sterne auf, die sich von NO nach SW ziehen und mit dem erstgenannten Stern eine Art Pfeilspitze bilden, die in Richtung K 5 deutet. Im SW des OH ist eine in Richtung SW laufende 3er Reihe von schwächeren Sternen, einer davon etwas heller. Im O sind 5 Sterne zu sehen, die leicht gebogen von NW nach SO laufen: Im K 5 dürfte der hellere Einzelstern etwa 12m haben. Bei 124x ist indir. ein zweites Sternchen und bei 182x vielleicht noch ein weiteres Sternchen sichtbar. Gesamteindruck: unscheinbar.
King 6: Schwach. Auflösung: teilweise mit grießigem Hintergrund, ca. 3 hellere und 5 weniger helle Sterne. Form: elliptisch in O/W Richtung. 3 hellere Sterne, davon 2 DS, bilden ein Dreieck etwa von N nach S. An der südlichen Spitze dieses Dreiecks ist in Richtung W etwas »Grieß« zu finden. Falls die 3 Dreieckssterne nicht dazugehören, ist der OH (dann nur der »Grieß«) sehr kompakt und kaum auslaufend. Ansonsten wäre der »Grieß« als kompaktes Zentrum anzusehen. Ich vermute, daß von den 3 Dreiecksternen nur der Stern zum OH gehört, um den sich der »Grieß« gruppiert. Abgrenzung: gut, rundherum ein unregelmäßiger »Burggraben« mit wenigen Einzelsternen in Richtung W. Umgebung: Dreieck von 3 Sternen, OH gruppiert sich um den Stern der S-Spitze. Im O des Dreiecks 3er Reihe von N nach S, und im NW ist noch ein deutl. größeres Dreieck. Westl. von K 6 ist eine 3er Reihe von NO nach SW, der südwestl. Stern ist am hellsten. Der NO-Stern des Dreiecks bei K 6 sowie ein Stern etwa 20-25' im SW sind rötlich. Gesamteindruck: weniger lohnenswert.
King 7: konnte trotz intensiver Suche nicht gefunden werden. Ich bin relativ sicher, daß ich bei den angegebenen Koordinaten war. Bei 182x (GF ca. 16 ') sehe ich 15 bis 20 hellere bis ganz schwache Sterne, die ich aber nicht als Sternhaufen identifizieren möchte. Bei 78x (GF ca. 50') sehe ich einige locker zusammengewürfelte Sterne. In WSW, etwa 9' vom GF-Rand entfernt, ist ein rötlicher Stern. Von der Mitte aus nach SO ist ein Trapez mit 4 Ecksternen und 2 indir. zu sehenden Sternen, einer in der Mitte und einer auf der N-Linie des Trapezes. Im NW des Trapezes befindet sich eine Doppelreihe, die sich von SSO etwas geschwungen nach NW zieht. Ganz in SSO sind 3 Sterne, der hellste fast am Gesichtsfeldrand. Am nordwestlichen Gesichtsfeldrand sind auch noch einige Sterne mit einem helleren dabei. Im O des Trapezes und der Doppelreihe ist ein dunkler Graben, an den sich im O wieder einige Sterne anschließen.
King 8: Kaum sichtbar, nur indirekt wahrzunehmen. Nebelhaft mit 2 indirekt sichtbaren Sternen. Form: nicht zu definieren. Nur indirekt zu erahnender Nebel mit 2 ganz schwachen Sternen. Abgrenzung: Eine Abgenzung ist fast nicht erkennbar, da das Objekt kaum heller ist als der Himmelshintergrund. Zwischen 2 Sternen in NO/SW Richtung kann ein Nebelchen gerade noch erahnt werden, das 2 ganz schwache, indirekt sichtbare Sterne enthält. Dieses Nebelchen könnte möglicherweise als K 8 identifiziert werden. Es befindet sich im Westen eines Sterndreiecks von 3 helleren und einigen schwächeren Sternen, das genau auf diese Stelle hindeutet, Entfernung etwa 17'. Erst eine Vergrößerung auf 258x macht mich etwas sicherer, K 8 gefunden zu haben, da die 2 Sterne und der etwas grießige Hintergrund jetzt etwas deutlicher herauskommen. Gesamteindruck: unscheinbar.
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King 5
King 6
King 7
King 8
King 9
King 10
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King 12
King 13
King 9: Schwach. Gutes Dutzend Sterne, davon 2 etwas hellere, vor grießigem Hintergrund. Unregelmäßiges Aussehen: als Nebel kompakt, die sichtbaren Sterne jedoch locker. Abgrenzung: wenig. K 9 ist zwar innerhalb einer dunklen Region, er wirkt aber trotzdem nicht besonders gut abgesetzt, weil seine wenigen sichtbaren Einzelsterne genauso schwach sind wie die schwachen Sterne in dieser dunklen Region. Um diese Dunkelregion sind wieder deutl. hellere Sterne sichtbar. Im S von K 9 ist eine 3er Reihe, die evtl. noch zum OH gehören könnte. Wenn ja, wären bei 148x etwa 20 Sterne - teilweise indir. - zu sehen, Bei 78x (GF ca 50') ist im SO IC 1442 zu sehen. Im W einige hellere Sterne, die aussehen wie eine Eistüte von S nach N, aus der 2 Sterne in Richtung NW herauskommen. Im O dieser 2 Sterne ist eine kleine Sternkonzentration in Richtung K 9. Theoretisch könnte auch diese Konzentration K 9 sein!? Gesamteindruck: unscheinbar
King 10: Schwach. 3 schwache Sterne vor puderzuckerartigem Hintergrund. Form: dreieckig mit Spitze nach W. Aussehen: sehr kompakt und kaum auslaufend mit in etwa gleicher Sternhelligkeit, Größe 4 bis 5'. Abgrenzung: gut, mit unregelmäßigem »Burggraben«. K 10 bildet eine Art Brücke zwischen 2 Konfigurationen, wobei die westl. einen Pfeil darstellt aus 7 helleren Sternen und die östl. besteht aus 5 helleren Sternen, ähnlich angeordnet wie eine 5 auf einem Würfel. Diese Würfel-5 streckt einen Arm von 4 deutl. schwächeren Sternen nach W aus. Zwischen der Spitze des Pfeils und dem letzten der 4 schwachen Sternen ist K 10. Gesamteindruck: unscheinbar.
King 11: Kaum sichtbar. Auflösung war nicht möglich. Form: nicht genau zu definieren. Kaum erahnbares Nebelchen. Abgrenzung: fast nicht, da kaum heller als Himmelshintergrund. In der Umgebung nur wenige schwache Sterne. Deshalb war ich auch anhand von Uranometria nicht in der Lage, K 11 absolut sicher zu identifizieren.
King 14
King 12: Schwach, indir, besser. Etwa 1/2 Dutzend Sterne, teilweise indir., vor nebelhaftem Hintergrund sichtbar. Form: elliptisch in W/O Richtung. Sehr kompakt, kaum auslaufend, mit nur schwachen Helligkeitsabstufungen. Größe etwa 3x1'. In oder vor K 12 ein Sterndreieck mit der Spitze nach N, wobei der südöstl. Stern des Dreiecks ein DS ist. Abgrenzung: sehr gut mit unregelmäßigem »Burggraben« rundherum Umgebung: geringe Sterndichte. Im SW von K 12 ein hellerer Stern, im SO etwas weiter weg ebenfalls. Zwischen dem OH und dem SO-Stern ist noch ein schwächerer Stern. Gesamteindruck: unscheinbar.
King 15
King 16
King 13: Schwach. 7 direkt und 4 indir. zu sehende Sterne vor grießigem Hintergrund. Form: dreieckig. Kein Zentrum, 5 Sterne bilden eine unregelmäßige Grundlinie von NO nach SW Davon ausgehend spitzt sich der Nebel zu auf einen Einzelstern im NW. Wirkt wie ein Berg mit hell erleuchteter Spitze. Größe ca. 8x4'. Abgrenzung: gut, mit unregelmäßigem, im S breitem, im N schmalem, »Burggraben« rundherum. Im O von K 13 ist ein Trapez aus 4 helleren Sternen. Zwischen diesem Trapez und dem OH ein Parallelogramm von sehr schwachen Sternen. Im NW von K 13 beginnt ein Rechteck, wobei die westl. Kante des Rechtecks noch 3 schwache Sterne zwischen den beiden helleren Ecksternen besitzt. Gesamteindruck: weniger lohnenswert.
King 17
King 14: Helligkeit: mittel. K 14 wirkt mit etwa 1 Dutzend Sternen völlig aufgelöst. Unregelmäßige Form, erinnert an ein Strichmännchen. Kein Zentrum. Die Sterne liegen verstreut und besitzen schwache Helligkeitsabstufungen. Größe etwa 5'. Abgrenzung: gut, mit unregelmäßigem »Burggraben« rundherum. Weit im S, fast am Gesichtsfeldrand, steht der sehr helle Stern Kappa Cas (3-4m). Etwa 5 ' nordöstl. von K 14 ist NGC 146 zu sehen, ein relativ schmaler OH, der sich von WNW nach OSO hinzieht. Ca 7-8' entfernt im NNW liegt der OH NGC 133, der aus 8 helleren und einigen schwächeren Sternen besteht und ähnlich eines Parallelogramms angeordnet ist. Beide sind etwas kleiner als K 14. Im S von NGC 146 ist ein etwas hellerer Einzelstern. Gesamteindruck: lohnenswert.
King 15: Kaum sichtbar, indir. besser. 2-3 nur indir. sichtbare Sterne vor grießigem Hintergrund. Form: elliptisch in W/O-Richtung. Sehr kompakt, kaum auslaufend, Sterne ohne Helligkeitsabstufung. Größe 2'. Abgrenzung: sehr gut, mit rundherum breitem »Burggraben«, der einige wenige Einzelsterne enthält. Umgebung: geringe Sterndichte. Im O ein DS oder 2 eng stehende Sterne, Entfernung etwa 12' und im NW eine 3er-Reihe, die sich von NW nach SO zieht, Über dieser 3erReihe eine L-förmige Anordnung. Im S von K 15 mehrere Sterne unregelmäßig verstreut. Gesamteindruck: unscheinbar.
King 16: Schwach. 4 direkt und 2 indirekt sichtbare Sterne vor grießigem Hintergrund. Die direkt sichtbaren Sterne könnten u. U. Vordergrundsterne sein. Form: dreieckig mit Spitze nach SO und sich nach NW öffnend. Sehr kompakt, kaum auslaufend mit schwachen Helligkeitsabstufungen. Größe etwa 3x2'. Abgrenzung: sehr gut mit rundherum breitem »Burggraben«. In der Umgebung geringe Sterndichte. Das Dreieck des OH öffnet sich nach NW in Richtung einer wagenförmigen Anordnung mit einem sehr hellen Stern an der Deichsel (evtl. Doppelstern?). Im SW von K 16 ein hellerer Stern. Gesamteindruck: unscheinbar.
King 17: Schwach, nur indirekt. 1 etwas hellerer und 2 schwächere Sterne vor nebelhaftem Hintergrund. Die 3 Sterne könnten ggf. Vordergrundsterne sein, und K 17 ist nur der Nebel. Form: unregelmäßig elongiert in Richtung W/O. Aussehen: sehr kompakt, nebelhaft wirkend ohne Granulation, die 3 Sterne mit schwachen Helligkeitsunterschieden. Größe etwa 8'. Abgrenzung: fast nicht, da kaum heller als Himmelshintergrund. Breiter »Burggraben« rund herum. Gesamteindruck: unscheinbar.
King 18: Schwach bis kaum sichtbar, besser indir. Etwa 15 teilw. nur indir. sichtbare Sterne - davon 7 etwas heller - vor grießigem Hintergrund. Elliptisch in O/W-Richtung. Kompaktes, aber auslaufendes Zentrum. Die sichtbaren Sterne innerhalb des OH bilden im NO ein Viereck, von dem eine Art geschwungene Brücke nach W ausgeht, wo ein Trapez aus 4 etwas helleren und einem indir. zu sehenden fünften Stern (evtl. DS) ist. In der Mitte der »Brücke« findet man ein Dreieck, von dem aber 2 Sterne nur indir. sichtbar sind. Größe etwa 14x4'. Abgrenzung: gut, mit unregelmäßigem »Burggraben« rundherum. Umgebung: geringe Sterndichte. Im O von K 18 ist eine Art »Pfeilspitze« in Richtung des OH mit 4 Sternen, die Spitze ein DS, der erst ab 124x zu trennen ist. Im S ist ein heller Stern. Gesamteindruck: weniger lohnenswert.
King 19: Helligkeit: mittel. Vor grießigem Hintergrund sind 8 Sterne zu sehen, davon 2-3 direkt. Form: unregelmäßig. K 19 sieht einer Armbrust ähnlich. Kompakt, wirkt aber ohne Zentrum wegen der Verteilung der sichtbaren Sterne, deutl. Helligkeitsunterschiede, Größe etwa 7'. Abgrenzung: wenig, da mitlere Sterndichte in der Umgebung und rundherum ein unregelmäßiger »Burggraben«. Ein Einzelstern im N innerhalb des »Burggrabens« könnte noch zu K 19 gehören. Etwa 25' im O von K 19 ist NGC 7510, ein OH mit pfeilförmigem Aussehen. Zwischen K 19 und NGC 7510 sind 2 hellere Sterne. Gesamteindruck: weniger lohnenswert.
King 20: Schwach. K 20 wirkt mit etwa einem Dutzend indir. zu sehenden Sternen völlig aufgelöst. Unregelmäßig Aussehen: Die Sterne liegen locker, ohne Zentrum und haben schwache Helligkeitsabstufungen, Größe etwa 5'. Abgrenzung: gut, mit breitem »Burggraben« rundherum, in dem 2 hellere und mehrere sehr schwache Sterne sichtbar sind. Umgebung: K 20 liegt im O eines hellen DS (AR Cas), unter dem sich im S noch ein deutl. schwächerer DS verbirgt. Je 1 hellerer Stern noch im W und S, ansonsten bis auf einige ganz schwache Sterne Dunkelheit. Gesamteindruck: unscheinbar.
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61
King 18
King 19
King 20
King 21
King 22
King 23
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King 25 King 26
Bild oben: King 26, aufgenommen am 11.07.99 mit dem 400mm-Hypergraphen, Feff = 3,2m; ohne Filter; TPZ:4; Apogee AM13; binning 2x2; 3x300sec.; Mira AM4.03 (C)Bernd Flach-Wilken
King 21: Schwach, kaum sichtbar. 4 Sterne, davon 2 indir., vor grießigem Hintergrund zu sehen. Die beiden direkt sichtbaren Sterne könnten evtl. Vordergrundsterne sein. Elliptisch in Richtung N/S. Eher nebelhaft mit wenigen Sternen mit schwachen Helligkeitsabstufungen, Größe 2-3'. Abgrenzung: gut mit unregelmäßigem »Burggraben« rundherum. Umgebung: geringe Sterndichte. Im S liegen ein paar hellere Sterne, darunter ein Dreieck, das mit der Spitze an K 21 vorbeizeigt auf einen DS. Gesamteindruck: unscheinbar.
King 22: Schwach, besser indir. zu sehen. 1 direkt und ein 1 indir. sichtbarer Stern vor grießigem Hintergrund. Form: unregelmäßig elongiert in W/O-Richtung. Sehr kompakt, da nur granuliert und schwache Helligkeitsabstufung der beiden Sterne. Abgrenzung: fast nicht, da kaum Abhebung vom Himmelshintergrund. K 22 liegt innerhalb eines Trapezes von mehreren Sternen, wobei die hellsten Sterne die TrapezEcken bilden, auf der NO-Seite. Westl. des nordöstlichen TrapezSterns ist 1 schwacher Stern, der aber m.E. nicht mehr zum OH gehört. K 22 geht in der Mitte des Trapezes in einen anderen grießigen Bereich über, der in UA als »Berkley 18« bezeichnet wird, aber auch nicht heller ist. Der hellste Stern im GF ist im S des Trapezes. Bei 124x sind bei den etwas granulierten Nebel ein paar ganz schwache Sterne sichtbar, es ist nicht ganz klar, welche zu K 22 und welche zu Berkley 18 gehören, obwohl indir. vielleicht zwischen beiden ein ganz schwacher »Burggraben« angedeutet sein könnte. Gesamteindruck: unscheinbar.
King 23: Kaum sichtbar. Nebel mit 4 schwachen Sternen, evtl. ein 5. indirekt, davon einer im NO eine Idee heller. Form: Die 4 Sterne bilden vor dem Nebelchen ein etwas nach SO verschobenes Karo von NW nach SO. Sehr kompakt, leichte Helligkeitsabstufungen. Abgrenzung: Gut mit breitem »Burggraben« rundherum, in dem sich im SO 2 schwache Einzelsterne befinden, die u.U. noch zum K 23 gehören könnten. K 23 befindet sich etwas westlich versetzt zwischen den beiden östlichen Sternen einer Pfeilspitze von ca. 20' Größe, die nach WSW deutet. Der hellste (etwa 8m) ist der nördliche Stern, die beiden anderen, von denen der südöstliche etwas rötlich erscheint, sind etwas schwächer. Ein hellerer Stern etwas weiter im S bildet mit der Pfeilspitze ein nach S verschobenes Karo. Im NW des Sterns an der Spitze des Pfeils ein weiterer etwas hellerer Stern, dazwischen ein Winzling, der ein Doppelstern sein könnte. Außerdem noch 2 hellere Sterne im NO der Pfeilspitze. Westlich des Sterns im S bilden 2 schwächere Sterne mit diesem südl. Stern ein Dreieck nach O. Weiter im W, am Gesichtsfeldrand und dann in südwestl. Richtung aus dem GF hinauslaufend, ist eine Kette von 4 Sternen von NO nach SW. Gesamteindruck: unscheinbar.
King 25: Kaum sichtbar. 4 Sterne und 1 Stern indirekt sichtbar. eventuell der hellste im W nicht zugehörig. Form: unregelmäßig elongiert von WNW nach OSO. Locker, kein Zentrum, schwache Helligkeitsabstufungen. Abgrenzung: sehr gut mit breitem »Burggraben«. Umgebung: Sehr geringe Sterndichte, lediglich etwa 10' im NW ein etwas hellerer Stern. Die 5 direkt und indirekt zu sehenden Sterne haben eigentlich keine Ähnlichkeit mit einem OC. Sie ziehen sich über eine Länge von ca. 5 bis 6' und eine Breite von 1,5 bis 2' von WNW nach OSO. Zwischen den mittleren beiden der 4 direkt zu sehenden Sterne ist wohl etwas Nebel. Daher ist die Identifizierung nicht ganz sicher. Gesamteindruck: unscheinbar.
King 26: Kaum sichtbar, indir. besser. Nicht aufgelöst, nebelhaft. Rund, evtl ganz leicht W/O elongiert. Sehr kompakt, Helligkeitsabstufung nicht bestimmbar. Abgrenzung: sehr gut, rundherum breiter »Burggraben« (unter Einbeziehung des Vordergrundsterns). Etwa 14' im O von K 26 ein schwacher Stern, im S am Gesichtsfeldrand eine Dreiergruppe von etwas helleren Sternen mit der Spitze nach NW, der hellste davon der nordöstliche. Auffallend ist ein hellerer Stern, den ich aber als Vordergrundstern ansehe. Im NO und O dieses Sterns befinden sich etwas entfernt einige ganz schwache Sterne, und zwischen dem östl. dieser »Winzlinge« und dem Vordergrundstern ist Nebel, minimal grießig, welcher K 26 sein müßte. Der hellere Stern neben K 26 bildet mit 2 schwächeren Sternen eine Dreierkette nach N in Richtung eines DS außerhalb des Gesichtsfeldes. Gesamteindruck: unscheinbar.
(C) Gerhart Walther
Nr.
R.A.
K1
00 22 00
K2
00 51 00
K3
01 37 12
K4
02 35 42
K5
03 14 36
K6
03 28 06
K7
03 59 00
K8
05 49 24
K9
22 15 30
K 10
22 54 54
K 11
23 47 48
K 12
23 53 00
K 13
00 10 06
K 14
00 31 54
K 15
00 32 54
K 16
00 43 42
K 17
05 08 24
K 18
22 52 06
K 19
23 08 10
K 20
23 33 18
K 21
23 49 54
K 22
05 22 14
K 23
07 21 54
K 24
07 50 24
K 25
19 24 30
K 26
19 29 00
Tabelle: King Sternhaufen
Jürgen Lamprecht Am Bauernwald 50 90411 Nürnberg
FACHGRUPPEN > DEEP-SKY
63
Dec
+64 24 +58 11 +64 33 +59 00 +52 43 +56 27 +51 48 +33 38 +54 24 +59 10 +68 38 +61 58 +61 13 +63 10 +61 52 +64 11 +39 05 +58 17 +60 31 +58 31 +62 43 +45 28 +00 47 -29 49 +13 42 +14 52
U2000
15 36 16 38 38 38 39 98 57 58 15 15 15 15 15 16 65 58 58 35 15 66 229 362 206 207
Con
Größe Helligkeit
Typ
#Sterne Hellster Stern
Cas
7.0'
Cas
5.0'
Cas
3.0'
11.0
Cas
3.0'
10.5
Per
7.0'
Cam
6.0'
Per
5.0'
Aur
7.0'
11.2
Lac
2.5'
Cep
3.0'
Cep
3.5'
Cas
2.0'
Cas
7.0'
Cas
7.0'
8.5
Cas
1.5'
Cas
3.0'
10.3
Aur
1.5'
Cep
4.0'
Cep
6.0'
9.2
Cas
4.0'
Cas
2.5'
Aur
20'
CMi
4.0'
Pup
3.0'
Aql
5.0'
Aql
1.0'
II 2 r
100
40
II 3 r
III 1 p
20
I 2 m
40
II 2 m
35
I 2 r
80
II 2 m
30
I 1 m
40
II 1 m
40
I 2 m
50
II 1 p
15
II 2 m
30
III 1 p
20
IV 2 p
12
I 2 m
35
II 2 m
25
II 2 p
20
III 2 p
25
II 2 p
20
I 2 p
20
III 1 r
300
III 2 p
20
II 1 m
30
III 2 m
40
II 1 p
15
13.0 17.0 14.0 13.0 13.0 10.0 16.0 15.0 18.0 11.0 17.0 10.0 12.0 11.29 18.0 12.49 14.0 12.0 12.0 13.0 10.0 16.0
Hinweis zu den Abbildungen: (C) POSS-Bilder aus dem Digitized Sky Survey (DSS): »The Digitized Sky Surveys were produced at the Space Telescope Science Institute under U.S. Government grant NAG W-2166. The images of these surveys are based on photographic data obtained using the Oschin Schmidt Telescope on Palomar Mountain and the UK Schmidt Telescope. The plates were processed into the present compressed digital form with the permission of these institutions. The National Geographic Society - Palomar Observatory Sky Atlas (POSS-I) was made by the California Institute of Technology with grants from the National Geographic Society. The Second Palomar Observatory Sky Survey (POSS-II) was made by the California Institute of Technology with funds from the National Science Foundation, the National Geographic Society, the Sloan Foundation, the Samuel Oschin Foundation, and the Eastman Kodak Corporation. The Oschin Schmidt Telescope is operated by the California Institute of Technology and Palomar Observatory. The UK Schmidt Telescope was operated by the Royal Observatory Edinburgh, with funding from the UK Science and Engineering Research Council (later the UK Particle Physics and Astronomy Research Council), until 1988 June, and thereafter by the Anglo-Australian Observatory. The blue plates of the southern Sky Atlas and its Equatorial Extension (together known as the SERC-J), as well as the Equatorial Red (ER), and the Second Epoch [red] Survey (SES) were all taken with the UK Schmidt.«
FACHGRUPPEN > SONNE
64
Ein DayStar-H-Filter für die VdS-Sternwarte
Es war einmal vor langer, langer Zeit - anno 1982 -, da brachte ein 29-köpfiges Autorenteam ein Gemeinschaftswerk im Rahmen der VdS-Fachgruppe Sonne heraus, und sie nannten es »Handbuch für Sonnenbeobachter«.
Alle waren mit heißem Herzen dabei und derart voller Elan, daß sie beschlossen, ihre mannigfachen Erfahrungen auf dem Gebiet der Amateursonnenbeobachtung ohne Honorar zu Papier zu bringen und es nahezu zum Selbstkostenpreis an Gleichinteressierte abzugeben. Ja, die Euphorie ging soweit, daß alle Autoren gemeinschaftlich beschlossen, daß - falls doch einige Mark übrigbleiben sollten -, diese der weiteren Amateurarbeit auf dem Gebiet der Sonnenbeobachtung zu Gute kommen sollten. Dieses Märchen reichte damals weit in die Zukunft. Das Autorenteam wäre schon zufrieden gewesen, wenn die Druckkosten erwirtschaftet worden wären. Doch weit gefehlt! Das Buch entwickelte sich zu einem »Renner«, und 1989 wurde gar eine Nachauflage erforderlich. Am Rande der jährlichen Treffen der Sonnenbeobachter am Himmelfahrtswochenende gibt es regelmäßige Sitzungen der Handbuchautoren, die - wie damals ausgemacht - paritätisch im Besitz der Rechte an diesem Buch sind. Das bedeutet, daß niemand einsame Entscheidungen treffen kann, sondern es einer Abstimmung bedarf. Vor zwei Jahren lief die Zusammenarbeit mit den Kollegen der VdS-Sternwarte / Volkssternwarte Kirchheim bereits so gut, daß die Wahl schnell getroffen war: Von dem übriggebliebenen Geld sollte die Sternwarte ein DayStarH-Filter/University-Modell mit 0.5 Ångström Halbwertsbreite als Dauerleihgabe erhalten. Am 20.2.1999 übergab die Lieferfirma AIT Stefan Thiele das Filter in Berlin (Abb. 1). Kurz danach wurde das Gerät an Wolfgang Lille übergeben, der die ersten Tests durchführte. Die Übergaben erfolgten jeweils persönlich, um Transportschäden so weit wie möglich auszuschalten. Die Abbildung 2 zeigt »das gute Stück«. Am 20. Juni 1999 erfolgte die offizielle Übergabe an die VdS-Sternwarte/Volkssternwarte
Kirchheim (Abb. 3). Erste Beobachtungen zeigen ein phantastisches Bild. Bei direktem Okulareinblick erscheint die Chromosphäre ein wenig hell. Für die Fotografie der Oberflächenstrukturen ist dies ideal, denn es ermöglicht kurze Belichtungszeiten, und das hilft, die Szintillation ein wenig zu »überlisten«. Mit einem Neutralfilter der Dichte 8 sind Helligkeit und Kontrast für die visuelle Beobachtung optimal, die Betrachtung ist ein Genuß. Fotografische Aufnahmen sind im Entstehen, auch mit einer CCD-Kamera wurde das Gerät schon getestet. Die Bildergebnisse sind allerdings so neu, daß sie bei Redaktionsschluß noch nicht vorlagen. Amateurastronomen, die sich zu einem Beobachtungsaufenthalt auf der VdS-Sternwarte befinden, können mit dem Filter arbeiten. Allerdings sind hierfür eine gründliche Einweisung und eine ausreichende eigene Haftpflichtversicherung notwendig, denn das Gerät ist sehr empfindlich und gegen Fehlbehandlung anfällig. Wir bitten hier sehr um Verständnis. Für eigene Beobachtungsprogramme kann das H-Filter entliehen werden. Das setzt allerdings einen gewissen Bekanntheitsgrad in der Sonnengruppe und geeignetes Instrumentarium voraus. Die letzte Entscheidung trifft das Autorenteam des Handbuchs. Wir bitten auch hierfür um Ihr Verständnis.
Peter Völker
Abb. 2: DayStar-H-Filter, 0.5 Ångström Halbwertsbreite, University-Modell
Abb. 1: Übergabe des DayStarFilters durch die Lieferfirma; Stefan Thiele (l.), Peter Völker
Abb. 3: Übergabe des Filters in Kirchheim; Wolfgang Lille (l.), Peter Völker, Jürgen Schulz
...und im nächsten Heft lesen Sie u. a.
· Schwerpunktthema: das aktuelle Sonnenfleckenmaximum, von Andreas Zunker und Andreas Bulling
· Sonnenflecken-Beobachtungen mit dem bloßen Auge, von Steffen Fritsche nach einem langjährigen Beobachtungsprogramm von H. U. Keller
· »Wie können wir die Finsternis-Sonnen-Sicht-Brillen sinnvoll weiter verwenden?«: Schärfe, Kontrast, Helligkeit; ein Test, von Martin Hörenz
· Sonnenfinsternis-Nachlese: neue Fotos, neue Infos, von diversen Autoren
· Das Sonnenfinsternis-Infofaltblatt der VdS-Fachgruppe Sonne - die kleine, aber auflagenstärkste Publikation der VdS bisher. Verbreitung, Lob, Anerkennung und Kritik, von Peter Völker und Robert Hilz
· Die Pressemappe der VdS zur Sonnenfinsternis: »The Making of...«: Quellen, Zusammenstellung, Gestaltung, Verteilung usw.; mit Tips und Hinweisen für zukünftige Projekte dieser Art, von Jost Jahn
FACHGRUPPEN > KOMETEN
65
Tips für den Kometenbeobachter
Die VdS-Fachgruppe Kometen hat sich das Ziel gesetzt, alle an der Kometenbeobachtung interessierten Amateurastronomen umfassend bei der Beobachtung und Auswertung zu unterstützen. Zu diesem Zweck erscheint der »Schweifstern«, das Mitteilungsblatt der Fachgruppe, in dem Informationen über die aktuellen
Kometen in Form von Lichtkurven, Aufsuchkarten, Ephemeriden, Bahnelemente und Bilder zu finden sind. Weitere Ziele sind die Standardisierung der Beobachtung durch Anwendung international akzeptierter Schätzmethoden und die Veröffentlichung von Auswertungen über alle hinreichend beobachteten Kometen. Wie schon in den bisherigen Aus-
gaben wird die FG Kometen in dieser Zeitschrift über interessante Kometenerscheinungen berichten. Darüber hinaus sollen in einer Rubrik »Tips für den Kometenbeobachter« Hinweise auf beobachtbare periodische Kometen, Instrumentenfragen, Beobachtungsmethoden sowie weitere relevante Themen behandelt werden.
Wie zeichnet man
Kometen?
Heinz Kerner
Immer dann, wenn bei der teleskopischen Beobachtung eines Kometen mehr zu sehen ist, als das kleine runde Nebelwölkchen mit mehr oder weniger starker Helligkeitskonzentration im Zentrum, lohnt es sich, eine Zeichnung anzufertigen. Anschaulicher als viele Worte der Beobachtungsbeschreibung ist eine Zeichnung. Dabei ist die Herstellung einer Kometenzeichnung nicht so schwierig, wie man meinen könnte. Nachfolgend soll gezeigt werden, wie am Fernrohr eine erste Skizze gemacht wird und wie aus der Skizze mit zwei unterschiedlichen Techniken die fertige Zeichnung entsteht.
der gelegt. Man wird in der Regel überrascht sein, wie gut sich beide Skizzen decken. Auf dem Leuchttisch (oder an der Fensterscheibe) wird nun auf ein Blatt Zeichenpapier die Fernrohrskizze übertragen, wobei all das berichtigt wird, was am Fernrohr nicht so gelungen ist, wie es hätte sein sollen. Die krumme Linie, die eine Gerade darstellen sollte, wird begradigt, der unregelmäßige Abstand zweier Isophoten auf ein gleiches Maß gebracht, usw. Damit ist der erste Schritt abgeschlossen. Die korrigierte Fern-
ein ungewolltes Muster auf den grauen Flächen. Ein Verreiben mit der Fingerkuppe schafft Abhilfe. Der Finger ist aber ein sehr grobes Werkzeug. Im Fachhandel gibt es speziell für diesen Zweck einen Papierstift, der in Form und Größe an eine Zigarre mit zwei Spitzen erinnert. Mit den Spitzen des Stifts läßt sich wesentlich feiner arbeiten. Der Papierstift kann aber noch auf eine andere Art eingesetzt werden. Wird Bleistiftgraphit in Pulverform auf eine Spitze aufgebracht, etwa durch Verreiben auf
Für die Fernrohrskizze benötigt man eine gute Umgebungskarte. Ein Sternkartierungsprogramm für den PC wie z.B. GUIDE ist dazu ganz hervorragend geeignet. Es können damit Sternkarten erstellt werden, die ganz genau auf das Beobachtungsinstrument abgestimmt sind. Der Maßstab und die Orientierung sind zudem auf der Karte schon vorgegeben. Am Fernrohr wird zunächst das Kometenzentrum, der false nucleus oder die zentrale Kondensation, an die richtige Stelle bezogen auf die Feldsterne eingezeichnet. Danach überträgt man den sichtbaren äußeren Rand der Koma, wobei man sich wieder an den Feldsternen orientiert. Nach eingehender Untersuchung der kernnahen Umgebung ( Jets, Fontänen, Kernschatten, etc.) wird die Helligkeitsverteilung innerhalb der Koma skizziert, was am besten in Form einer sogenannten Isophotendarstellung geschieht. Gebiete gleicher Helligkeit werden dabei mit einer Linie umrandet. Das ist natürlich sehr subjektiv, gibt aber das beobachtete Erscheinungsbild recht gut wieder. Nicht zu viele Isophoten zeichnen, mehr als 5 oder 6 Helligkeitsstufen wird man später eh nicht darstellen können. Unterschiedliche
Vergrößerungen können bei der Beobachtung und Skizzierung hilfreich sein. Helle, kontrastreiche Details vertragen hohe Vergrößerung, flächenhafte, lichtschwache Gebilde sind besser bei geringer Vergrößerung zu sehen. Kurze Bemerkungen werden mit auf die Karte notiert. Sie sind nicht nur bei der späteren Zeichenarbeit nützlich, sondern können auch herangezogen werden, wenn die fertige Zeichnung eine zusätzliche Beschreibung erhalten soll. Nach etwa 10 bis 15 Minuten ist die Fernrohrskizze vollendet. Mehr Zeit sollte sie auch nicht beanspruchen, damit Fehler durch die Eigenbewegung des Kometen auszuschließen sind. Recht unansehnlich ist unsere Skizze geworden, aber unter den Bedingungen am Fernrohr ist mehr auch nicht zu erwarten. Wer bei seinem ersten Zeichenversuch bis hierhin vorgedrungen ist, dem werden vielleicht Zweifel kommen an der Korrektheit seines Werks. Folgender Test ist dann zu empfehlen: Auf einer neuen Umgebungskarte wird mit der gleichen Sorgfalt wie beim ersten Mal eine zweite Skizze angefertigt. Später werden beide Blätter auf dem Leuchttisch oder an einer hellen Fensterscheibe genau übereinan-
Abb. 1: Fernrohrskizze und korrigierte Form am Beispiel einer HaleBopp-Beobachtung vom 1.2.1997.
rohrskizze ist die Vorlage für alle weiteren Arbeiten (Abb. 1). Es liegt jetzt nahe, die Felder, die von den Isophoten umrandet sind, mit einem weichen Bleistift in unterschiedlichen Grauabstufungen auszufüllen, sodaß eine Art s/w-Negativ entsteht. Auf ein neues Blatt Zeichenpapier wird am Leuchttisch die korrigierte Fernrohrskizze kopiert. Die Linien werden aber jetzt ganz zart, gerade eben sichtbar gezeichnet. Von diesen Hilfslinien soll später nichts mehr zu sehen sein. Beginnend mit der hellsten Graustufe arbeitet man sich zu den dunkleren Tönungen vor. Auch wenn man sehr vorsichtig zu Werke geht, bleibt die Strichführung des Bleistifts sichtbar und verursacht
einem Extrablatt Papier, so wird der Stift selber zum Zeichenstift. Je nachdem wie viel Graphitpulver man aufgebracht hat und wie kräftig man drückt, können unterschiedliche Tönungen hervorgebracht werden, wobei die Flächen so gleichmäßig sind, wie es mit einem Bleistift nicht zu schaffen ist. Graphitpulver kann leicht selbst hergestellt werden. Ein Zimmermannsbleistift wird der Länge nach aufgeschnitten, die Mine entnommen und auf feinem Schleifpapier aufgerieben. Auf der fertigen Zeichnung können helle Gebilde wie Pseudokern oder Jets effektvoll hervorgehoben werden, wenn mit einem Radiergummi ein schmaler, heller Saum angebracht wird (Abb. 2).
66
FACHGRUPPEN > KOMETEN
Abb. 2: Die fertige Negativzeichnung. Ein Bleistift kam in diesem Fall nur für den Kern und die beiden Jets zum Einsatz. Alles andere wurde mit dem Papierstift und Graphitpulver gemacht.
Der Radiergummi wird hierzu mit einem Messer angeschnitten. So erhält er rechtwinklige, scharfe Kanten zum exakten Radieren der Ecken. Eine andere Zeichentechnik ist das Punktier- oder PunktrasterVerfahren. Bei dieser Technik werden unterschiedliche Helligkeiten durch unterschiedliche Punktdichten dargestellt. Dabei sollten die Punkte so klein sein, daß der Betrachter nicht den einzelnen Punkt sieht sondern einen flächenhaften Eindruck hat. Das ist nur mit einem Trick zu erreichen: Das Punktrasterbild wird sehr groß angelegt und dann für die Präsentation verkleinert (Abb. 3). Die Originalzeichnung bekommt einen Durchmesser von etwa 20 cm, was gerade noch auf das DIN A4-Format paßt. Auf einem Fotokopiergerät wird die korrigierte Fernrohrskizze entsprechend vergrößert und auf dem Leuchttisch auf ein Blatt Zeichenpapier übertragen. Mit einem feinen schwarzen Filzstift (z.B. Geha fineline) werden, vergleichbar mit der Bleistift-Negativzeichnung, die Felder ihrer Helligkeit nach unterschiedlich dicht mit Punkten ausgefüllt. Die Punkte möglichst regellos auf-
Abb. 3: Ausschnitt aus dem Punkt-Raster-Bild in Originalgröße und Verkleinerung durch Fotokopie auf 35%. Erst durch Verkleinerung entsteht eine flächige Wirkung der Punkte.
Abb. 4: Komet Swift-Tuttle 1862 II, Zeichnungen nach dem Punktraster-Verfahren von Julius Schmidt, Athen. Angaben zum Instrument sind leider nicht bekannt.
bringen, damit keine Muster oder Linien entstehen. Das braucht natürlich seine Zeit, aber man merkt auch schnell, wie sicher diese Technik ist. Es kann eigentlich nichts schiefgehen. Zum Schluß werden die Hilfslinien wegradiert. Damit aber warten, bis die Tinte sicher trocken ist, sonst ist die Arbeit im Handumdrehen ruiniert. Was mit dieser, zunächst vielleicht grob erscheinenden Technik erreicht werden kann, zeigen die meisterhaften Beispiele in Abb. 4. Die Punkte müssen nur klein genug sein! Man beachte einmal in der Zeichnung vom 29. Aug., wie schön der Ausfluß der großen Fontäne zu sehen ist. Das Punktraster-Verfahren ist zwar sehr aufwendig, es hat aber den großen Vorteil, daß von einem Original auf dem Fotokopierer ohne Qualitätsverlust ein Duplikat gemacht werden kann. Ob man sich nun für das Bleistift(Graphit)-Negativverfahren oder das Punktraster-Verfahren entscheidet, eine Zeichnung sollte fertiggestellt werden, solange die Erinnerung an das Gesehene noch frisch ist. Zusätzliche Angaben und eine Beschreibung gehören zu einer vollständigen Zeichnung. All diese Dinge sind in der Zeichenschablone der Fachgruppe vorgegeben. Maßstab und Orientierung können gut in der Zeichnung dargestellt werden. Ebenso wie der Positionswinkel der Sonne, der für eine Interpretation der Zeichnung wichtig ist. Der Positionswinkel der Sonne kann berechnet werden, wenn für den Zeitpunkt der Beobachtung Rektaszension und Deklination von Sonne und Komet bekannt sind (Interpolation der Ephemeride). Dann ist:
tan = [cos S sin (S - K)] / [cos K sin S-sin K cos S cos (S - K)]
Das Ergebnis ist noch dahingehend zu untersuchen, ob der Winkel im richtigen Quadranten liegt, da bekanntlich gilt tan = tan ( + 180 Grad ). Beide Zeichentechniken ergeben eine negative Darstellung. Sollte für eine Veröffentlichung z.B. eine positive (richtige) Darstellung gewünscht werden, so werden die Bildvorlagen digitalisiert und invertiert. Versuchen Sie es bei Gelegenheit selber einmal mit einer Kometenzeichnung! Zeichentalent ist nicht nötig, aber eine sorgfältige Arbeitsweise und Geduld.
FACHGRUPPEN > KOMETEN
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Hinweise auf beobachtbare periodische Kometen Maik Meyer
In den kommenden Monaten werden vier periodische Kometen für den visuellen Beobachter am Himmel zu finden sein, jedoch wird nur einer davon so hell, daß er auch mit kleinen oder mittleren Instrumenten beobachtet werden kann.
betrachten. Über aktuelle Entwicklungen informiert die FG Kometen auf ihrer bereits oben genannte Homepage, auf der auch aktuelle Bahnelemente für alle beobachtbaren Kometen zu finden sind. Schon wegen seiner Vorgeschichte ist die Beobachtung dieses Kometen interessant. Beobachtungen, gleich welcher Art, sind der FG Kometen sehr willkommen.
Dabei besteht selbst bei diesem Objekt die reelle Möglichkeit, daß es überhaupt nicht beobachtet werden kann. In Tabelle 1 sind die vier Kometen aufgeführt. Im folgenden soll auf das interessanteste Objekt, P/1994 P1 (Machholz 2), eingegangen werden. Informationen über die drei schwächeren Objekte, sowie kurzfristig entdeckte Kometen gibt's entweder im VdS-Journal 1999 (S.66ff), in den aktuellen Hinweisen in SuW oder auf der Homepage der FG Kometen ( http://www.tuchemnitz.de/~mmey/fgk/ ).
P/1994 P1 (Machholz 2) Don E. Machholz entdeckte diesen Kometen am 13.08.1994 mit Hilfe eines 10"-Spiegels als ein 9,5m helles, jedoch sehr diffuses Objekt, welches einen Durchmesser von 4' aufwies. Dieser relativ unscheinbare Komet sollte im weiteren Verlauf seiner Sichtbarkeit immer wieder für Überraschungen sorgen. Bereits 10 Tage nach der Entdeckung war die Helligkeit des Kometen erstaunlicherweise um 2 Größenklassen angewachsen. Am 28.08.1994 gelang dem bekannten Kometenfotografen Michael Jäger aus Österreich (dem Entdecker des Kometen P/1998 U3 (Jäger)) der Nachweis eines 11m hellen Begleitkometen in 45' Abstand vom Hauptkometen. Später wurde dieser »Nebenkomet« auf einer Aufnahme vom 19.08. gefunden. Am 02. und 04.09. wurden weitere Fragmente entdeckt, so daß der Komet zwischenzeitlich zumindest für die fotografischen Beobachter als 5-teiliges Objekt am Himmel zu finden war. Doch es sollte noch besser kommen: Mitte September wuchs die Helligkeit des Fragments D (die Hauptkomponente wird mit A bezeichnet, z.B. P/1994 P1-A) so stark an, daß sie nur 1m schwächer als die Hauptkomponente war. In diesem kurzen Zeitraum war es für den visuellen Beobachter möglich, einen Doppelkometen mit Helligkeiten von 7m bzw. 8m relativ einfach zu beobachten. Diese Phase war jedoch nur von kurzer Dauer, was auf eine schnelle Erschöpfung der beim Kernbruch freigesetzten Kometenmaterie hindeutet. Die Umstände der Wiederkehr für das Jahr 1999 sind aufgrund der eben geschilderten Vorgänge sehr unsicher. Die in dieser Sichtbarkeit gewonnenen Helligkeitsparameter sind natürlich stark von dem durch die Kernteilung induzierten Helligkeitsausbruch beeinflußt. Zusätzlich weist die geringe absolute Helligkeit von 12m auf einen sehr kleinen Körper hin. Ob und mit welcher Helligkeit der Komet in diesem Jahr überhaupt beobachtbar ist, kann somit nur sehr schwer vorhergesagt werden. Die Möglichkeit einer vollkommenen Auflösung ist ebenfalls nicht abwegig.
Mit den in dieser Vorschau angenommenen Helligkeitsparametern wird er Komet im Oktober die 14m -Grenze durchbrechen und sich danach bis zum Jahresende für uns leider nur in etwa 20 Grad Höhe am Abendhimmel aufhalten. Er bewegt sich dabei bei einer fast konstanten Deklination von -12 Grad durch die Sternbilder Schlangenträger, Schlange, Adler und Schütze. Zum Jahresende befindet er sich dann in den Sternbildern Steinbock und Wassermann. Der Komet nähert sich in dabei immer mehr der Erde und sollte sein Helligkeitsmaximum von geschätzten 7,5m Mitte Dezember erreichen. Aufgrund der Erdnähe wird er wahrscheinlich sehr diffus und schwer zu beobachten sein. Eine Ephemeride findet sich in Tabelle 2. Allerdings muß erwähnt werden, daß die hier angenommene Helligkeitsentwicklung ähnlich rasant wie 1994 ist. Dies braucht bei der diesjährigen Wiederkehr nicht der Fall zu sein, so daß der Komet durchaus früher als angegeben visuell beobachtbar werden kann. Die Helligkeiten in der Ephemeride sind deshalb eher als unsicher zu
NEWS
Edgar Wilson Preis
Das IAU-Zirkular 6936 hat die jährliche
Vergabe des Edgar Wilson Preises verkün-
det. Dieser Preis wird von der IAU an Ama-
teure vergeben, die einen oder mehrere
Kometen entdeckt haben und bei der
Namensgebung entsprechend berücksich-
tigt wurden. Die Periode beginnt jeweils
am 11. Juni eines Jahres und endet am 10.
Juni des folgenden Jahres. Sofern mehr als
ein Komet während dieser Periode ent-
deckt wird, wird der Preis entsprechend
der Anzahl an Entdeckungen pro Amateur
vergeben. Wesentlich ist, daß die Ent-
deckung (visuell, fotografisch, CCD) durch
einen Amateur mit Amateurmitteln
erfolgt ist. Der Preis wird vom SAO verge-
ben und beträgt für die Periode 1998/99
$20.000. Ist das nicht Ansporn genug, auf
Kometenjagd zu gehen?
A. Kammerer
Bezeichnung
Periheldatum
q
50P/Arend
03.08.1999
1,91
59P/Kearns-Kwee
16.09.1999
2,34
P/1994 P1 (Machholz 2) 08.12.1999
0,75
106P/Schuster
16.12.1999
1,55
U
mmax
8,2
13,5
9,5
12,5
5,2
7,5
7,3
12,5
Monatmax Oktober Dezember Dezember November
Tab.1: Beobachtbare periodische Kometen. q = Periheldistanz in AE, U = Umlaufszeit in Jahren, mmax = progn. Maximalhelligkeit in mag, Monatmax = Monat der erwarteten Maximalhelligkeit.
Datum J MT
R.A. Dek. 2000.0
hm Grad '
r delta mag AE AE
R.A. Dek. 1950.0
hm Grad '
Topt
Hmax
hm Grad
1999 9 1 16 43 -10 37 1,65 1,26 19,0 16 40 -10 32 20:31 21 1999 9 11 16 49 -10 47 1,54 1,26 18,1 16 46 -10 41 20:05 20 1999 9 21 16 58 -11 01 1,43 1,26 17,1 16 55 -10 57 19:40 19 1999 10 1 17 11 -11 18 1,31 1,24 16,0 17 08 -11 14 19:16 18 1999 10 11 17 27 -11 33 1,20 1,21 14,8 17 25 -11 31 18:55 18 1999 10 21 17 48 -11 44 1,09 1,15 13,4 17 45 -11 43 18:35 18 1999 10 31 18 11 -11 47 0,98 1,08 12,0 18 09 -11 48 18:18 18 1999 11 10 18 39 -11 42 0,89 0,99 10,4 18 36 -11 45 18:03 18 1999 11 20 19 11 -11 32 0,81 0,87 9,0 19 08 -11 37 17:53 19 1999 11 30 19 47 -11 25 0,76 0,75 7,8 19 44 -11 33 17:46 19 1999 12 10 20 29 -11 40 0,75 0,62 7,2 20 26 -11 50 17:44 19 1999 12 20 21 20 -12 37 0,77 0,49 7,1 21 17 -12 50 17:46 19 1999 12 30 22 30 -14 21 0,83 0,38 7,5 22 28 -14 37 17:52 20 2000 1 9 0 10 -15 43 0,92 0,32 8,4 0 08 -16 00 18:01 22 2000 1 19 2 09 -14 05 1,02 0,31 9,7 2 07 -14 19 18:16 25
Tabelle 2: Ephemeride für Komet P/1994 P1 (Machholz 2). Bahnelemente: T = 1999 - 12 - 8,447, Länge des aufsteigenden Knotens = 246,1335 Grad , Argument des Perihels = 149,3066 Grad , Bahnneigung = 12,8109 Grad , q = 0,748958 AE, e = 0,751017. Erläuterungen zur Tabelle: r = Abstand zur Sonne in AE, delta = Abstand zur Erde in AE, mag = Helligkeit in mag, Topt = Optimale Beobachtungszeit (Sonne mindestens 16 Grad unter dem Horizont), Hmax = Höhe am Himmel bei Topt .
68
FACHGRUPPEN > KOMETEN
C/1999 H1 (Komet Lee)
Maik Meyer
Am 16. April 1999 entdeckte der Australier Steven Lee während einer Star Party in der Nähe von Mudgee (New South Wales, Australien)einen 9m hellen Kometen.
Lee versuchte, den Planetarischen Nebel NGC 3189 in Musca aufzufinden, als er mit seinem 16"-Newton über den Kometen »stolperte«. Lee ist Nachtassistent am Anglo-AustralianObservatory, jedoch ebenfalls ein aktiver Amateurbeobachter und -teleskopbauer.
Anfang 8/99 beginnt der Komet den Morgenhimmel in Mitteleuropa emporzusteigen und wird, wenn er die bisherige Entwicklung beibehält, noch 7,5m hell sein. Danach wird der Komet immer besser beobachtbar und wird im Oktober um Mitternacht im Zenit ideal plaziert sein. Dann wechselt er langsam auf den Abendhimmel und dürfte bis Ende 1999 auf 13m abfallen.
Datum J MT
R.A. Dek. 2000.0
hm Grad '
r delta mag AE AE
R.A. Dek. 1950.0
hm Grad '
Topt
Hmax
hm Grad
1999 8 1 729,3 36 55 0,82 1,63 7,2 725,9 37 01 2.17
8
19998 11 7 13,8 40 390,94 1,51 7,6
7 10,3 40 442.42 20
1999 8 21 653,7 44 50 1,07 1,36 8,0 650,1 44 54 3.06 34
1999 8 31 622,7 49 50 1,21 1,19 8,2 618,8 49 52 3.27 50
1999 9 10 526,1 55 33 1,35 1,02 8,3 522,0 55 30 3.47 68
1999 9 20 338,4 59 21 1,50 0,88 8,5 334,4 59 12 3.41 80
1999 9 30 117,5 54 24 1,64 0,83 8,7 114,5 54 08 0.41 85
1999 10 10 2344,3 41 02 1,78 0,89 9,3 2341,8 40 46 22.29 80
1999 10 20 2259,1 27 48 1,92 1,06 10,0 2256,7 27 31 21.05 67
1999 10 30 2237,7 18 09 2,06 1,30 10,7 2235,3 17 54 20.04 57
1999 11 9 2227,9 11 43 2,20 1,58 11,4 2225,4 11 28 19.15 51
1999 11 19 2224,4 7 27 2,33 1,89 12,1 2221,9 7 12 18.32 47
1999 11 29 2224,6 4 36 2,46 2,20 12,6 2222,0 4 21 17.52 44
1999 12 9 2227,1 2 42 2,59 2,52 13,1 2224,6 2 27 17.44 42
1999 12 19 2231,2 1 28 2,72 2,83 13,6 2228,7 1 12 17.46 39
1999 12 29 2236,4 0 40 2,85 3,13 14,0 2233,8 0 25 17.51 35
2000 1 8 2242,2 0 13 2,97 3,41 14,4 2239,7 -0 03 18.00 30
2000 1 18 2248,5 0 00 3,09 3,68 14,7 2246,0 -0 16 18.12 25
Ephemeride für Komet C/1999 H1 (Lee). Bahnelemente: T = 1999 - 07 - 11,1735, Länge des aufsteigenden Knotens = 162,6176 Grad , Argument des Perihels = 40,6354 Grad , Bahnneigung = 149,3607 Grad , q = 0,708563 AE, e = 1,0; Erläuterungen zur Tabelle: r = Abstand zur Sonne in AE, delta = Abstand zur Erde in AE, mag = Helligkeit in mag., Topt = optimale Beobachtungszeit in MOZ (Sonne mindestens 16 Grad unter dem Horizont), Hmax = Höhe am Himmel bei Topt .
Die periodischen Kometen
jedoch noch nicht wiederentdeckt worden, weshalb hier auf die aktuellen Beobachtungs-
des Jahres 2000
Maik Meyer
hinweise in SuW bzw. im WWW verwiesen werden soll. Der erste hellere Komet des Jahres 2000 wird
9P/Tempel 1 sein. Leider befindet er sich
Von den 18 bekannten periodischen Kometen, welche im Jahre 2000 ihr Perihel durch- während des Zeitraums seiner größten Hel-
laufen, dürften voraussichtlich nur zwei bei ausreichenden Himmelshöhen heller als ligkeit mit etwa 11m in geringer Elongation
14m werden. Einer davon ist der Komet 2P/Encke, der damit sein 58. beobachtetes Peri- zur Sonne, und wird, wenn er im Juli am Mor-
hel durchläuft, allerdings nur geringe Höhen am Morgenhimmel erreichen wird.
genhimmel beobachtbar wird, schon wieder
auf 14m gefallen sein. Der Komet konnte seit
In Tabelle 1 sind alle Kometen aufgeführt, die aktuellsten Informationen über alle Kometen seiner Entdeckung im Jahre 1867 bei 9 Wie-
im Jahre 2000 visuell beobachtbar sein soll- sind auf der Website der FG Kometen unter derkehren beobachtet werden.
ten. Wie zu sehen ist, durchläuft einer davon http://www.tu-chemnitz.de/~mmey/fgk Der Komet 114P/Wiseman-Skiff wurde am
sein Perihel bereits im Jahre 1999, ein anderer abrufbar.
28.12.1986 als Komet 1987b (nach neuer
wird die Sonnennähe erst 2001 erreichen. Um
Nomenklatur P/1986 Y1) durch Jennifer
visuell beobachtbar zu sein, sind folgende Kri- Interessante Kometen in der
Wiseman und Brian Skiff vom Lowell Obser-
terien zu erfüllen: Der Komet muß für einen Einzeldarstellung
vatory, USA, entdeckt. Der Komet war 14m hell
in Deutschland beobachtenden Amateur eine Auf den Kometen P/1994 P1 (Machholz 2) und zeigte sich diffus mit einer starken Kon-
Höhe von mindestens 20 Grad am nachtdunklen wird hier nicht weiter eingegangen; ausführli- densation. Einige visuelle Beobachtungen
Himmel erreichen (Sonnenhöhe < -16 Grad ) und che Darstellungen finden sich in den Beob- vom Januar 1987 lassen auf eine Maximalhel-
dabei heller als 14m sein. Ausgenommen hier- achtungshinweisen für Kometen in diesem ligkeit von etwa 13m.5 schließen. Der Komet
von wird 2P/Encke dar, der zwar nur maxi- Heft sowie im VdS-Journal 1999. Der Komet erwies sich im folgenden als kurzperiodisch
male Höhen von etwa 15 Grad erreichen, dafür wird sich zu Beginn des Jahres auf dem abstei- mit einer Umlaufszeit von etwa 6.5 Jahren,
aber deutlich heller als 14m werden sollte. Die genden Ast seiner Helligkeitsentwicklung wobei er sein Perihel bereits im November
nachfolgend angegebenen Helligkeiten sind befinden. Bis zum Zeitpunkt der Abfassung 1986 durchlaufen hatte. Der nächste Perihel-
nur Schätzwerte und können nicht selten um dieser Vorschau (Juni 1999) ist der Komet durchgang Anfang Juni 1993 war geometrisch
ein bis zwei Größenklassen nach oben oder
unten abweichen.
Die Bahnelemente aller im Jahre 2000 ihr Bezeichnung
Periheldatum q
U
mmax
Monatmax
S
Perihel durchlaufenden Kometen sind in P/1999 P1 (Machholz 2) 08.12.1999 0,75 5,2 7,5
12/1999 01-02
Tabelle 2 gegeben. Dabei ist zu beachten, daß 114P/Wiseman-Skiff
11.01.2000 1,57 6,7 13,5 12/1999 01-02
die Bahnelemente einer stetigen Änderung 2P/Encke
09.09.2000 0,34 3,3 5,0
9/2000
07-08
unterworfen sind, was besonders für die 47P/Ashbrook-Jackson 06.01.2001
2,31 7,5
12,5
9/2000
12
Beobachtung schwacher Objekte wichtig ist.
Aktuelle Bahnelemente und Ephemeriden Tabelle 1: Angaben zu den helleren periodischen Kometen des Jahres 2000. q = Periheldistanz
hellerer Kometen sind regelmäßig in den in AE, U = Umlaufszeit in Jahren, mmax = prognostizierte Maximalhelligkeit in mag, Monatmax =
aktuellen Hinweisen von SuW enthalten. Die Monat der erwarteten Maximalhelligkeit, S = Sichtbarkeitszeitraum 2000.
FACHGRUPPEN > KOMETEN
Abb.1: Sichtbarkeitsdiagramm der helleren periodischen Kometen des Jahres 2000. Höhe und Azimut in 3-Tage-Abständen für einen Ort auf 50 Grad N bei Sonnendepression = 15 Grad .
sehr ungünstig, da sich der Komet über längere Zeit in geringer Elongation zur Sonne aufhielt. Jim Scotti (Kitt Peak, USA) gelang die Wiederentdeckung im Dezember 1993, als der Komet eine Helligkeit von nurmehr 22m aufwies. Diese Beobachtungen bestätigten eine durch B. Schmidt (Mt. Hopkins, USA) im Februar 1993 gewonnene Aufnahme, die den Kometen an der Nachweisgrenze zeigte. Der Komet wird nach seinem Helligkeitsmaximum im November/Dezember 1999 mit etwa 13m.5 zu Beginn des Jahres 2000 nur wenig schwächer geworden sein. Bis zum Februar geht die Helligkeit jedoch langsam zurück und dürfte ab Mitte Februar unter 14m liegen. Der Komet ist während dieses Zeitraums jedoch ideal am Abendhimmel in Höhen von 60 Grad beobachtbar, wobei er sich im Grenzgebiet der Sternbilder Stier und Widder, in unmittelbarer Nähe der Plejaden aufhalten wird. Die Helligkeitsparameter sind aufgrund
der wenigen visuellen Beobachtungen von 1987 sehr unsicher. Insofern ist die Beobachtung von 114P/Wiseman-Skiff von größerem Interesse. Die Wiederkehr der beiden Kometen D/1984 W1 (Shoemaker 2) und D/1984 H1 (KowalMrkos) ist sehr fraglich. Beide Kometen konnten nach ihrer Entdeckung nur etwa einen Monat lang verfolgt werden, was dazu führte, daß die auf nur acht bzw. elf Beobachtungen beruhenden Bahnelemente sehr unsicher sind. Beim nächsten Periheldurchgang, 1991 bzw. 1992, wurden die Objekte nicht wiederentdeckt, so daß sie als verloren angesehen werden (daher die Bezeichnung D/ ). Der 58. beobachtete Periheldurchgang von 2P/Encke ist von Mitteleuropa aus nur ungünstig zu beobachten. Aufgrund der Umlaufszeit von etwa 3.3 Jahren ergibt sich nur alle 3 Periheldurchgänge eine sehr gute Sichtbarkeit. 1994 war dies das letzte Mal für
Mitteleuropa der Fall, während 1997 die Beobachter auf der Südhalbkugel im Vorteil waren. Die diesjährige Sichtbarkeit weist nur ein kurzes und schwieriges Beobachtungsfenster auf. Von Mitte Juli bis Mitte August wird der Komet Höhen über 10 Grad am Morgenhimmel aufweisen, mit maximal 15 Grad zum Monatswechsel. Dabei bewegt er sich durch das Sternbild Fuhrmann. Die Helligkeit dürfte während dieser Periode von 12m auf etwa 9m.5 ansteigen. Eine gute Horizontsicht sollte Beobachtungen jedoch gelingen lassen. Der Komet 47P/Ashbrook-Jackson wurde am 26.08.1948 unabhängig von Joseph Ashbrook (Lowell Observatory, USA) und Cyril Jackson (Yale-Columbia Station, Südafrika) als etwa 11m helles Objekt entdeckt (1948i = P/1948 Q1). Die Entdeckung erfolgte 3 Jahre nach einer engen Begegnung mit Jupiter, die den Kometen auf eine sonnennähere Bahn befördert hatte. Die Umlaufszeit des seitdem bei jedem Periheldurchgang beobachteten Kometen beträgt etwa 7.5 Jahre, was dazu führt, daß sich gute und schlechte Sichtbarkeiten abwechseln. Bei seiner letzten Sichtbarkeit 1993 konnte der Komet vorteilhaft am Morgenhimmel beobachtet werden. Dabei erreichte er eine Helligkeit von maximal 11m.5 und erschien nach Berichten von Beobachtern der Fachgruppe Kometen als ein sehr diffuses Objekt. Die diesjährige Sichtbarkeit stellt sich leider nicht sehr günstig dar. Das Helligkeitsmaximum wird mit etwa 12m.5 im Spätsommer 2000 erreicht, jedoch klettert der Komet dann nur auf Horizonthöhen von maximal 10 Grad . In der Folgezeit steigt der Komet am Abendhimmel langsam höher und erreicht im Dezember 2000, wenn er in den Sternbildern Widder und Wassermann steht,
69
Bezeichnung
T
q
e
i
H0
n
P/1994 P1 (Machholz 2) 9P/Tempel 1 114P/Wiseman-Skiff 137P/Shoemaker-Levy 2 112P/Urata-Niijima P/1986 W1 (Lovas 2) 108P/Ciffreo 64P/Swift-Gehrels 17P/Holmes 76P/West-Kohoutek-Ikemura D/1984 W1 (Shoemaker 2) D/1984 H1 (Kowal-Mrkos) 33P/Daniel P/1991 T1 (Shoemaker-Levy 5) 2P/Encke 70P/Kojima 14P/Wolf 71P/Clark 87P/Bus 47P/Ashbrook-Jackson 41P/Tuttle-Giacobini-Kresak 73P/Schwassmann-Wachmann 3 97P/Metcalf-Brewington
19991208,4588 20000102,6390 20000111,7730 20000206,0664 20000304,3848 20000311,6587 20000418,5365 20000421,8404 20000511,6566 20000601,4204 20000616,0000 20000622,0000 20000623,5005 20000818,5490 20000909,2774 20000914,5717 20001120,7335 20001201,9226 20001230,1041 20010106,2265 20010106,9847 20010127,7623 20010410,2420
0,749244 1,499626 1,569384 1,869101 1,457863 1,453989 1,713450 1,339036 2,166293 1,595242 1,318800 2,500000 2,157259 1,989787 0.336603 2,000570 2,414431 1,558175 2,182033 2,306052 1,052251 0,937384 2,605404
0,750935 0,519019 0,556629 0,579449 0,587773 0,592873 0,542235 0,694488 0,412041 0,539666 0,665800 0,400000 0,463594 0,529038 0,848103 0,456054 0,407145 0,500653 0,374350 0,396414 0,659285 0,693814 0,457138
149,2951 178,9333 172,8221 142,0219 21,4473 71,5222 358,0750 92,4037 23,2705
0,1209 317,73 320,0000 18,9732 6,2169 186,4292 1,8348 162,2415 208,8923 24,1715 348,7915 62,1572 198,7438 229,5946
246,1320 68,9734 271,0810 234,7531 31,2540 283,5788 53,7232 306,1451 328,0209 84,1454 54,6770 244,5000 65,8981 29,6885 334,7109 119,4699 204,1206 59,6965 182,2050 2,6156 140,4279 69,2539 185,7324
12,8089 10,5414 18,2887 4,6564 24,1996 1,5289 13,0924 8,4372 19,1866 30,4984 21,5900 4,7000 22,4076 11,7715 11,8309 6,5992 27,5223 9,4952 2,5742 12,5135 9,2311 11,4041 17,9609
12,4 12,6
9,0 6,0
13,5 6,0
14,5 4,0
14,0 6,0
13,0 6,0
10,0 6,0
11,0 6,0
10,0 6,0
11,0 6,0
13,0 6,0
12,0 6,0
10,5 8,0
13,0 4,0
11,5 6,0
11,0 6,0
10,0 6,0
11,5 6,0
10,0 6,0
5,0 6,0
12,5 6,0
10,5 6,0
??
??
Tabelle 2: Bahnelemente und Helligkeitsparameter aller periodischen Kometen 2000 (Äquinoktium 2000.0) Bedeutung der Spalten: q = Periheldistanz in AE, e = Exzentrizität, = Argument des Perihels in Grad, = Länge des aufsteigenden Knotens in Grad, i = Bahnneigung in Grad, H0 = absolute Helligkeit in mag, n = Aktivitätsfaktor.
70
FACHGRUPPEN > KOMETEN
Höhen von knapp 20 Grad , wobei seine Helligkeit dann aber schon wieder auf 13m gefallen sein dürfte. Aufgrund der geringen Helligkeit und Höhe wird 47P/Ashbrook-Jackson visuell in erster Linie nur für größere Teleskope auffindbar sein. Drei Kometen, die ihr Perihel erst im Jahre 2001 durchlaufen, könnten eventuell bereits im Jahre 2000 für Überraschungen sorgen. Der Komet 41P/Tuttle-Giacobini-Kresak sollte bei normaler Helligkeitsentwicklung im Januar 2001 nur knappe 14m erreichen. Allerdings ist dieser Komet für seine extremen Ausbrüche bekannt. Im Mai 1973 stieg die Helligkeit des Kometen innerhalb von 3 Tagen von 14m auf unglaubliche 4m an! Nachdem die Helligkeit zunächst rasch wieder abfiel, erfolgte Anfang Juli 1973 ein weiterer Ausbruch, der die Helligkeit von 13m.5 auf 4m.5 ansteigen ließ. Bei seiner letzten, in Mitteleuropa ungünstig zu beobachtenden Sichtbarkeit 1995 ließ ein Ausbruch die Helligkeit des Kometen immerhin von etwa 12m.5 auf 8m steigen. Leider wird der Komet im Jahre 2000 nie höher als rund 25 Grad über den Horizont steigen. Ab 9/2000 kann 41P/Tuttle-Giacobini-Kresak am Morgenhimmel gesehen werden, erreicht im November die maximalen Horizonthöhen und sinkt im Dezember wieder auf Höhen unter 20 Grad ab. Die prognostizierte Helligkeit steigt in diesem Zeitraum von 18m auf 14m. Da der Komet immer für Überraschungen gut ist, sollte er visuell und fotografisch/elektronisch regelmäßig überwacht werden. Von Mitteleuropa leider unbeobachtbar bleibt der Komet 73P/Schwassmann-Wachmann 3, der Ende Januar 2001 sein Perihel durchläuft. Um die Zeit seines Periheldurchgangs im September 1995 erlitt der Komet einen Helligkeitsausbruch, der ihn von einer Helligkeit von 12m auf knapp 6m ansteigen ließ. Der Komet wies diese Helligkeit den ganzen Oktober hindurch auf, wobei er eine starke zentrale Kondensation und einen bis zu 2 Grad langen, flächenhellen Schweif zeigte! Erst im Februar 1996 war die Helligkeit wieder unter 12m gefallen. Diese Entwicklung war anfangs von Mitteleuropa aus nicht zu beobachten. Erst Ende 1995 erreichte der Komet bei uns ausreichende Höhen über dem Horizont. Der Grund für diesen Ausbruch lag, wie
Beobachtungen mit dem NTT auf La Silla (Chile) zeigten, in einer Teilung des Kerns in mindestens vier Einzelkomponenten begründet. Insofern ist es nicht sicher, ob der Komet überhaupt noch existiert. Im Jahre 2015 wird er der Erde bis auf 0.08 AE nahekommen, doch ist es aufgrund der geschilderten Ereignisse fraglich, ob er dann überhaupt beobachtbar sein wird. Am 07.01.1991 entdeckte der US-Amateur Howard J. Brewington einen etwa 9m hellen Kometen, welcher in den Folgetagen auch von vielen anderen Kometenjägern gesichtet wurde. Nur wenige Tage später war die Überraschung perfekt: Es handelte sich um den periodischen Kometen P/Metcalf (P/1906 V2), welcher am 15.11.1906 durch Rev. Joel Metcalf in den USA entdeckt worden war, jedoch seitdem nie wieder beobachtet werden konnte. Die Differenz zur Ephemeride betrug erstaunlicherweise nur -1,8 Tage und der Komet 97P/Metcalf-Brewington wurde praktisch im Perihel entdeckt! Kurz nach der Entdeckung wurde auch klar, wieso der Komet so hell war. Eine Aufnahme vom 05.01.1991 zeigte ihn bei einer Helligkeit von lediglich etwa 15m - der Komet hatte somit einen größeren Ausbruch erlitten. Die weiteren visuellen Beobachtungen zeigten einen steilen Helligkeitsabfall und Helligkeitsparameter, wie sie für einen Ausbruch typisch sind. Allerdings scheint sich der Helligkeitsabfall im weiteren Verlauf etwas verlangsamt zu haben, so daß eine recht widersprüchliche Lichtkurve die Folge war. In diesem Zusammenhang sind unbestätigte Beobachtungen aus dem Jahre 1906 von Esclangon interessant, der an einem Tag zwei diffuse, kleine Begleitkometen beobachtet haben will. Die Vorhersage für das Jahr 2000 ist sehr schwierig. Verhält sich der Komet wie im Jahre 1991, so wird er visuell wohl unbeobachtbar bleiben, da er vor dem Perihel schwächer als 15m sein dürfte und zum Zeitpunkt seines Perihels im April 2001 zu geringe Elongationen aufweisen wird. Im weniger wahrscheinlichen Fall, daß er die gemittelten Helligkeitsparameter der letzten Sichtbarkeit aufweisen sollte, könnte der Komet Ende Juni 2000 mit etwa 13m ausreichende Höhen am Morgenhimmel erreichen. Im weiteren Verlauf steigt der Komet bis
Mitte August immer höher, um danach bis zum Jahresende bei nur etwas geringerer Höhe auf den Abendhimmel überzuwechseln. Den ganzen Herbst wäre der Komet demnach mit etwa 11m zu beobachten. Aufgrund der äußerst unsicheren Helligkeitsparameter ist der Komet nicht mit in Tabelle 1 aufgenommen worden. Allerdings ist dringend zu empfehlen, den Kometen ab Ende Juni aufzusuchen, da nicht ausgeschlossen ist, daß der Komet doch heller als erwartet ist oder sich ein neuerlicher Ausbruch ereignen wird.
Fazit Leider ist die Zahl der hellen periodischen Kometen im Jahre 2000 sehr klein. Für den Beobachter hellerer Kometen bleibt nur die Hoffnung auf Neuentdeckungen oder Helligkeitsausbrüche bekannter Schweifsterne. Trotzdem sollten die wenigen erwähnten Objekte überwacht werden, um gesicherte Aussagen über deren Helligkeitsparameter zu gewinnen. Insbesondere die CCD-Fotometrie der schwächeren Kometen stellt hierbei ein lohnendes Betätigungsfeld dar. Ebenso sind auch negative Beobachtungen nützlich. Die Fachgruppe Kometen sammelt alle Beobachtungen und wertet diese aus. Informationen zur Mitarbeit im Rahmen der Fachgruppe erhält der interessierte Beobachter gegen 3,- DM in Briefmarken unter folgender Adresse: VdS-Fachgruppe Kometen c/o Andreas Kammerer Johann-Gregor-Breuer-Str.28 D-76275 Ettlingen sowie auf der unten genannten Homepage der Fachgruppe Kometen.
Literatur [1] Kronk, G. W.: Comets: A Descriptive
Catalog. Hillside, 1984. [2] Kammerer, A: Schweifstern - Mitteilungs-
blatt der FG Kometen. [3] Meyer, M.: Catalogue Of Comet
Discoveries.
Maik Meyer Freiberger Str. 39 09623 Frauenstein maik.meyer@mb2.tu-chemnitz.de
VdS-Fachgruppe Kometen
Fachgruppenleiter und Kontaktadresse:
Andreas Kammerer Johann-Gregor-Breuer-Str. 28, 76275 Ettlingen
Die Fachgruppe Kometen gibt den »Schweifstern« heraus, ein Mitteilungsblatt, das alle zwei Monate über die mit Amateurmitteln beobachtbaren Kometen berichtet. Die visuelle Beobachtung wird darin ebenso abgedeckt wie die fotografische und CCD-Beobachtung. Ein Probeheft kann gegen Zusendung von DM 4.- in Briefmarken angefordert werden. Daneben hat die FG Kometen zwei Beobachtungsanleitungen im Umfang von 16 bzw. 20 Seiten erstellt: »Einstieg in die visuelle Kometenbeobachtung« für Neulinge auf diesem Gebiet und »Anleitung zur visuellen und fotografischen Kometenbeobachtung« für Fortgeschrittene. Interessenten senden bitte DM 6.- (bei Bestellung beider Anleitungen DM 10.-) in Briefmarken an die Kontaktadresse. Das Kometen-Handbuch schließlich informiert auf 320 Seiten über alle Bereiche der Kometenbeobachtung durch Amateure. Kammerer, Kretlow: »Kometen beobachten«, Hüthig Fachverlage, Heidelberg, ISBN 3-87973-924-2, DM 48.-
Internet: http://www.tu-chemnitz.de/~mmey/fgk/
FACHGRUPPEN > VERÄNDERLICHE
Die Argelandersche
Stufenschätzung
Veränderlichebeobachtung ohne Helligkeiten der Vergleichsterne
Wenn man in Sternkalendern wie z.B. dem Himmelsjahr oder in »Sterne und Weltraum« Veränderliche zum Beobachten findet, sind diese zumeist mit Karten und Helligkeiten der Vergleichssterne ausgestattet, auch wenn es sich um Bedeckungsveränderliche wie z.B. Algol ( Per) handelt. Zum Veränderlichenbeobachten braucht man aber eigentlich gar keine Helligkeitsangaben, weil es die Stufenschätzmethode von Argelander gibt, die es jedem Beobachter erlaubt, den Helligkeitsverlauf in einem individuellen Mabstab zu verfolgen, den ich nachfolgend aus meiner Beobachtungserfahrung beschreiben möchte.
Argelanders Methode geht davon aus, daß man bei Veränderlichen deren sich ändernde Helligkeit gegen konstante Vergleichssterne einschätzt, indem man sich beliebige Vergleichsterne sucht, die möglichst nahe der Helligkeit des Veränderlichen sind. Nun blickt man zwischen dem Veränderlichen und dem ausgesuchten Vergleichstern mehrfach hin und her, um festzustellen, ob die Helligkeit möglichst der des Veränderlichen entspricht. (Nullabgleichung kann man das nennen, und das ist am genauesten). Ist der Veränderliche einmal heller, dann wieder schwächer, zumeist aber gleich hell, gibt man null Stufen, das heißt: »gleich hell«. Ergibt die intensive Vergleichung ein leichtes Übergewicht der Helligkeit zum Vergleichsstern, gibt man eine Stufe. Man schreib stets den helleren Stern zuerst auf, z.B. A 1 V. Das bedeutet: Der Vergleichstern A ist ganz wenig (eine Stufe) heller als der Veränderliche. Man benutzt, um die Genauigkeit zu erhöhen, zugleich noch einen zweitenVergleichstern B, der schwächer als der Veränderliche sein muß. Schaut man diesen an und vergleicht mehrfach mit dem Resultat, er ist selten gleich hell, sondern tendenziell etwas schwächer als der Veränderliche, gibt man zwei Stufen. Das Aufschreiben sieht dann so aus: A 1 V 2 B. Damit hat man eine systematische Aufschreibform für den weiteren Helligkeitsverlauf. Dies ist Voraussetzung ist für eine nachfolgende sinnvolle Auswertung des Helligkeitsverlaufes. Eine weitere Schätzung nach etwas 10 oder 15 Minuten kann dazu führen, daß der Helligkeitswert bei mehrmaligem sorgfältigen Hin- und Herschauen im Falle A und dem Veränderlichen
zu dem Eindruck führt, dass A nun wirklich deutlich heller als V ist, so gibt man drei Stufen. Ist der Helligkeitsabstand sofort, also fast auf den ersten Blick erkennbar größer, gibt man vier Stufen. Mehr Stufen sollte man nicht schätzen, da das Verfahren dann ungenauer wird. Soweit zur Stufendefinition. Doch weiter zur Beobachtung: Wir haben A nun mit drei Stufen Abstand zu V zum Aufschreiben im Gedächtnis und schätzen locker und unabhängig davon B gegen V ein mit dem Ergebnis, daß B und V sich überwiegend gleichen, also Stufenwert Null. Aufgeschrieben wird A 3 V 0 B und, wie bei jeder Beobachtung, natürlich die Uhrzeit. Was ist nun in der Helligkeit passiert? Der Veränderliche wurde schwächer! Er ist dichter an B heran gerückt und der Abstand zu A hat sich vergrößert. Wenn zu erwarten ist, daß sich diese Entwicklung fortsetzt, sollte man nun einen weiteren, schwächeren Vergleichstern suchen, weil B bereits gleich hell mit dem Veränderlichen ist. Eigentlich muß man sich in solchen Situationen immer nach einem weiteren Vergleichstern umsehen, den man ggf. bereits vom allgemeinen Betrachten der in Frage kommenden Sterne mit im Gesichtsfeld hat. Schließlich kann der Helligkeitsverlauf schneller vor sich gehen als man denkt. Und B ist dann bei der nächsten Schätzung möglicherweise schon 2 bis 3 Stufen heller als der Veränderliche! Dann ist der Abstand zu einem neuen Vergleichstern C, der ja schwächer sein soll, etwas dünn besetzt, weil eine Schätzung mit C fehlt. Die Schätzungsreihe kann gern auch lauten: A 3 V 0 B - V 2 C, oder zusammen: A 3 V 0 B 2 C.
Denn die Zeit der Vorhersage ist kein verläßlicher Begleiter beim Beobachten, schließlich gibt es auch Abweichungen zur Vorhersage, deren Feststellung unser Hauptbeobachtungsanliegen ist. Auch die möglicherweise zu erreichende Katalog-Helligkeit des Minimums ist kein verläßlicher Partner bei Sternen, die man noch nicht beobachtet hat. Wir unterstellen, daß die Helligkeit von B nun um eine Stufe unterschritten wird und ein weiterer Vergleichstern C nach ausführlicher Betrachtung wirklich deutlich schwächer als der Veränderliche ist, so daß wir 4 Stufen geben: Das Ergebnis der Schätzung ist nun: B 1 V 4 C. Die nächstfolgende Schätzung möge nun sein, daß B dem Veränderlichen gleicht, C aber nach wie vor fast auf den ersten Blick deutlich heller als der Veränderliche ist. Wir schreiben B 0 V 4 C auf. Dieses Ergebnis könnte verwundern: Während der Veränderliche gegenüber dem Vergleichstern B mit vorher fast gleicher Helligkeit von einer Stufe jetzt heller wurde, blieb er gegenüber dem sowieso deutlich schwächeren Vergleichstern C gleich. Solche Abweichungen sind üblich! Sie zeigen zudem deutlich, daß die Helligkeitsschätzungen wirklich unabhängig voneinander erfolgten und damit zu einem unterschiedlichen Ergebnis führten. Die weiteren Schätzungen mögen nun zu folgenden Resultaten führen: A 2 V 1 B, A 2 V 2 B, A 0 V 3 B, also ein deutlicher Helligkeitsanstieg. Mit V 1 A sei der Veränder-
liche dann heller als zum Beginn der Beobachtung. Mit dem Erreichen der ursprünglichen Helligkeit lassen wir normalerweise die Beobachtung ausklingen. In den Fällen, bei denen man den Eindruck haben muß, daß der Veränderliche eigentlich noch viel heller werden müßte, weil er eigentlich zu früh gekommen ist, sollte man nun noch einige Beobachtungen nachschieben, besonders dann, wenn es so wenige waren wie in unserem Beispiel. Man möge sich aber dennoch an die Auswertung machen, wenn beim ersten Mal einer Beobachtung auch einer ausreichenden Zeit vor und nach dem Minimum eben nicht mehr heraus kam, denn erst die weitere Beobachtungserfahrung wird hier bessere Lichtkurven liefern. Schließlich ist die Stufe ein sehr individuelles Maß, das man erst »Erschauen« muß. Gemeinhin sagt man: Eine Stufe läge beim Beginner bei 0,2 mag. Und da sind 5 Stufen schon eine ganze Größenklasse und damit der Bereich, in dem Anfänger Helligkeitsveränderungen gut wahrnehmen können. Der geübte Beobachter dagegen kann Sterne mit Amplituden von nur 0,6 mag noch beobachten. Darunter wird alles sehr unsicher. Natürlich kann man den Helligkeitswert auch bei gegebenen Vergleichsternhelligkeiten ermitteln und bei 3.m0 und 3.m5 für die Vergleichsterne Differenzen schätzen, die z.B. 3.m15 ergeben, was aber meist ungenauer ist, weil man sich auf einen Wert des Ergebnisses festlegen muß. Hel-
Stufen
0A
2
B 4
6 C
21:00
22:00
23:00 Uhr
Abb.1: Helligkeitsverlauf eines Bedeckungsveränderlichen in Stufen
71
72
FACHGRUPPEN > VERÄNDERLICHE
ligkeiten direkt zu schätzen ist aber nur erforderlich bei Mirasternen, Halb- und Unregelmäßigen und Novae, deren Helligkeitsangabe z.B. für ein Maximum wichtig ist. Hierfür nutze man die Charts der AAVSO (American Association of Variable Star Observers), die auch bei uns erhältlich sind. Aus den Stufen-Schätzungen kann man leicht einen Helligkeitsverlauf ableiten. Unsere Beispiel-Schätzungen mögen über die Zeit den Verlauf wie in Tab.1 genommen haben. Aus der Summe der jeweils vom Veränderlichen abweichenden Vergleichstern-Werte erhält man die Helligkeitsdifferenz zwischen den Vergleichsternen durch einfache Addition: A 1 V 2 B führt zu A B = 1 + 2 = 3 Stufen. Diese Differenzen sind - wie aus Tab.1 erkennbar - unterschiedlich. Um einen einheitlichen Wert über alle Beobachtungen zu erhalten, muß man den Durchschnittswert ermitteln, indem man den Gesamtwert durch Addition errechnet und durch die Anzahl der Schätzungen dividiert. Aus diesen Ergebnissen bildet man die Stufenskala, indem der hellste Stern die Stufe 0,0 erhält und alle weiteren Vergleichsterne angefügt werden:
Stufenskala: A = 0,0 Stufen
3,2 Stufen Differenz zu B B = 3,2 Stufen
4,5 Stufen Differenz zu C C = 7,7 Stufen
Die Ermittlung der einzelnen Stufenhelligkeit folgt hier dem einfachsten Schema: Man nimmt aus den Schätzungen die Werte
Uhrzeit MEZ
Schätzung
Helligkeitsdifferenzen der Vergleichsterne AB BC
Ermittlung der Stufenhelligkeit
AV VB
BV VC
Stufenhelligkeit
21:00 21:15 21:30 21:45 22:00 22:15 22:30 22:45
A1V2B A3V0B B1V4C B0V4C A2V1B A2V2B A0V3B
V1A
3 3
5 4 3 4 3
16 : 5 9 : 2 = 3,2 = 4,5
1 + 1,2 : 2 =
1,1
3 + 3,2 : 2 =
3,1
4,2 + 3,7 : 2 =
3,95
3,2 + 3,7 : 2 =
3,45
2 +2,2 : 2 =
2,1
2 +1,2 : 2 =
1,6
0 +0,2 : 2 =
0,1
-1
Tab.1: Protokoll einer Stufen-Schätzung
und rechnet sie in die Stufenskala ein. Dabei entstehen jeweils zwei Zahlenpaare, deren Mittelwert die Stufenhelligkeit ergibt. Man muß beachten, daß bei der Ermittlung immer vom Wert der Stufenskala ausgegangen wird: A 1 V 2 B ist bezüglich A 1 V eben 1, weil A = 0,0 festgelegt wurde, während V 2 B um 2 heller als der Mittelwert von B mit 3,2 ist, also bei 1,2 liegt.
Das Ergebnis ist ein Lichtkurvenverlauf (Abb.1), dessen Minimum nun erkennbar ist. Seiner Auswertung werden wir uns in der nächsten Ausgabe widmen.
Eine Diaserie zum Üben der Schätzungen ist für 35,- DM / 18,Euro bei der BAV zu haben, ebenso sonstige Beobachtungshilfen wie Vorhersagen, Karten etc. Natürlich kann jeder Interessent auch gern BAV-Mitglied werden.
Werner Braune BAV Munsterdamm 90, 12169 Berlin
http://thola.de/bav.html
Argelanders Stufenschätzung im Original (Anpassung der Schreibweise an heutige Üblichkeiten)
Stufe 0. »Erscheinen mir bede Sterne immer gleich hell oder möchte ich bald den einen, bald den anderen ein wenig heller schätzen, so nenne ich sie gleich hell und bezeichne dies dadurch, daß ich ihre Zeichen unmittelbar nebeneinander setze, wobei es gleichgültig ist, welches Zeichen vorsteht; wird also der Stern a und der Veränderliche v verglichen, so schreibe ich entweder av oder va«.
Stufe 1. »Kommen mir auf den ersten Anblick zwar beide Sterne gleich hell vor, erkenne ich aber bei aufmerksamer Betrachtung und wiederholtem Übergang von a zu v und v zu a entweder immer oder doch nur mit sehr seltenen Ausnahmen a für eben bemerkbar heller, so nenne ich a um eine Stufe heller als v und bezeichne dies durch a 1 v. Ist hingegen v der hellere, durch v 1 a, so daß immer der hellere vor, der schwächere hinter der Zahl steht.«
Stufe 2. »Erscheint der eine Stern stets und unzweifelhaft heller als der andere, so wird dieser Unterschied für zwei Stufen angenommen und durch a 2 v bezeichnet, wenn a der hellere ist, hingegen durch v 2 a, wenn v der hellere ist.«
Stufe 3 und 4. »Eine auf den ersten Anblick ins Auge fallende Verschiedenheit gilt für drei Stufen und wird durch a 3 v oder v 3 a bezeichnet. Endlich bedeutet a 4 v eine noch auffallendere Verschiedenheit zugunsten von a.«
Mehr als vier Stufen zu schätzen, ist grundsätzlich nicht sinnvoll, fünf Stufen sollten die Ausnahme bleiben.
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Der Lichtwechsel von BM Eri
BM Eri (0408-10) ist einer meiner frühesten Programmsterne: die erste Beobachtung datiert vom 8.1.1988. Regelmäßig schätze ich ihn seit dem 15.12.1988, also seit über zehn Jahren. Anlaß war ein interessanter und gleichzeitig lustiger Beitrag im BAV Rundbrief 3/1983 (Jg. 32), S 102-107, den ich als damals frischgebackenes BAV-Mitglied beim Checken älterer Jahrgänge in die Hände bekam. Es war die Übersetzung einer ursprünglich im ESO Messenger erschienenen Arbeit von P. Ahlin und A. Sundman. Dieser Aufsatz führte in Verbindung mit der Originalarbeit zu einer gewissen Berühmtheit des Sterns.
BM Eri fiel Sergei Gaposchkin durch einen Helligkeitsabfall im Jahr 1944 auf, bei dem die fotografische Helligkeit von 8,5 auf 9,3 abnahm [AJ 52, 43 (1946-47)]. Ein im Dezember 1944 gewonnenes Spektrum wies auf einen M6Riesen hin; ein sekundären Spektrum, welches auf einen Begleiter hingewiesen hätte, war nicht zu entdecken. 1953 veröffentlichte Gaposchkin in den HarvardAnnalen dann die Auswertung von 1835 Platten der HarvardHimmelsüberwachung des Zeitraums von 1888 bis 1945. Danach durchlief BM Eri im Jahr 1944 ein einzelnes Minimum, welches weniger als 321 Tage andauerte und eine Eintrittsphase von etwa 25 Tagen hatte. Nur der erste Teil des Minimums konnte beobachtet werden - auf den spät einsetzenden Aufnahmen der nächsten Beobachtungssaison war die Bedeckung vorbei. Da im vorhandenen Material keine weitere Bedeckung zu finden war, schloß Gaposchkin auf eine Periode von mindestens 53 Jahren, eventuell von mehr als 57 Jahren. In ihrer Originalarbeit von 1982 (ESO-Messenger June 1982, 3033) weisen Ahlin und Sundman auf die spätere Entdeckung eines »echten« Lichtwechsels mit einer Amplitude von 0,2 im visuellen Bereich hin. Hinweise auf einen zweiten Stern haben sich im Spektrum immer noch nicht finden lassen. Eine Literaturrecherche der beiden Autoren führt zu einer Handvoll lichtelektrischer Messungen: außer vier InfrarotWerten finden sich ganze zwei VWerte, die aber zur großen Überraschung um 0,8mag differieren: 1970 hat der Stern V=8,06, 1972 dagegen V=7,29. Die Autoren ziehen daraus den Schluß, daß sie für 1970 eine Bedeckung »in der Bibliothek« gefunden haben. Da aber dabei die Infrarot-Helligkeit
praktisch unverändert war und auch weiterhin kein anderer Stern im Spektrum nachweisbar ist, ziehen Ahlin und Sundman den Schluß, es handele sich um ein exotisches Objekt, eventuell ein im Visuellen nicht nachweisbarer Stern, der in eine dichte Staubwolke eingebettet ist. Noch 1982 hat dann das damalige AKV- und heutige BAV-Mitglied Dietmar Böhme diesen Stand der Dinge zum Anlaß genommen, für die beiden Zeiträume 1942 - 1947 und 1969 1971 die Sonneberger Himmelsüberwachung zu befragen (MVS Bd. 9, 172-173). Die leider spärlichen Einzelwerte bestätigen die Beobachtungen von Gaposchkin einer um ca. 0,8m schwächeren Helligkeit im Jahr 1944, weisen aber auf einen gemächlicheren Abstieg hin. Knapp 450 Tage nach Beginn des Abstiegs ist der Stern wieder genauso hell wie vorher. In den Jahren 1969 bis 1971 streuen die Schätzungen nur geringfügig, ein Lichtwechsel ist nicht nachweisbar. BM Eri hat sich in der Folge durch seinen ungeklärten Lichtwechsel einen gewissen Bekanntheitsgrad erworben, durch die exotische Deutung von Ahlin und Sundman ist er quasi berühmt geworden, und es gibt sogar eine BAV-Karte.
BM Eri-Meine Beobachtungen Mein Material besteht aus 180 Einzelschätzungen - mit leider recht großen saisonal bedingten Lücken. In den ersten Beobachtungsjahren war mein Ehrgeiz noch nicht so weit gediehen, für diesen Stern mitten in der Nacht zum Schätzen aufzustehen... Trotz der Lücken ist eine Periode zwischen 500 und 600 Tagen erkennbar (Abb.1). Die Grenzen des Lichtwechsels liegen bei ca. 7,3 bis 8,1. Der Abstieg kann
manchmal recht flott vonstatten gehen, z.B. bei JD = 2449700 oder 2450200. Auch ein geringfügiger überlagernder Lichtwechsel ist neben einer merklichen Streuung angedeutet. Eine Periodenanalyse anhand meiner Beobachtungen ergibt das in Abb.2 dargestellte Bild, wobei Frequenzen jenseits von 0,01 entsprechend einer Periode von 100 Tagen nicht abgebildet sind - hier tut sich nichts. Der deutlichste Peak liegt bei der Frequenz 0,00182, also bei einer Periode von 550 Tagen. Das bestätigt schön den Eindruck, den man beim Betrachten der Lichtkurve gewinnt. Die beiden Peaks bei 0,00454 und 0,00089 sind Aliasse zur Frequenz 0,00182 und weisen auf die markanten jährlichen »Beobachtungsfenster« in meinen Werten hin. Die Werte sind wie folgt zu interpretieren: vom Hauptpeak ausgehend schaut man sich nach links und nach rechts die Diffe-
renz der in Frage stehenden Frequenzen an. Hat man nach links hin den Nullpunkt erreicht, geht's wieder nach rechts, man addiert dann also die Frequenzen. Für unser Beispiel BM Eri folgt dann:
0,00454 - 0,00182 = 0,00272 1/0,00272 = 368 Tage (ca.1 Jahr)
0,00182 + 0,00089 = 0,00271 1/0,00271 = 369 Tage (ca.1 Jahr)
Aus den Beobachtungen schließe ich, daß BM Eri ein normaler und unspektakulärer Halbregelmäßiger mit einer Periode von 550 Tagen ist. Typisch für solche Sterne ist eine veränderliche Amplitude, die möglicherweise im von Gaposchkin und Böhme abgedeckten Zeitraum eher gering war. Das »Minimum« von 1944 könnte dann in einer Phase mit größerer Amplitude gelegen haben, vergleichbar mit Minima wie die bei 2448600 oder 2449750 in meinem Material.
Abb. 1) Lichtkurve aus eigenen Beobachtungen 1988 - 1998 Abb. 3) Lichtkurve aus ESO-Messungen 1982 - 1990
Abb. 2) Frequenzanalyse meiner Einzelbeobachtungen Abb. 4) Frequenzanalyse der ESO-Beobachtungen
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Beobachtungen der ESO Bei meinen SIMBAD-Recherchen zu BM Eri stieß ich auf eine Beobachtungsreihe der ESO (Long-term photometry of Variables at ESO I., Manfroid et al., Astron. Astrophys., Suppl. Ser. 87, 481 (1991), ESO Sci. Report 8). Den ersten Teil konnte ich als Datei aus dem Internet laden, beim zweiten Teil bildete ich einen Mittelwert, wenn für einen Tag mehrere Werte vorhanden waren. Am Ende kamen 163 Messungen zusammen, die den Bereich JD = 2445245 bis 2448159 abdecken. Es gibt also sogar eine
kleine Überschneidung mit meinen Beobachtungen (Abb.3). Die saisonal bedingten Lücken sind erheblich kürzer: Kunststück - ein automatisches Teleskop braucht keinen Schlaf, auch steht es nicht mitten in Heidelberg. Bei der folgenden Lichtkurve ist leicht eine Periode um die 550 Tage zu erkennen. Ein überlagernder Lichtwechsel mit kürzerer Periode und kleinerer Amplitude ist angedeutet. Meine Beobachtungen und Auswertungen werden also grundsätzlich wie auch im Wertebereich (Amplitude im Vis. ca 1,1m) bestätigt.
Eine Periodenanalyse des ESOMaterials (Abb.4) zeigt wie erwartet den höchsten Peak bei der Frequenz 0,00181, entsprechend einer Periode von 554 Tagen. Die bei mir ganz deutlichen Aliasse sind nicht vorhanden, dafür ist der »Untergrund« etwas unruhiger, vielleicht wegen des kürzeren Beobachtungszeitraums und/oder der geringeren Anzahl von Messungen.
Schlußfolgerung Die Beobachtungen der ESO aus den Jahren 1982 bis 1990 und meine Beobachtungen von 1988
bis 1998 zeigen übereinstimmend einen Lichtwechsel mit einer Periode von rund 550 Tagen und einer Amplitude bis knapp 1 mag. Das vermutete Bedeckungsminimum liegt sowohl von der Amplitude als auch von der Dauer her im normalen Rahmen des Lichtwechsels von BM Eri. Es handelt sich also um einen typischen Halbregelmäßigen - nicht um einen Bedeckungsstern!
Bela Hassforther Ringstr. 27, 69115 Heidelberg
Tel. 06221 / 162692 eMail: bela1996@aol.com
Aus dem BAV Circular
Vorhersagen hellerer Veränderlicher 1999 - 2000
Stern
Helligkeiten Periode
Minima mit Abendsichtbarkeiten in MEZ
RZ Cas TV Cas U Cep Per
6.m18 - 7.m72 7.m 22 - 8.m18 6.m80 - 9.m10 2.m12 - 3.m40
1.d1952572 1.d8125944 2.d4930801 2.d8673075
25.10.23.h00 18.10.21h50 5.10.22h30 27.10.21h30
6.11.21.h50 7.11.20h25 10.10.22h20 16.11.23h20
12.11.21.h20 16.11.21h50 15.10.21h50 9.12.21h50
= JD. 2451495,35 = JD. 2451499,37 = JD. 2451467,37 = JD. 2451522,37
zum Weiterrechnen zum Weiterrechnen zum Weiterrechnen zum Weiterrechnen
Tabelle: Bedeckungsveränderliche. Mit der Beobachtung sollte etwa drei Stunden vor dem angegebenen Minimum begonnen werden. Auf Wunsch Auffindkarten von der BAV. Weitere Vorhersagen sind leicht errechenbar mit JD. und Periode, aber einfacher im BAV Circular 2000.
Stern
T Cep W Cet U Cep R UMa
Helligkeiten
6.m1 - 10.m0 7.m 9 -14.m3 7.m2 - 13.m4 7.m6 - 13.m1
Beobachtbare Erscheinungen am Abendhimmel Minimum Anfang Januar 2000 Maximum Anfang Dezember 1999 Maximum Ende November 1999 Maximum Anfang Februar 2000
Tabelle Mirasterne: Mit der Beobachtung sollte zwei bis drei Monate vor dem Maximum bzw. Minimum begonnen werden. Umgebungskarten mit Vergleichsternhelligkeiten sind bei der BAV erhältlich.
GR Tauri
Periodenkontrolle W. Quester GR Tauri ist ein -Lyrae-Stern, der bei 04h 01.1m +20 Grad 26', etwas halbwegs zwischen Aldebaran und den Plejaden, steht. Sein Lichtwechsel findet mit einer Periode von 10h 20m zwischen den Helligkeitsgrenzen 8.1 und 9.7 mV statt. Zwischen den Hauptminima liegt ein Nebenminimum von nur 0.2 mag Tiefe. Am 16.12.98 erhielt ich mit meiner ST-7 am 20cm-Cassegrain eine unvollständigeLichtkurve, die erkennen ließ, daß das Minimum ca. 1/2 Stunde zu früh gegen die Elemente des BAV Circular 1998 eingetreten ist. Ein Vergleich mit den Elementen des Kataloges der Universität Krakau für 1998 (SAC 69) zeigte, daß sie das Minimum besser vorhersagten. Diese Elemente stammen von Lazaro et al. [AJ 110, 17961808 (1995)] und werden auch im SAC 70 (1999) verwendet.
Min I = JD 24 44573,1144 + 0,42985060 · E. Am 19.1.99 gelang die Beobachtung eines vollständigen Minimums. Abb.1 zeigt die Lichtkurve. Es bestätigte die Verfrühung gegen die Elemente des Circulars. Zur Periodenkontrolle habe ich mir aus dem Internet Minimumzeiten geholt. Sie wurden ergänzt mit Minima von BAV-Beobachtern aus den BAV Mitteilungen 102=IBVS 4562 und 113 (beide 1998) sowie einem bisher unveröffentlichten von W. Kleikamp und meinem (Tab.1). Die (B-R)2 ergeben sich gegen Elemente, die aus den insgesamt
Abb.1: Hauptminimum von GR Tau: 1999 Jan. 19/20, 21h38m32s UT, JDgeoz = 24 51198,4018, ST-7 mit V-Filter an 20cm-Cassegrain f/9. n=53. Die Rauten bei m=1,4 zeigen die Differenzen zwischen Vergleichs- und Kontrollstern.
Beide sind leider erheblich schwächer als GR Tau.
Min I (JD hel 24...) 51139,5145 51198,4049
Beobachter
Kleikamp Quester
Art
(B-R)1
ST6 ohne Filter+0,0023 ST7, V-Filter +0,0032
(B-R)2
-0,0006 +0,0003
47 Minimumsbestimmungen abgeleitet wurden:
Tab.1
Min I = JD 24 44573,1163 + 0,429850669 · E +-0,0016 +-0,000000167.
Vorhersagen für Minima, BAV Homepage: http://thola.de/bav.html
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HU Tauri -Wer beobachtet mit?
Erst 1960 ist HU Tauri in Bamberg entdeckt worden. Dort erkannte man auch den Algol-Lichtwechsel zwischen 5.9m und 6.7m und fand die Periode zu 2.056d. Diese Periode, die nur 1,5 Stunden länger ist als 2 Tage, zusammen mit der Dauer der Bedeckung von 15 Stunden ist wohl die Ursache dafür, daß HU Tau recht selten beobachtet wird.
Hinzu kommt, daß er im Minimum für 1 Stnde konstant bei 6.7m verharrt. Wer eine Minimumzeit bestimmen möchte, muß 3 Stunden vor dem vorhergesagten Zeitpunkt mit der Beobachtung beginnen und darf erst ebensolange danach wieder aufhören. Weil sich die Helligkeit aber langsam ändert, dürfen zwischen den Schätzungen 30 Minuten vergehen. Deswegen und weil man für HU Tau nur einen Feldstecher braucht, kann man zwischendurch andere Veränderliche schätzen oder Planeten oder Nebel betrachten. Auf dem Kartenausschnitt aus dem Sky Atlas 2000 sind einige geeignete Vergleichssterne mit ihren Helligkeiten bezeichnet. Wie üblich ist der Dezimalpunkt weggelassen. Im Spektrum ist nur die Hauptkomponente, ein B8 Hauptreihenstern zu sehen. Seine Masse beträgt etwa 4 Sonnenmassen. Der Begleiter ist vermutlich ein G-Stern mit etwas über 1 Sonnenmasse. Da B-Sterne ziemlich selten sind, ist das Studium des Bedeckungsveränderlichen HU Tauri auch von astrophysikalischem Interesse.
Die abgebildete Lichtkurve ist mit einem visuellen Fotometer gemessen worden, das K.-H. Uhlmann aus Lampertheim gebaut hat. In diesem Fotometer wird ein künstlicher Stern durch gegenseitiges Verdrehen zweier Polarisationsfilter so weit geschwächt, bis er gleich hell ist wie der zu messende Veränderliche. Der Drehwinkel wird auf einer Skala abgelesen. Die Skalenteile ergeben die Einteilung der Ordinate der Lichtkurve. Man kann das Fotometer auch an Sternen bekannter Helligkeit eichen. Bedingt durch die Polarisation ist leider die Eichkurve nicht linear. In den Monaten November und Dezember 1999 liegen folgende Minima günstig:
November 99 20d, 21h30m 22d, 23h00m 25d, 00h15m
Dezember 99 27d, 22h00m 29d, 23h15m 31d, 00h15m
Senden Sie Ihre Beobachtungen an die BAV, Munsterdamm 90, 12169 Berlin. Dort erhalten Sie auch Infos zu Veränderlichen und ihrer Beobachtung.
Wolfgang Quester
HU Tau. Min I: 21 Nov 1995, 21h16m UT, JD 2450043,386 geoz JD hel = 2450043,392 Uhlmann-Fotometer an 8" Cassegrain, n=12
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BAV - Fachgruppe »Veränderliche« der VdS
Seit den frühen 80er Jahren ist die 1950 gegründete BAV zugleich auch die Fachgruppe »Veränderliche« der VdS. Wir betreuen über 210 Mitglieder mit dem eigenen, vierteljährlich erscheinenden BAV Rundbrief und BAV Mitteilungen der Beobachtungsergebnisse. Unsere Arbeit ist international gefragt. Die Fachastronomen stützen sich bei den inzwischen über 30.000 bekannten Veränderlichen gern auf die Mitarbeit der Amateure. Wir sind für alle Veränderlichenbeobachter in Deutschland und im benachbarten Ausland Anlaufstelle und Kommunikationspunkt. Jeder interessierte Sternfreund kann sich an uns wenden und wird auf seine Fragen sofort und ausführlich beraten. Unsere über ganz Deutschland verteilten Beobachter sind ebenfalls gern ansprechbar zur Gestaltung des persönlichen Beobachterkontaktes. Unser Beobachtungsprogramm umfaßt alle Veränderlichentypen. Wir unterstützen mit Umgebungskarten und Vorhersagen sowohl den visuell beobachtenden Amateur beim Beobachten - allein mit dem Auge, dem Feldstecher oder größeren Fernrohr - als auch Beobachter mit CCD Kameras oder lichtelektrischen Fotometern bzw. solche Sternfreunde, die sich hier engagieren wollen.
Kontaktadresse:
BAV Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne e.V. Werner Braune Munsterdamm 90 D 10169 Berlin Tel. (0 30) 7 84 84 53
Internet: http://thola.de/bav.html
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FACHGRUPPEN > SPEKTROSKOPIE
Tau, Kurzzeitvariabilität
der H-Emissionslinie
Ernst Pollmann
Die klassische Form der Veränderlichenbeobachtung im Amateurbereich hat unbestritten und bekanntermaßen in vielen Bereichen der astronomischen Forschung sehr wertvolle Beiträge einbringen können. Hierzu zählen im besonderen die visuelle, die fotografische wie auch die photoelektrische Helligkeitsbeobachtung an den verschiedensten Veränderlichentypen.
Die heutige computergestützte Beobachtung und Auswertung in der Amateurastronomie dringt in Bereiche vor, die vor einigen Jahren noch ausschließlich der professionellen Astronomie vorbehalten waren. Diese erfreuliche Entwicklung ist nicht zuletzt auf die segensreiche Erfindung bzw. Entwicklung der CCD-Chips zurückzuführen. Insofern nimmt es nicht Wunder, daß in zunehmendem Maße auch die klassischen photoelektrischen Helligkeitsmessungen an veränderlichen Sternen durch die Anwendung der CCD-Sensoren verdrängt werden, wenngleich dabei vor allzu großer Sorglosigkeit gewarnt werden muß. Von Spezialisten der BAV wird in diesem Zusammenhang zu recht unter anderem auf die besondere Problematik der individuellen spektroskopischen Empfindlichkeitsfunktion des CCD-Chips hingewiesen.
Bild 1
CCD-Kameras - ideal für Veränderliche Die relative hohe Empfindlichkeit der CCDChips im Spektralbereich um 650 nm eignet sich dagegen vorzüglich zur Beobachtung von Veränderlichen Sternen, die gerade in diesem Bereich ausgesprochen faszinierende spektrale Erscheinungsformen bereitstellen. Intensitätsmessungen des Zeitverhaltens der Spektrallinie H an Emissionsliniensternen sind hier die Stichworte. Damit ist die Sternklasse der sogenannten Be-Sterne angesprochen, die nicht unbedingt die charakteristischen Lichtwechsel der allgemeingültigen Veränderlichentypologie aufweisen. Gleichwohl sind bedeutende sternphysikalische Veränderungsprozesse, wie nichtradiale Pulsation, oder Massenabströmung äußerer Atmosphärenschichten in dieser Sternklasse die zu Grunde liegenden Mechanismen. Es ist vermutlich in der Amateurszene kaum verborgen geblieben, daß dies das ausschließliche Feld amateurwissenschaftlicher Betätigung des Autors ist.
Bild 2 Bild 3
Wetterglück gehört dazu... Die exzellenten Wetterverhältnisse um Weihnachten 1996 ermöglichten die intensive Beobachtung einiger Emissionsliniensterne, die in der Intensität der Spektrallinie H gewisse Variabilitäten zeigen. Im Rahmen einer wissenschaftlichen Zusammenarbeit mit Dr. R. Hanuschik (ehemals Astronomisches Institut der Universität Bochum), wurde die Aufforderung formuliert, in möglichst dichter Zeitfolge vor allem solche Sterne zu verfolgen, bei denen kurzzeitige Änderungen der Emissionsintensität der H-Linie
Bild 4 Bild 5
zu erwarten bzw. von großem Interesse sind. Hierzu gehört unter anderem der Stern Tau. Ein Doppelsternsystem als Vertreter der Familie der Hüllensterne (Spektralklasse Be), mit einer scheinbaren Helligkeit von 3mag, der Leuchtkraftklasse III oder IVp und einem B2-Spektrum.
Ganz schön wild... Tau zählt zu den bekanntesten Hüllensternen mit typischen spektroskopischen Merkmalen, die Auskunft geben über ausgedehnte und turbulente Atmosphärenschichten, so daß bereits seit den frühen 20iger Jahren drastische Veränderungen der Intensitäten des sogenannten Hüllenspektrums bekannt wurden. Beobachtungsergebnisse über spektrale Intensitätsveränderungen innerhalb weniger Tage oder gar Stunden werden heute interpretiert als turbulente Bewegungsabläufe mit Geschwindigkeiten von mehr als 100 km/sec im Sinne abströmender oder auch zurückstürzender Gasschichten in den äußeren Atmosphärenzonen.
Interessant für die Fachastronomen Während bei anderen Sternen dieser Klasse oftmals auch Intensitätsänderungen im sichtbaren Licht gemessen werden können, sind bei Tau keine eindeutigen systematischen Änderungen dieser Art zu erkennen. Da auch heute noch relativ wenig über die mechanischen Prozesse, die zu den erwähnten turbulenten Bewegungsabläufen führen, bekannt ist, sind Hüllensterne vom Typ Tau für die Fachastronomie von besonderem Interesse.
Beobachtungen Die brillante Nacht des 21./22. Dezember 1996 und mein Weihnachtsurlaub, sowie die ausgezeichneten Beobachtungsbedingungen in der Arbeitssternwarte der Vereinigung der Sternfreunde Köln im Bergischen Land (vor den Toren Leverkusens) forderten dazu auf, über einen Zeitraum von fast zehn Stunden, Tau ein wiederholtes Mal unter die Lupe zu nehmen. Spektroskopisch, mit Hilfe einer OES-CCD-Kamera, versteht sich. Eines der wichtigsten Kriterien bei der Beobachtung kurzzeitiger, relativ geringer Änderungen der H-Emissionsstärke ist die simultane Bewertung der Stabilität des Spektrographen während des Beobachtungszeitraumes. Hier lautet die Empfehlung aus der Fachastronomie: Aufnahme des Spektrums eines stabilen A-Sternes und vergleichsweises Ausmessen der H-Absorptionsstärke. So geschehen am Refernzstern Tau.
Kreuzverhör In besagter Nacht konnte dessen Äquivalentbreite der H-Absorption mit einer Messgenauigkeit von 1,7% (Standardabweichung = 0,104) bestimmt werden. Messunsicherheiten sind bei meinem Spektrographen (Russentonne: Öffnung 100mm, Brennweite 1000mm, Typ Maksutov, Rundprisma 30 Grad , Flintglas F2) vor allem begründet durch Temperaturinstabilitäten des Objektivprismas und der Spektrographenoptik.
Mit MK32 auf der sicheren Seite Außerdem trägt das jeweils zur Anwendung kommende Spektrenreduktionsprogramm zur Kontinuumnormierung der Aufnahmen maßgeblich zur Meßsicherheit bei. Mein Reduktionsprogramm MK32, entwickelt von dem Astronomen Richard Gray der Appalachian State University, Virginia (USA), erlaubt jedoch eine sehr fein aufgelöste Abstufung bei der Definition des Pseudokontinuums, auf die ja letztendlich die Äqivalentbreite einer Spektrallinie normiert wird. Nicht übersehen werden darf in diesem Kontext auch die spektrale Dispersion in jeder Einzelaufnahme, die jeweils gesondert ermittelt werden muß und die ebenfalls wegen des thermischen Ausdehnungskoeffizienten des Prismenglases eine temperaturabhängige Größe darstellt. Jedenfalls - mit einem mittleren Fehler von 1,7% kann man durchaus zufrieden sein. Wenn dann noch beobachtete Intensitätsveränderungen der H-Emission im Spektrum von Tau über dieser Größenordnung liegen, ist dies um so erfreulicher. Bevor wir uns nun die Ergebnisse der HÄquivalentbreite von Tau im einzelnen anschauen, zunächst ein Wort zu Bild 1 und 2. Der gesamte vom Spektrographen erfaßte Spektralbereich erstreckt sich in den Aufnahmen von etwa 630nm bis 870nm, wovon in den beiden Abbildungen lediglich der Bereich bis 810 nm dargestellt ist. Die starken tellurischen Absorptionsbanden des Wasserdampf und des Sauerstoffs mit ihren bekannten Wellenlängen sind willkommene Hilfsbanden zur Bestimmung der spektralen Dispersion in den Einzelaufnahmen. Die Intensitätsachse ist angegeben als Verhältnis des Strahlungsflußes Linie/Kontinuum (normiert). Die Integrationsweite zur Bestimmung der Äquivalentbreite betrug +- 6 nm bezogen auf die Linienmitte (656,3 nm). In Bild 3 bis 5 ist die Äquivalentbreite W der H-Emission von Tau der Nacht 21./22.12. 1996 früheren Messungen von März 1996 und Dez. 1995 gegenübergestellt worden. Die Messungen von Dez. 1996 weisen sowohl eine Abnahme wie auch einen Anstieg von W innerhalb des beobachteten Zeitraumes auf. Die Abnahme erfolgte mit einer Steigung von 0,82 Å/Std., der Anstieg mit 1,4 Å/Std. Letzterer liegt bei ähnlicher Größenordnung wie bei der Beobachtung am 1./2.3.96. In dieser Nacht fiel die Stabilitätsbewertung des Spektrographen an Tau mit einem mittleren Fehler von 3,2% (s=0,22) etwas schlechter aus. Die ersten Messungen dieser Art an Tau (1995) zeigen Bild 5. Zu diesem Zeitpunkt war leider die Notwendigkeit der Referenzmessung eines stabilen A-Sterns noch nicht erkannt, so daß der beobachtete Anstieg von 0,74 Å/Std. in seiner Zuverlässigkeit nicht sicher bewertet werden kann. Größenordnungsmäßig stehen die beobachteten Veränderungen der H-Emissionsstärke von Tau in recht guter Übereinstimmung mit den Messungen aus der Fachastronomie, was bedeutet, daß dieser Stern auch weiterhin fester Bestandteil meines Beobachtungsprogrammes bleiben wird.
PHOTO UNIVERSAL. Der Stützpunkt-Händler für
Teleskope
Graf Friedrich von
Hahn auf Remplin
»aufgeklärter« Grundbesitzer und Amateurastronom
Um 1800 gab es an vielen Orten Liebhaber der Himmelskunde, die, von unterschiedlicher Profession, ihre Freizeit mit Begeisterung dem Studium der Gestirne widmeten. In unterschiedlichem Maße drangen sie dabei in wissenschaftliche Tiefen ein, arbeiteten mit einem qualitativ sehr verschiedenen Instrumentarium. Selbst der professionellen Astronomiegeschichtsschreibung sind sie heute vielfach - zu unrecht - wenig oder gar nicht bekannt. Eine der wichtigsten Persönlichkeiten aus dem Kreis der Amateurastronomen um 1800 war der mecklenburgische Graf Friedrich von Hahn.
Friedrich von Hahn entstammt einem alten mecklenburgischen Geschlecht [8]. Er wurde am 27. Juli 1742 in Neuhaus/Holstein geboren, wo er seine Jugendjahre verlebte. Im Alter von 18 Jahren bezog er die Universität Kiel und studierte vor allem Mathematik und Astronomie. Am 3. Jan. 1766 heiratete Friedrich von Hahn Wilhelmine Christiane von Both; mit ihr hatte er fünf Söhne, von denen Carl Friedrich als der »Theatergraf« in die Geschichte einging.
Der Aufklärer Friedrich von Hahn gehörte zu den ersten, die in Mecklenburg Gedanken der Aufklärung verbreiteten und sich tätig nach den Normen dieser Philosophie verhielten. Um 1770 wurde er mit Joh. Gottfried Herder bekannt, der seinem Mitstreiter Jahre später das Gedicht »Orion. An den
Erblandmarschall von Hahn« widmete. Im Jahre 1785 erschien sein Briefwechsel mit dem Bützower Professor Witte im Druck, der schon im Thema »Über den Ursprung des Irrthums« den Geist der Aufklärung verrät.
Eigene Glashütte Im Rempliner Schloß richtete sich Hahn ein chemisches Laboratorium ein und legte eine physikalische Instrumentensammlung an. Die Glasteile seiner Geräte stammten zumeist aus der von ihm zur Entwicklung des Fabrikwesens begründeten Glashütte. Die Landwirtschaft förderte Hahn beispielsweise durch die Einführung neuer Rinderrassen; auch legte er in Remplin einen botanischen Garten an. Regelmäßig inspizierte Hahn seine ausgedehnten Besitzungen und sorgte persönlich für ihr Gedeihen. Sein der Aufklärung ver-
FACHGRUPPEN > GESCHICHTE
pflichteter Humanismus führte Hahn zu einem sozialen Engagement, das Maßnahmen beinhaltete, die in seinem Herrschaftsbereich drückendes Elend linderten und für die Landbevölkerung ein höheres Maß an Bildung und Wohlergehen brachten. So ordnete er das Schulwesen neu und unterstützte Alte und Kranke durch kostenlose medizinische Hilfe und eine Altersversorgung. Ab 1791 beschäftigte sich Hahn hauptsächlich mit Astronomie [3] und ließ sein Gartenhaus am Rempliner Schloß zu einem Observatorium umbauen. Der Saal im oberen Stockwerk nahm die transportablen Instrumente auf, die von den Balkonen aus auf den Himmel gerichtet wurden. Der Hauptaufgabe der Astronomie des 19. Jahrhunderts folgend, genaue Positionen der Himmelskörper zu bestimmen, ließ Hahn 1800/01 an der Nordseite des Gebäudes den weitgehend erhaltenen viergeschossigen Turm anbauen. Zur Unterbringung der Instrumente wurde er mit einer Drehkuppel ausgestattet, einer damals noch sehr neuen Bauvariante (Bild 1).
High Tech Mit den in Remplin vorhandenen Instrumenten nahm die Hahnsche Sternwarte, das erste astronomische Observatorium Mecklenburgs, einen international führenden Platz ein. Der CaryKreis aus London mit einem Kreisdurchmesser von 25 Zoll und einem Fernrohr von 33 Zoll Brennweite und 2 Zoll Öffnung (Bild 3) war ein Spitzenprodukt
der Feinmechanik und Optik. Es ermöglichte, die Gestirnsörter auf sehr fein geteilten Skalen mit höchster Präzision zu messen. Justiert wurde das Gerät mittels einer im Feld stehenden Meridiansäule, die, bis heute erhalten, später als Gedenkstein für die Gefallenen des Krieges 1870/71 diente; demnächst wird sie in die Nähe des Turmes zurückgeführt. Das Kreisinstrument gelangte durch Vermittlung des Berliner Sternwarten-Direktors J.E. Bode nach Hahns Tod an die 1813 begründete Sternwarte Königsberg [2]. Deren erster Direktor, Friedrich Wilhelm Bessel, eine der bedeutendsten Persönlichkeiten der Astronomiegeschichte, sprach z.B. in seinen Briefen an Gauß und Olbers über dieses Instrument, sowie einige andere, die er aus dem Nachlaß des Grafen erhielt, mit höchster Bewunderung und arbeitete jahrelang mit ihnen [5]. Der Cary-Kreis ist heute ausgestellt in der astronomischen Abteilung des Deutschen Museums München.
Handmade by Herschel Neben Präzisionsfernrohren, so einem Dollondschen Mittagsfernrohr, besaß Hahn drei Spiegelteleskope, deren Spiegel von Friedrich Wilhelm Herschel [6], mit dem Hahn in Briefwechsel stand [4], selbst geschliffen waren, während die Montierung in Remplin von ortsansässigen Handwerkern errichtet wurde (Bild 2). Neben den Riesenspiegeln von Joh. Hieronymus Schroeter in Lilienthal bei Bremen und G.J.F. Schrader in Kiel
79
Bild 2: Das 20 Fuß/18 Zoll Spiegelteleskop, um 1800; die Beobachtung erfolgt von der Spitze des Tubus aus, die Stange dient der Feinbewegung des Gerätes (Archiv der BerlinBrandenburg. Akad. d. Wiss.)
Bild 1: Ansicht der Rempliner Sternwarte aus dem Jahre 1857 (Archiv des Herzogs zu Mecklenburg-Strelitz)
80
FACHGRUPPEN > GESCHICHTE
Bild 3: Der Cary-Kreis; die Länge wird an einer Skale der Bodenplatte abgelesen, das Azimut (Höhe) an den massiven Kreisen, zwischen denen das Fernrohr montiert ist.
waren die Hahnschen, mit einer Länge von 20 Fuß (1 Fuß ca. 30 cm) und Öffnungen von 18 bzw. 12 Zoll (1 Zoll ca. 2,5 cm) die größten auf dem europäischen Festland (ein kleineres Instrument hatte die Abmessungen von 7 Fuß/8 Zoll). Der Spiegel des größten Teleskops wurde zusammen mit einem Modell der Gesamtanlage 1812 an die Sternwarte Neapel verkauft, wo ersterer heute im Museo Storico dell' Osservatorio di Capodimonte ausgestellt ist.
Der Sonnenforscher Von der etwa 12 Jahre währenden praktischen Forschungsarbeit Hahns legen 20 Publikationen Zeugnis ab. Sein Interessenschwerpunkt lag auf dem Gebiet der beschreibenden Astronomie: die Oberflächen der Planeten und des Mondes, die physische Natur der Sonne, die »neblichten Sterne« (planetarische Nebel, Andromeda-, Orionnebel), die Natur veränderlicher Sterne, optische Phänomene und Untersuchungen der »Lichtmaterie« (Gasund Staubnebel) - all dies The-
men, die sich vornehmlich auf Beobachtungen mit den Spiegelteleskopen gründen. Eines seiner vorzüglichsten Beobachtungsobjekte war die Sonne, von deren physischer Konstitution mehrere seiner Veröffentlichungen handeln. Hahn schließt sich der zu seiner Zeit weitgehend (z.B. von Bode und W. Herschel) akzeptierten »Photosphärentheorie« der Sonne an, derzufolge unser Zentralgestirn ein kühler, dunkler Körper ist, von einer leuchtenden Photosphäre umgeben, während die Sonnenwärme erst durch Wechselwirkungsprozesse in der Erdatmosphäre entsteht [7]. Die Kraft des Sonnenlichtes, so schreibt Hahn, organisiere die Weltkörper und gestalte das All nicht nur als »mechanisches Kunstwerk«, sondern als »Werkstätte chemischer Kräfte«. Seinen Studien zur Sonne und der »neblichten Sterne« lassen Friedrich von Hahn (z.B. nach Immanuel Kant und Herschel) zu einem der ersten Verfechter des Gedankens der Entwicklung der Weltkörper werden. So sieht er in den Nebelmassen des Orionne-
bels eine Stätte der Geburt von Sternen aus einer sich durch »bildende Naturkräfte« zusammenziehenden »Ätherwolke« - in unserer Zeit hat sich dies bestätigt.
Visionen Neben zahlreichen kleineren Arbeiten ist Friedrich von Hahn in die Geschichte als Vorläufer Christian Dopplers eingegangen. Während Doppler 1842 zur Erklärung des »Doppler-Effektes«, der Tonhöhenveränderung durch Relativbewegung zwischen Quelle und Beobachter (am besten bei einem rasch vorbeifahrenden Auto oder Zug wahrnehmbar), im optischen Bereich von der Wellennatur des Lichtes ausging, beruht Hahns Deutung auf der Korpuskeltheorie des Lichtes. »Wenn nun ein Stern mit einer gewissen Geschwindigkeit sich der Erde nähert, so hat das Licht einen kürzeren Weg zu durchlaufen, seine Theilchen folgen sich schneller, und bilden im Auge den Gegenstand um desto lebhafter [1]. Dies bleibt so lange die Annäherung statt findet.
Bild 4: Ansicht des Sternwartenturmes 1957 (Inst. f. Denkmalpflege Schwerin)
Bild 5: Der Rempliner Turm vor Beginn der Restaurierung 1980 (Aufnahme D. Fürst)
Bild 6: Ansicht des Turmes nach dem Stand der Restaurierung 1997 (Aufnahme A. Günther)
Wenn aber der Stern sich entfernet, so erfolgt das Gegentheil, das Licht verspätet sich, die Eindrücke im Grunde des Auges sind beinahe verloschen, ehe neue gemacht werden.« (1795) So kommt es zu einer Helligkeitsschwankung des Sterns. Sieht man von der Terminologie Hahns ab, hat er die tatsächlichen Verhältnisse der Lichtausbreitung bei relativ bewegten Körpern und der dabei eintretenden Änderung der Energie der Strahlung gut erkannt.
Am Mondrand verewigt Hahns Forschungen, seine teilweise neuartigen Denkansätze, machen ihn zu einer bemerkenswerten Persönlichkeit der Astronomiegeschichte. Eine Ehre ganz besonderer Art wurde ihm durch die Benennung eines Kraters am Nordostrand des Mondes als »Hahn« zuteil.
Verfall und Restauration Die Sternwarte wurde nach dem Tod des Grafen am 9. Oktober 1805 nicht mehr als Beobachtungsstätte genutzt. Der Verfall der Gebäude, die im späteren Verlauf nur noch als Vergnügungslokal genutzt wurden, begann 1857 mit dem Abriß des Hauptgebäudes. Ab 1860 diente der Turm als Aussichtsplattform. In den letzten Kriegstagen des Jahres 1945 wurde er durch eine Explosion schwer beschädigt (Bild 4-6). Im Jahre 1980 begannen Mitglieder einer Arbeitsgemeinschaft der Treptower Archenhold-Sternwarte, die sich inzwischen zum Förderverein für die Rempliner Sternwarte entwickelt hat, in jährlichen Einsätzen nach einer denkmalpflegerischen Konzeption, begleitet von astronomiehistorischen Forschungen, mit der Rekonstruktion des unter Denkmalschutz stehenden Turmes - des ältesten noch erhaltenen Baues einer Sternwarte in Deutschland. Die umfangreichen und zeitaufwendigen Restaurierungsarbeiten dauern bis heute an, doch der Erfolg ist bereits deutlich sichtbar. Dem Besucher der »Baustelle« präsentiert sich das Observatorium schon nahezu wieder in seinem ursprünglichen Aussehen.
Literatur
[1] Brosche, Peter: Ein Vorläufer Christian Dopplers. In: Physikalische Blätter 33 (1977), S. 124-128; Ders.: Nachträge zum Vorläufer Christian Dopplers. In: Sterne und Weltraum 7/1983, S. 334-335
[2] Fürst, Dietmar: Die Gründung der Königsberger Sternwarte im Lichte der Akten des Preußischen Staates. 1. Teil, bis zu Bessels Ankunft in Königsberg. In: Beiträge zur Astronomiegeschichte. Thun; Frankfurt 1998 (Acta Historica Astronomiae; 2), S. 79-106
[3] Fürst, Dietmar; Hamel, Jürgen: Friedrich von Hahn und die Sternwarte in Remplin/ Meckl. In: Die Sterne 59 (1983), S. 89-99 [mit weiteren Literaturangaben]
[4] Fürst, Dietmar; Hamel, Jürgen: Die Briefe Friedrich v. Hahns an Wilhelm Herschel 1792-1800. In: Blick in das Weltall 38 (1990), S. 24-29, 44-53 (Archenhold-Sternwarte, Sonderdruck; 36)
[5] Hamel, Jürgen: Friedrich Wilhelm Bessel. Leipzig 1984 (Biogr. hervorr. Naturwissenschaftler, Techn. und Med.; 67), S. 26
[6] Hamel, Jürgen: Friedrich W. Herschel. Leipzig 1988 (Biogr. hervorr. Naturwissenschaftler, Techn. und Med.; 89)
[7] Hamel, Jürgen: Geschichte der Astronomie. Von den Anfängen zur Gegenwart. Basel [u.a.] 1998, S. 266-268
[8] Lisch, G.C.F.: Friedrich Hahn. In: Jahrbücher des Vereins für meklbg. Geschichte u. Altertumskde. 21 (1856), S. 81-125
Dietmar Fürst, Jürgen Hamel Archenhold-Sternwarte
Alt-Treptow 1, D-12435 Berlin
FACHGRUPPEN > STERNBEDECKUNGEN
82
Die Motivation zur Beobachtung von
Sternbedeckungen
von H.-J. Bode, D. Büttner, E. Riedel und W. Zimmermann
Sternbedeckungen können für den Amateurastronomen aus verschiedenen Aspekten sehr interessant sein, so daß die gelegentliche Beschäftigung damit durchaus lohnend ist.
Zunächst ist da der reine Schauwert, ganz einfach zur persönlichen Erbauung. Ein heller Stern am dunklen Mondrand im aschgrauen Licht bietet einen ausgesprochen ästhetischen Anblick. Didaktisch wertvoll ist es, die rasche Veränderung des Abstandes zwischen Mondrand und Stern sowie das schlagartige Verschwinden oder Wiedererscheinen des Sterns am Mondrand zu verfolgen. Man bekommt so einen unmittelbaren Eindruck von der Bewegung des Mondes vor dem Fixsternhintergrund. Der schlagartige Bedeckungsvorgang erklärt sich aus der nahezu punktförmigen Natur der Sternscheibchen und dem Fehlen einer Atmosphäre am Mond.
sen die Spannung bis zur Beobachtung, ob denn an einem gewählten Beobachtungsort die vorhergesagten Phänomene auch tatsächlich genauso wie erwartet zu sehen sind.
Hilfe für Fachastronomen Aus den Fortschritten in der Astrometrie ergeben sich auch
Verschiebungen in den Inhalten bei der Analyse von Sternbedeckungs-Beobachtungen. Vor ca. 20 Jahren standen die Kontrolle der Mondephemeriden und der Erdrotation im Mittelpunkt. Heute können aufgrund der wesentlich genaueren Ausgangsdaten anhand von Sternbedeckungen zonale Verzerrungen
Tab. 1: 21.1.2000 47 delta DL Cnc (Asel.a) H= 3 Grad PW= 5 Grad k= 99-. DR.NG. (3.9 mag)
östl. Länge Grad nördl. Breite Grad
MEZ
11
48.9788
17:49:10
12
49.3188
17:49:15
13
49.6592
17:49:21
14
49.9982
17:49:28
15
50.3350
17:49:37
16
50.6694
17:49:47
17
51.0009
17:49:57
Stern (J2000) 8h44m41.100s / +18 Grad 9'15.51"
Tabellen 1-9: Streifende Sternbedeckungen im ersten Halbjahr 2000
Spannende Unsicherheit Wer als Amateur über diese qualitativen Aspekte hinaus meßbare Ergebnisse erhalten möchte, findet bei den Sternbedeckungen ein dankbares Feld. Zum Zeitpunkt der Bedeckung gelten exakt definierte Beziehungen zwischen den Orten des Sterns, des Beobachters und des bedekkenden Körpers (Mond, Planet, Planetoid). Es besteht eine unmittelbare Verbindung zur Positionsastronomie. Die Fortschritte in der Astrometrie stehen in einer Wechselwirkung mit den Möglichkeiten und Erfordernissen bei der Beobachtung von Sternbedeckungen. Immer genauere Sternpositionen bzw. Mond- und Planetenephemeriden ermöglichen präzise Vorhersagen auch für so schwierige Ereignisse wie streifende Sternbedeckungen durch den Mond oder Bedeckungen durch Planetoiden geringer Größe. Auf der anderen Seite sind gerade solche Bedeckungen bestens als Prüfstein für die Genauigkeit der astrometrischen Grundlagen geeignet, weil sie besonders sensibel gegen kleinste Fehler in den Basisdaten für die Vorhersagen sind. Daher bleibt bei diesen extrem ortsabhängigen Ereignis-
Tab. 2: 27. 1.2000 80 Vir H=37 Grad PW=209 Grad k= 61-. DR.SG. (5.7 mag)
östl. Länge Grad nördl. Breite Grad
MEZ
6
47.1193
6:27:60
7
46.4506
6:30:18
Stern (J2000) 13h35m31.296s / - 5 Grad 23'46.29"
Tab. 3: 28. 1.2000 652 B. Vir
H=10 Grad PW=205 Grad k= 52-. DR.SG. (6.5 mag)
östl. Länge Grad nördl. Breite Grad
MEZ
6
48.9812
02:09:34
7
48.7320
02:09:57
8
48.4753
02:10:21
9
48.2112
02:10:47
10
47.9394
02:11:15
11
47.6598
02:11:45
12
47.3722
02:12:17
13
47.0764
02:12:51
14
46.7722
02:13:27
15
46.4595
02:14:06
16
46.1381
02:14:46
Stern (J2000) 14h16m48.735s / - 8 Grad 53' 4.10"
Tab. 4: 12. 2.2000 8 B. Tau
H=26 Grad PW=165 Grad k= 48+. DR.SG. (6.0 mag)
östl. Länge Grad nördl. Breite Grad
MEZ
6
54.4218
22:42:23
7
54.3702
22:43:04
8
54.3130
22:43:45
9
54.2502
22:44:24
10
54.1819
22:45:02
11
54.1080
22:45:40
12
54.0287
22:46:16
13
53.9439
22:46:51
14
53.8538
22:47:26
15
53.7583
22:47:59
16
53.6575
22:48:32
17
53.5515
22:49:03
Stern (J2000) 14h16m48.735s / -8 Grad 53' 4.10"
Tab. 5: 15. 2.2000 68 Ori H=40 Grad PW=172 Grad k= 80+. DR.SG. (5.8 mag)
östl. Länge Grad nördl. Breite Grad
MEZ
10
53.9942
17:36 51
11
54.3129
17:38:07
12
54.6238
17:39:23
13
54.9268
17:40:40
Stern (J2000) 6h12m 1.340s / +19 Grad 47'25.95"
Tab. 6: 16. 2.2000 16 Gem H=31 Grad PW= 3 Grad k= 82+. DR.NG. (6.2 mag)
östl. Länge Grad nördl. Breite Grad
MEZ
10
54.9921
01:23:24
11
54.6784
01:24:16
12
54.3582
01:25:09
13
54.0317
01:26:01
14
53.6989
01:26:52
15
53.3601
01:27:43
16
53.0154
01:28:32
17
52.6649
01:29:21
Stern (J2000) 6h27m56.672s / +20 Grad 29'46.75"
Tab. 7: 10. 3.2000 SAO 93320 H= 9 Grad PW=166 Grad k= 23+. DR.SG. (6.0 mag)
östl. Länge Grad
nördl. Breite Grad
MEZ
6
47.5870
22:30:01
7
47.4200
22:30:17
8
47.2483
22:30:32
9
47.0722
22:30:45
10
46.8917
22:30:58
11
46.7069
22:3:09
Stern (J2000) 3h10m38.794s / +11 Grad 52'21.46"
FACHGRUPPEN > STERNBEDECKUNGEN
der Koordinatensysteme am Himmel kontrolliert oder neue Mondrandprofile abgeleitet werden. Letztere wiederum werden dringend zur Auswertung von Kontaktbeobachtungen bei totalen oder ringförmigen Sonnenfinsternissen benötigt, um mögliche zeitliche Variationen des Sonnendurchmessers zu kontrollieren. Grundlage für derartige Auswertungen sind freilich viele zuverlässige Beobachtungen, so daß der beobachtende Amateur hier nach wie vor ein Betätigungsfeld als Zulieferant für die Fachastronomie hat.
83
Neue Möglichkeiten Dem technikbegeisterten Amateur bieten die Video- und Computertechnik neue Möglichkeiten bei der Beobachtung von Sternbedeckungen. Bei seltenen oder komplexen Bedeckungsereignissen (Doppelsterne, streifende Bedeckungen) können durch die wiederholte Auswertung der elektronischen Aufzeichnungen subjektive Beobachtereinflüsse reduziert werden. Außerdem erschließen die Aufnahmen solche raren Ereignisse einem größeren Personenkreis. Zeitpunktgebundene Ereignisse wie Bedeckungen oder Finsternisse geben vielen Sternfreunden neuen Elan für ihre Beobachtungstätigkeit. Wird ein berufstätiger Gelegenheits-Beobachter um 3 Uhr nachts für eine Jupiterbeobachtung aufstehen, wenn er einige Monate später einen ähnlichen Zustand auf dem Jupiter bequem in den Abendstunden sehen kann? Wohl kaum. Mit einer einmaligen Bedeckung des hellen Aldebaran durch einen nur ganz schmal beleuchteten Mond verhält es sich da ganz anders. Wer hat denn schon mal eine Bedeckung eines so hellen Sterns mit unbewaffnetem Auge gesehen? Eine echte Rarität!
99% sind ahnungslos... Hier sind wir bei der Exklusivität von Sternbedeckungen angekommen. Wahrscheinlich wissen 99% aller Menschen nichts von der Existenz des Phänomens Sternbedeckungen. Das restliche Prozent hat möglicherweise schon mal eine totale Sternbedeckung durch den Mond gesehen. Weitaus weniger Menschen dagegen haben eine streifende Sternbedeckung oder eine Planetenbedeckung durch den Mond gesehen. Und noch wesentlich weniger Menschen hatten das
FACHGRUPPEN > STERNBEDECKUNGEN
84
Glück zur Beobachtung einer Sternbedeckung durch einen Planeten oder Planetoiden.
Tab. 8: 5. 5.2000 63 Tau H=12 Grad PW=172 Grad k= 3+. DR.SG. (5.6 mag)
Einmaliges Ereignis Zum Schluß soll noch ein geradezu philosophischer Aspekt bei der Beobachtung von Sternbedeckungen angedeutet werden. Aus der Vielzahl der Sterne entlang der Mondbahn sowie aus der örtlichen und zeitlichen Abhängigkeit von Sternbedeckungen folgt ein fast unikaler Charkter jedes einzelnen Ereignisses. Es dauert viele Jahre, bis ein gegebener Stern unter nahezu gleichen Bedingungen (Libration, Positionswinkel, Mondphase) am gleichen oder an einem anderen Ort wieder vom Mond bedeckt wird. Bei Bedeckungen durch Planeten oder Planetoiden sind die Wahrscheinlichkeiten für eine derartige Wiederholung noch weitaus geringer. Schließlich muß am Beobachtungsort im entscheidenden Moment auch noch günstiges Wetter herrschen. Entsprechend ist jede Beobachtung in der Kombination aller dieser Umstände beinahe einmalig. So kann jeder Sternfreund, wenn er will, den Sternbedeckungen seine eigene, ganz persönliche Seite abgewinnen; sei es durch das Sammeln wichtiger Meßwerte oder einfach nur durch die persönliche Befriedigung aus einer seltenen Beobachtung.
Mitmachen ist gefragt! Auf diesen Seiten sind für Januar 2000 totale (gerechnet für Frankfurt/Main) und streifende Sternbedeckungen aller helleren Ster-
östl. Länge Grad
12 13 14 15 16 17
nördl. Breite Grad
MEZ
49.8111 49.5445 49.2735 48.9983 48.7191 48.4359
19:47:19 19:47:39 19:47:58 19:48:15 19:48:32 19:48:47
Stern (J2000) 4h23m25.062s / +16 Grad 46'38.14"
Tab. 9: 22. 5.2000 32 nu1 Sgr (Ain al Rami) H=18 Grad PW=183 Grad k= 87-. DR.SG. (4.9 mag)
östl. Länge Grad
nördl. Breite Grad
MEZ
6
46.5583
02:07:12
7
46.2289
02:08:38
Stern (J2000) 18h54m10.177s / -22 Grad 44'41.40"
ne, Planeten und Asteroiden ausgewiesen. Wenn die Möglichkeit besteht, so sollten diese Ereignisse mit einer Videokamera aufgezeichnet werden - es entfällt die Reaktionszeit des Beobachters! Sollen erfolgreiche Beobachtungen einer Auswertung zugeführt werden, so müssen sie unbedingt
mindestens den nachfolgenden Anforderungen gerecht werden:
· Meßgenauigkeit +/- 0,1 sec · Positionsgenauigkeit des Standortes +/-1" · Ermittlung der persönlichen Gleichung (bei vis. Messung) · Zeitzeichenbezug (DCF77o.ä.)
Positive Resultate sollten gesandt werden an:
Reinhold Büchner, Kiesweg 2, 61440 Oberursel.
Herr Büchner nimmt die Reduktion der Beobachtung vor.
Kontakt: Dr. Eberhard Bredner, Ginsterweg 14, 59229 Ahlen
Tabelle: Sternbedeckungen im Januar 2000
DAY/TIME UT/P AC
OBJECT
O v MAX mag SP PCT snlt ELG SN al MN al MN az CA PA
VA
WA
LONG lib LAT lib A m/o B m/o C s/k HA o
DECL o RT. ASC. h/m/s
10/16 11 03/D
2
63
10/17 23 06/R
2
203
11/18 07 16/DA
2
357
11/19 00 42/RA
2
251
11/18 59 51/DK
2
64
11/19 55 23/RK
2
176
15/21 57 16/DV
1
1
15/22 51 06/RV
1
246
PPM 240218
67
103
-6.7
PPM 240218
63
253
-6.8
FK5 1608
59
49
-7.5
FK5 1608
56
308
-7.6
PPM 207387
49
121
-7.6
PPM 207387
43
238
-7.7
FK5 98
19
55
-6.6
FK5 98
15
303
-6.7
5.9
G5
14+
43
-4
4.0
-1.4
-.6
.6
245142
5.9
G5
14+
43
4.0
-.7
-.2
1.1
425528
4.5
K0
22+
56
5.2
-.4
.8
1.5
420659
4.5
K0
22+
56
5.2
-1.0
-2.1
.5
553109
4.6
B5
22+
56
5.2
-1.0
-1.8
.6
544812
4.6
B5
22+
56
5.2
-.1
.2
1.3
684313
4.4
F0 64+ 107
7.3
-.8
.5
1.2
512702
4.4
F0 64+ 107
7.3
-.6
-2.1
.5
645655
23
206 81S 80
-133154 222425.3
16
224 -69S 230
-133154 222425.3
20
225 45N 25
-90525 231552.0
14
237 -56N 284
-90525 231552.0
14
236 62S 97
-91107 231752.7
6
248 -54S 214
-91107 231752.7
32
245 56N 37
100644 24456.3
24
257 -55N 285
100644 24456.3
FACHGRUPPEN > STERNBEDECKUNGEN
85
Fortsetzung der Tabelle: Sternbedeckungen im Januar 2000
DAY/TIME UT/P AC
OBJECT
O v MAX mag SP PCT snlt ELG SN al MN al MN az CA PA
VA
WA
LONG lib LAT lib A m/o B m/o C s/k HA o
DECL o RT. ASC. h/m/s
16/15 54 57/DV
2
FK5 125
39
4.3
K0 73+ 118
-1
35
114 47S 116
153
130
-4.6
7.2
-1.3
.6 -1.2 -495223 125605 33052.4
16/16 38 26/RV
2
FK5 125
36
4.3
K0 73+ 118
-7
41
126 -35S 199
231
213
-4.7
7.2
-.2
2.8
.8 -385838 125605 33052.4
17/15 20 00/DV
2
PPM 119929
52
5.3
G5 83+ 131
4
24
93 49S 118
160
127
-3.0
6.5
-.7
.8 -1.2 -720220 162129 42826.6
17/16 00 49/RV
2
PPM 119929
52
5.3
G5 83+ 131
-2
30
101 -39S 206
247
214
-3.0
6.4 .0 2.6
.5 -614856
162129 42826.6
19/01 41 57/DV
1
PPM 121513
77
6.0
B9 93+ 150
32
263 70N 64
21
64
-1.9
4.7
-.7
-.7
.9
635154
195158
55223.9
19/02 42 01/DU 1
PPM 121581
77
5.9
B2 94+ 150
22
274 85S 90
47
89
-1.9
4.7
-.2
-1.3
.6
781725
194452
55457.1
20/22 40 52/D
2
PPM 124599
91
5.4
A0 100+ 177
59
161 40N 40
53
28
2.4
1.3
-1.6
3.2
.7 -102249 195255 75540.5
DISTANCE TO SMOOTH-MOON TERMINATOR = .7 ARC SEC., DISTANCE TO POSSIBLE 3-KM SUNLIT PEAK = .0 ARC SEC.
20/23 19 56/R
2
PPM 124599
91
5.4
A0 100+ 177
60
179 -26N 335
336
322
2.3
1.4
-1.2
-3.3
-1.1
-3434 195255 75540.5
23/20 24 10/R
2
FK5 409
97
5.3
A0 90- 144
11
87 44N 334
15
311
7.1
-3.5
-.4
-.7 -1.4 -850451 103238 104915.8
25/06 23 47/D
2
PPM 158405
73
5.2
A0 80- 126
-7
28
238- 51S 149
116
125
6.7
-4.7
-.5
-2.3
-.5
483243
33917 115957.0
25/07 18 30/R
1
PPM 158405
73
5.2
A0 80- 126
1
20
250 61S 261
224
237
6.7
-4.6
-.7
-1.4
.9
621532
33917 115957.0
27/05 48 11/R
3
FK5
1352
88
5.8 K0
61
-103 32
201 38S 238
225
217
6.7
-5.9
-2.5
.5
1.6
174150
-52344 133531.0
30/05 55 38/DV
2
FK5 1419
74
5.5
F8 32-
68
-11 22
166 -78N 92
101
81
4.0
-5.2
-1.8
.5
-.3 -134018 -163154 160018.5
30/07 15 38/RV
2
FK5 1419
72
5.5
F8 32-
68
1
23
187 64N 309
305
299
3.8
-5.2
-1.5 -.9 -.8 62310 -163154 160018.5
Hinweis: Aus Platzgründen können wir an dieser Stelle nur die totalen Sternbedeckungen im Monat Januar 2000 auflisten. Um die Daten für die weiteren Monate des ersten Halbjahres 2000 zu erhalten, wenden Sie sich bitte an die Autoren.
Karte: Verlauf der streifenden Sternbedeckungen im ersten Halbjahr 2000. Die Zahlen beziehen sich auf die Tabellennummern.
86
SELBSTBAU
Bau eines Großteleskops für die CCD-Fotografie
In den letzten Jahren kann man bei Amateurastronomen einen Trend hin zu großen Optiken beobachten, den wir, Wolfram Pauschert und ich, aufmerksam verfolgten. Beim Besuch einiger Teleskoptreffen fielen uns immer wieder die zahlreichen Dobson-Teleskope mit einer Öffnung von 12" bis 25" auf. Inspiriert von diesen Lichtkanonen planten wir im Januar 1994 ein Großteleskop mit einer Öffnung von 22".
Das Instrument sollte nicht nur für das visuelle Beobachten, sondern auch für die CCDLangzeit-Fotografie eingesetzt werden. So war von Anfang an klar, daß das Instrument ortsfest auf eine parallaktische Montierung gestellt werden mußte. Da wir über ein Grundstück von 300m2 verfügen, auf dem sich schon zwei Kuppeln (Ø 3,10 m, Ø 2,50 m) befinden, bot es sich an, dort ein weiteres Gebäude zu errichten. Diesmal entschieden wir uns für eine Schutzhütte (3x2,50m) mit abfahrbarem Dach. Die Montierung stellte anfangs das größte Problem dar. Denn sie muß schwingungsfrei und präzise laufen, um den Anforderungen einer CCD-Langzeit-Belichtung gerecht zu werden. Da wir den größten Teil des Teleskops aus Kostengründen selber bauen wollten, suchten wir nach Material, das wir in
unserer Werkstatt bearbeiten konnten, so daß für uns nur Multiplex-Platten und Stahl in Frage kamen. Mechanische Teile wie Achslagerungen und Getriebe sollten fertig aus dem Industriebedarf bezogen werden, da wir nicht keine eigene Drehbank besitzen. Nach einiger Überlegung entschieden wir uns für eine Gabelmontierung in Holzbauweise. Multiplex-Platten aus Buche wurden für die Gabel und den Polblock verwendet. Dieses Material hat eine sehr hohe Steifigkeit und Festigkeit, bedingt durch die mehrfach verleimten Furniere. Die Plattenstärke der Gabel betrug 25mm, die des Polblocks 40mm. Die Gabel erhielt innen eine zusätzliche Versteifung. An den Kopfseiten wurden Metallplatten mit Gewinden eingearbeitet, an die später die Stehlager montiert wurden. Das Gewicht der Gabel betrug nach Fertigstellung 70kg.
Gesamtansicht der Sternwarte Sessenbach
Rektaszensionsantrieb, unten der Scherenwagenheber für die Einstellung der Polhöhe
Gitterrohrtubus mit Fangspiegel, Mikrofokussierer, Klappspiegel und ST-6
Der Polblock wurde aus 40mm starken Multiplex-Platten konstruiert. Auch hier arbeiteten wir Stahlteile mit Gewinde ein, an die die beiden Stehlager sowie die Antriebsschnecke mit Motor festgeschraubt wurden. Die Feineinstellung der Polhöhe realisierten wir mit einem gewöhnlichen Scheren-Wagenheber, der über die nötige Kraft verfügt um das gesamte Gerät zu heben oder zu senken. Stehlager mit Pendelkugellagern und Spannhülsen sorgen für den präzisen und spielfreien Lauf der Rektaszensions- und Deklinationsachsen. Für die Nachführung der Stundenachse wurde ein Schneckenrad mit 270mm Durchmesser (Fa. ALT) eingebaut. Der Feintrieb in der Deklination geschieht über eine Trapezspindel. Beide Achsen werden mit einer Schrittmotorsteuerung (Fa. ALT) betrieben. Da wir nicht auf eine Computerpositionierung verzichten wollten, entschieden wir uns für den »SKY-COMANNDER« (Fa. Ph. Keller). Die Montage des Gerätes ist sehr einfach. An den beiden Achsen werden zwei Encoder 1:1 angeflanscht. Zur Kalibrierung ist nur ein Referenzstern nötig. Dies ermöglicht es, eines der 10.000 gespeicherten Objekte sekundenschnell zu positionieren! Über die Zeitschrift Sky & Teleskop bekamen wir Adressen von US-Herstellern, die Optiken vertreiben. Hier forderten wir Informationsmaterial an. Nach Durchsicht der Angebote fiel die Wahl auf »John Hall« oder besser bekannt als »PEGASUS OPTICS«. Besonders erwähnenswert ist die Tatsache, daß der gesamte Briefverkehr mit John Hall in deutscher Sprache gehalten wurde. Mit der Zeit entwickelte sich ein persönlicher Briefwechsel. Die schon häufiger beschriebenen negativen Erfahrungen in Bezug auf Optiken aus den USA können wir hier nicht bestätigen. Der 22" f/5 Spiegel mit 96% Belegung sowie ein 3,5" Fangspiegel wurden nach vier Monaten per Luftfracht unbeschädigt geliefert. Die Spiegelzellen wurden ebenfalls in den USA, hier allerdings bei der Firma ASTROSYSTEMS, Inc. bestellt. Diese entsprachen nicht unseren Erwartungen, da sie doch eher für Dobsons konstruiert sind. Deshalb mußten wir die Zellen dem Gerät entsprechend modifizieren. Beim Bau des Tubus verwendeten wir Holz und Aluminium im Verhältnis 1:3. Das Holzteil besteht aus einer ein Meter langen, 16eckigen Röhre. In der Mitte wurde zur Verstärkung ein Stahlrahmen eingesetzt, der gleichzeitig die beiden Achsen der Deklination aufnimmt. Die Gitterkonstruktion besteht aus verschweißten Aluminiumrohren, die man beim Einsetzten bzw. Herausholen des Hauptspiegels aus dem Holztubus entfernen kann. Auch die Fangspiegelspinne und deren Halterung wurden von uns neu konstruiert, da sich bei den ersten Beobachtungen mit dem im Handel erhältlichen Original die Zentrierung durch unzureichende Steifigkeit des Materials verstellt hatte. Unter dem Fangspiegel wurde wegen der Tauanfälligkeit, ein 100W Widerstand mit 5 Watt eingebaut, der mit 12 Volt versorgt wird. Durch den langen Holztubus bleibt selbst bei extrem feuchten Näch-
SELBSTBAU
ten, der Hauptspiegel von Taubeschlag verschont. Fokussiert wird das Instrument mit einem »Borg« Mikrofokussierer. Dieser ist sehr feingängig und wirklich für die präzise Scharfeinstellung einer CCD-Kamera zu empfehlen. Das Teleskop steht wie schon oben erwähnt, in einer Holzhütte mit abfahrbarem Dach. Schon nach den ersten Nächten fiel uns auf, daß ein Schutzbau mit einer derartigen Dachkonstruktion einen entscheidenden Vorteil gegenüber einer Kuppel hat: Es gibt keine gebäudespezifischen Luftturbulenzen (Kuppelseeing). Nach einigen Abänderungen und Problemen an der Montierung konnte das Instrument im Frühjahr 1996 fertiggestellt und in Betrieb genommen werden. Die ersten Beobachtungen von Mond, Planeten und Deep-SkyObjekten ließen alle Anstrengungen und manchen Ärger vergessen. Denn solche kontrastreiche und hochaufgelöste Bilder konnten wir hier in Sessenbach zuvor noch nicht beobachten. Ein besonderer »Kick« ist der Anschluß eines »Zeiss-Bino« (Baader). Mit 25mm eudiaskopischen Okularen und DeepSky-Filtern erscheinen die Filamente des Cirrusnebels, wie in einer dreidimensionalen Ansicht. Auch die ersten CCD-Aufnahmen mit einer ST-6 (siehe Kasten unten) versetzten uns in Begeisterung und demonstrierten die gute Qualität der Optik und den präzisen Lauf der Montierung. Hier im Westerwald ist ein Instrument dieser Größe nicht in jeder klaren Nacht zu nutzen; Wind, Dunst und Seeing setzen Grenzen. Bei kräftigen Zwischenhochs zeigt sich allerdings die Überlegenheit des 22-Zöllers gegenüber allen anderen Geräten auf dem Gelände. Abschließend sei zu erwähnen, daß sich der Bau dieses Teleskops in jeder Hinsicht gelohnt hat, nicht nur für ein astronomisches und technisches Weiterkommen, sondern auch für das Intensivieren einer langjährigen Freundschaft.
Klaus Völkel Mittelstr. 1, 56237 Sessenbach
22" Newton mit montiertem Klappspiegel und ST-6, im Hintergrund abgefahrenes Dach
87
ERGEBNISSE...
NGC 6946 Datum: 17.06.96 Bel. 400 sec.
NGC 6992 Datum: 18.07.96 Bel. 800 sec.
NGC 891 Datum: 3.09.96 Bel. 900 sec.
88
LESER BEOBACHTEN
An die Grenze des Universums
Quasar-Beobachtung mit einem 14-Zöller
GQ Com Instrument: 14" Compustar mit 20mm-Okular, 16.05.99, 2:15 Uhr
Jetzt folgt der veränderliche Qua-
sar GQ Com. Ich sehe eine Reihe
Da das Wetter in Deutschland bekanntermaßen nicht immer den Anforderungen anspruchsvoller schwächerer Sterne, die nicht in
Amateur-Astronomen genügt, ergriff ich bereits sehr früh die Möglichkeit, an anderen Standorten Guide 7 eingetragen sind, aber an
als im Odenwald zu beobachten. So wurde ich zum Astro-Touristen. In New Mexico (USA) fand ich der Position des Objektes kann
eine Sternwarte, bei der ich bereits mehrere Male, zuletzt im Mai 1999, zwei Wochen lang verweilte ich nichts erkennen.
und ein 14Zoll SCT zur Verfügung hatte.
Instrument: 14" Compustar mit
Dieses Jahr (1999) stand für mich Daran änderten auch nichts die In den Rocky Mountains
12mm-Okular
eine Reihe besonderer Objekte Beobachtungen von 16 mag hel- Unter einem Himmel mit einigen Der schwächste eingetragene
auf dem Programm, an die ich len Gravitationslinsen durch Nächten, die eine Grenzgröße Stern, den ich sehe, hat 15,9 mag.
mich auch mit dem im Vergleich andere Amateure, die mir viel- von 7 mag erreichten, gelang es Ich glaube, das Objekt zweimal
zu meinem eigenen Teleskop (7") leicht einmal per CCD zugänglich mir, stellare Objekte hinunter bis extrem schwach aufleuchten
üppigem 14-Zöller nicht heran- würden. Aber dann...
zu 16,3 mag zu sehen. Das war gesehen zu haben. Aber das ist
gewagt hätte, wären da nicht
ziemlich anstrengend, es bedurf- mir zu wenig, ich breche die
mehrfach Veröffentlichungen in Quasare für den Achtzöller!
te die Anwendung aller Tricks Beobachtung ab.
interstellarum, ein Projekt der So heißt die Stufe 1 des Projekts wie indirekte Sicht und Bewegt-
VdS-Fachgruppe Deep-Sky und »Quasare visuell« der Fachgrup- sehen. Nicht immer gelang es auf Instrument: 14" Compustar mit
ein Vortrag während der Deep- pe Deep-Sky, die ich mir von Anhieb. Vermeintlich positive 20mm-Okular, 17.05.99, 0:05 Uhr
Sky-Tagung auf dem Eisenberg Klaus Wenzel sofort schicken Sichtungen mußten zu anderer Quäle mich immer noch am Qua-
gewesen: Quasare!
ließ. Dann las ich von einem rich- Zeit verifiziert werden, nach sar GQ Com ab. Es befindet sich
tigen Katalog, dem »Katalog hel- Erholungsphasen für die Augen dort ein heller Stern, NNW davon
Quasare
ler Quasare und BL Lacertae und am in der nächsten Nacht. sollte der Quasar sich befinden,
Diese hatten es mir bereits seit Objekte« (KHQ) und der »Beob- Ich ging bis an die Grenzen des was ich aber sehe, sind mehr als
längerem angetan. Und nicht nur achtungsliste für helle Quasare«, Teleskops und meiner eigenen drei in Guide nicht eingetragene
die Quasare im engeren Sinne, dem Quasarbeobachtungspro- Sensorik. Aber die Mühe hat sich schwache Sterne im NW-Qua-
die QSO, sondern aktive galakti- gramm der VdS-Fachgruppe gelohnt. Die Tabelle zeigt meine dranten dieses hellen Sternes.
sche Kerne (AGN) im allgemei- Deep Sky von Wolfgang Stei- positiven Sichtungen. Sie wurde
nen, zu denen unter anderem nicke. Auch diese Unterlagen - ergänzt um die erfolglosen Ver- Instrument: 14" Compustar mit
auch BL-Lac-Objekte und Sey- fanden ziemlich schnell ihren suche - an Klaus Wenzel und 12mm-Okular
fert-Galaxien gehören.
Weg in mein Astrobüro. Die Wolfgang Steinicke gesandt, die Einer der schwachen Sterne
Vor einem Jahr beobachtete ich nächste Überraschung folgte auf alle Beobachtungen zusammen- befindet sich direkt N des hellen
meinen Ersten: 3C273, ein Qua- den Fuß: eine große Anzahl von fassen und eine Statistik führen. Sterns (11,5 mag). In der Auf-
sar, der auch im Karkoschka ver- Objekten, aufgeführt in diesen Hier nun zwei Beipiele einer suchkarte A20 des KHQ ist dieser
zeichnet ist. Dann erfuhr ich von Unterlagen und Katalogen, die typischen Beobachtung:
schwache nördlich vom hellen
BL Lac (ein vom veränderlichen aufgrund ihrer Helligkeit durch-
gelegene »Stern« tatsächlich das
Stern zum BL-Lac-Objekt und aus mit einem relativ kleinen PKS1302-102
Objekt! Er ist schwächer als 15,0
inzwischen zum Quasar beför- Instrument beobachtbar sind, Instrument: 14" Compustar mit mag (Vergleichsstern B).
dertes Objekt) und Mrk421. manche von ihnen sogar mit 20mm-Okular, 16.05.99, 23:08
Deren Beobachtung gelang mir variabler Helligkeit, die ihre Quasar (Q1302-102) PKS1302- Wie geht es weiter?
vor einem Jahr in den USA. Und Beobachtung im Maximum in 102 in Vir mit Bewegtsehen Mit diesem Ergebnis bin ich nicht
ich war zufrieden, mit 3C273, meiner Region möglich erschei- erkannt. Kurzzeitig gelingt mir nur einfach so zufrieden. Objekte
mein mit 1,8 Mrd. Lj. am weite- nen ließen. Es waren so viele, daß die Sichtung auch ausschließlich mit einer Rotverschiebung von
sten entferntes Objekt gesehen man damit durchaus einen mit indirekter Sicht.
z=2,0 mit eigenen Augen gesehen
und damit den mit eigenen Workshop »Quasare beobachten
Augen tiefsten Blick ins All im Odenwald« planen könnte.
»geworfen« zu haben.
Damit war es mit meiner oben Tabelle: Sichtungen von AGN, Star Hill Observatory,
Und damit war dann beobach- geschilderten Ruhe und Beschau- New Mexico, Mai 1999, 14" Compustar
tungsmäßig Schluß. Ich ver- lichkeit vorbei: AGN waren auch
schlang alles, was über Quasare für mich beobachtbar, weitere Objekt
Typ
z
Entfernung
und AGN in Büchern und dem und noch tiefere Blicke ins All X Com
Quasar
Web zu lesen war, denn außer der möglich. Auch die Erstellung von W Com
BL Lac Objekt 0,102 1,2 Mrd. Lj.
großen Entfernung dieser Objek- Lichtkurven durch wiederholtes HZ46
Quasar
574 Mio Lj.
te faszinierten mich die astro- Beobachten und Aufzeichnen der AP Lib
BL Lac Objekt 0,048
physikalischen Prozesse, welche Ergebnisse versprachen eine Q0953+414
Quasar
0,239
Ursache der enormen Leucht- interessante Betätigung.
Q1004+130
Quasar
0,240
kraft waren (Schwarze Löcher, Auf dem Eisenberg folgte als Q1302-102
Quasar
0,286
»central engine«, Jets). Aber das nächstes ein Vortrag von Wolf- GQ Com
variabler Quasar 0,165
waren Literatur, Theorie und gang Steinicke über das Beobach- Q1553+113
Quasar
fremde, nie eigene Beobachtun- ten von Quasaren und seine ver- PKS1510-08
variablen Quasar 0,360
gen. Ich konnte also, wenn auch schiedenen Kataloge, bisher ein- RXSJ15186+4045 Quasar
0,065
nicht ganz zufrieden, so doch malige Unterlagen in der Hobby- Mrk813
Quasar
einigermaßen ruhig in der Astronomie. Damit war klar: der Q1334+246
Quasar
0,107
Gewißheit leben, meine drei AGN Katalog heller Quasare, die 1ES1959+650 variables BL Lac 0,047
und damit das für mich maximal Unterlagen zum Achtzöller-Qua- Q1435+638
Quasar
2,062
Mögliche gesehen zu haben und sar-Projekt, alles wurde in den Q1634+706
Quasar
1,335
mich der Beobachtung anderer großen Koffer eingepackt und Mrk205
AGN
0,070
Objekte zuwenden.
mußte mit nach New Mexico.
(Mrk1320 mehrfach versucht, aber immer erfolglos)
zu haben, fasziniert mich immer noch. Und ich werde weiter machen, visuell und mit CCDKamera, Einzelbeobachtungen und Mehrfachbeobachtungen für die Erstellung von Lichtkurven. Ich hoffe, Sie konnten etwas von meiner Begeisterung über diese neue und faszinierende Sparte der Hobbyastronomie spüren. Sollten Sie ebenso Interesse an diesen hochenergetischen in den Tiefen des Alls befindlichen Objekten gewonnen haben, stellt sich sofort die Frage nach Literatur. Auf eigene Faust suchen ist mühsam. Zur Identifizierung der AGN sind oftmals Aufsuchkarten erforderlich, die sich nicht mehr mit den üblichen Planetariumsprogrammen erstellen lassen, denen der GSC-Katalog zugrunde liegt. Außerdem benötigt man
weitergehende Angaben über die Objekt, z. B. über deren Variabilität: Ein heute im Minimum von 17m befindlicher und damit zweifelsohne unbeobachtbarer Quasar kann kurz darauf im Maximum von 12,5m bereits ganz leicht zu finden sein. Alle dies erfordert vorbereitete und sorgfältig recherchierte Unterlagen, die ich weiter unten zusammengestellt habe. Für den Anfang empfehle ich insbesondere die »Beobachtungsliste für helle Quasare« von Wolfgang Steinicke. Ich wünsche Ihnen eine faszinierende Reise in die Tiefen des Alls.
Hans-Günter Diederich Inselstr. 16
64287 Darmstadt hgddxhgd@aol.com
LESER BEOBACHTEN
Literatur: [1] »Beobachtungsliste für helle
Quasare«, das Quasarbeobachtungsprogramm der VdSFG Deep Sky, von Wolfgang Steinicke [2] »Beobachtung von quasistellaren Objekten«, Ergebnisse des Beobachtungsprogramms »Quasare visuell« der VdSFachgruppe Deep Sky (enthält auch Angaben zum Doppelquasar in UMa / Gravitationslinse und Lichtkurven von W Com) [3] »Katalog heller Quasare und BL Lacertae Objekte« von Wolfgang Steinicke [4] »Quasare für den Achtzöller«, 1. Stufe des gemeinsamen Beobachtungsprogramms »Quasare visuell« der VdS-Fachgruppe Deep-
Sky, Projektleitung Klaus Wenzel [5] »Quasare und BL-Lacertae Objekte visuell beobachtet« von Klaus Wenzel Alle aufgeführten Unterlagen enthalten in reichlichem Umfang das erforderliche Kartenmaterial sowie weitere Hinweise zur Quasarbeobachtung. Ich empfehle für den Einstieg in die Beobachtung heller Quasare [2] und [1].
Weitere Kontaktadressen:
Klaus Wenzel Hamoir Str. 8 63762 Großostheim
Wolfgang Steinicke Gottenheimer Str. 18
79224 Umkirch Steinicke-Streifeneder@t-online.de
89
Arlt, Rainer Friedensstr. 5 14109 Berlin
Baumeister, Dirk Rosenstr. 31 45899 Gelsenkirchen
Berthold, Gerald Dr.-Salvador-Allende-Str. 212 09119 Chemnitz
Binnewies, Stefan Mozartstrasse 44 42549 Velbert
Bode, Hans-Joachim Bartold-Knaust-Str. 8 30459 Hannover
Braune, Werner BAV, Munsterdamm 90 12169 Berlin
Bresseler, Peter , Lüneburg Brinkmann, Bernd
Bochumer Str. 226 44625 Herne Busch, Matthias Gießener Str. 4 64646 Heppenheim Büttner, Dietmar Zeunerstr. 7 09117 Chemnitz Diederich, Hans-Günter, Inselstr. 16 64287 Darmstadt Eberle, Roland Rheinstr. 22 68642 Bürstadt Flach-Wilken, Bernd, Bahnhofstr. 55 56422 Wirges Fuchs, Christian Zeitlarner Str. 29 93197 Zeitlarn Fürst, Dietmar Archenhold-Sternwarte Alt-Treptow 1, 12435 Berlin Gerdicken, Heiner Am Wilkenbach 76 49205 Hasbergen
AUTOREN DIESER AUSGABE
Gludau, Björn, Luisental 33 58509 Lüdenscheid
Guthier, Otto Am Tonwerk 6 64646 Heppenheim
Güths, Torsten Wettertalstr. 5 61231 Bad Nauheim
Hamel, Jürgen Archenhold-Sternwarte Alt-Treptow 1, 12435 Berlin
Hassforther, Bela Ringstr. 27 69115 Heidelberg
Hensel, Michael, Gabrielenstr. 33 13507 Berlin
Hillebrecht, Rudolf A. Heinrichstr. 4 37581 Bad Gandersheim
Hinz, Wolfgang Irkutsker Str. 225 09119 Chemnitz
Kaltenbrunner, Thomas Gamskogelstr. 11 83334 Inzell
Kammerer, Andreas Johann-Gregor-Breuer-Str. 28 76275 Ettlingen
Kandler, Jens Straße der Jugend 26 09430 Drebach
Keller, Philipp Kornweg 9a 93080 Pentling
Kerner, Heinz Gerdehaus 11, 29328 Faßberg
Koppmann, Ralf Wilhelm-von-Jülich Str.21 41179 Möchengladbach
Kräling, Winfried Minksweg 4 35343 Marburg-Schröck
Lamprecht, Jürgen Am Bauernwald 50 90411 Nürnberg
Langenbach, Dirk Goethestr. 6 58089 Hagen
Lehmann, Gerhard Persterstr. 6h 09430 Drebach
Leue, Hans-Joachim Bergstr. 13 27729 Hambergen
Lichtblau, Christoph Lübecker Str. 5 65760 Eschborn
Lüthen, Hartwig Behnstr. 13 22767 Hamburg
Martin, Axel Friedhofstr. 15 45478 Mühlheim
Meiser, Gernot Großstr. 39 66740 Saarlouis
Meyer, Maik Freiberger Str. 39 09623 Frauenstein
Molau, Sirko Ahornstr. 55 52056, Aachen
Murner, Andreas Unterkitzing 3 83254 Breitbrunn
Nitschke, Mirko Louise-Seidler-Str. 27 01217 Dresden
Otto, Silvia Weimarar Str. 18 67165 Waldsee
Passarge, Michael Pollmann, Ernst
Charlottenburger Str. 26C 51370 Leverkusen Quester, Wolfgang Wilhelmstr. 96/13 73730 Esslingen-Zell
Rätz, Manfred und Kerstin Stiller Berg 6 98587 Herges-Hallenberg
Remmert, Elmar Herlsener Weg 1 58769 Nachrodt-Wiblingwerde
Rendtel, Jürgen Seestr. 6 14476 Marquardt
Rendtel, Petra Julius-Ludowieg-Str. 35 21073 Hamburg
Renner, Gerd Riedel, Eberhard
Schubertstr. 7 80336 München Riepe, Peter Alte Ümminger Strasse 24 44892 Bochum Schröter, Bernd Osdtstrasse 17 49324 Melle Sperberg, Ulrich Südbockhorn 59 29410 Salzwedel Stoyan, Ronald Am Hasengarten 11 91074 Herzogenaurach Völkel, Klaus Mittelstr. 1 56237 Sessenbach Völker, Peter Weskammstr. 11 12279 Berlin Wallner, Bernd Auer-v.-Welsbachstr. 22 84489 Burghausen Walther, Gerhart, Dipl.-Ing. Steinstr. 3 64367 Mühltal Wenzel, Klaus Hamoirstr. 8 63762 Großostheim Zimmermann, Wolfgang Dreihornstr. 3a 30659 Hannover
90
LESER BEOBACHTEN
Deep Sky im Mondschein - mehr als ein Versuch...
Lang anhaltende Schlechtwetterperioden können schon massiv an den Nerven zehren, gerade dann, wenn die letzte Astrosession einige Monate zurücklag. So auch im Winter 1998, als die »norddeutsche Waschküche« monatelang jegliche Beobachtungsversuche zunichte machte. Als sich am 10. Januar ein Zwischenhoch einstellte, tagsüber die Wolkendecke aufriß und strahlender Sonnenschein die Gemüter erhellte, war eine wolkenfreie Nacht zu erwarten.
Ein Telefonat mit dem Seewetteramt bestätigte diese Prognose. Der Blick in den Mondphasenkalender ließ zunächst alle Euphorien wie eine Seifenblase zerplatzen, denn wir standen kurz vor Vollmond. Dennoch war ich war hinund hergerissen nach so langer Astroabstinenz. Die Frage »soll ich oder...?« ging mir nicht mehr aus dem Kopf. Astrofotografische Erfahrungen unter Stadtbedingungen mit der allgemeinen Himmelsaufhellung, Streulicht usw. hatte ich ja schon zur genüge gesammelt. Nun kam erschwerend der alles überstrahlende Mond hinzu. Meine Erwartungen waren zwar nicht allzugroß, jedoch ein Versuch wollte ich schon wagen.
Vorbereitungen Gesagt, getan. Als ich gegen 17 Uhr das 10"SCT auf meiner Terrasse aufbaute, war der Mond schon aufgegangen. Es war schon ein besonderes Gefühl, nichts ertasten zu müssen, denn das Mondlicht leuchtete alles gut aus. Eine Dunkeladaption hatte aber keine Chance sich zu entwickeln. Die Grenzgröße lag nach Süden heraus schätzungsweise bei nur 3,4 mag. Unter Normalbedingungen, d. h. Beobachtungen aus der 68.000 Einwohner zählenden Stadt Lüneburg, sind es durchschnittlich 5,2 mag. Das bedeutete für diesen Tag eine drastische Verschlechterung um fast 2 Größenklassen! Um das Seeing abzuschätzen und daraus Rückschlüsse auf die einzusetzende Brennweite abzuleiten, habe ich Sterne mit unterschiedlicher Deklination zentriert. Entlang der südlichen Horizontlinie, welche den Dachfirst eines Mehrfamilienhauses darstellt, betrug das Seeing bescheidene 8 - 10 Bogensekunden. Im Zenit war die Lage hoffnungsvoller. Der Tubus brauchte noch etwas Zeit zum Auskühlen. Zwischenzeitlich habe ich die CCD-Kamera ST-7 samt Flip-Mirror und Fokal Reducer angesetzt. Die Anordnung dieser Komponenten ergab eine Brennweite von ca. 1250 mm. Nach dem Befestigen der Selfmade-Taukappe wurde der Tubus neu ausbalanciert. Besonders in einer solchen Nacht ist eine Taukappe mit ihrer streulichtabweisenden Funktion gar nicht wegzudenken.
CCD-Chips. Nachdem ich den visuellen Fokus schnell ermittelt hatte, wechselte ich zur CCD-Kamera. Nach einer Belichtungszeit von genau einer Sekunde im 9µm High Resolution Mode erschienen mehrere Sternchen, wovon ich einen unter der Verwendung der Steuersoftware der CCD-Kamera als Fokussierkandidat auswählte. Feinkorrekturen am Fokusschräubchen des SCTs kontrollierte ich jeweils mit einer Einzelbelichtung. Als die Intensität der gemessenen Photonen des ausgewählten Sternchens am größten schien, war der Fokus gefunden.
Aufsuchen Tagsüber hatte ich einige Showpieces zusammengetragen, die kompakt genug waren und genügend hohe Flächenhelligkeit besaßen, um dem mondlichtdurchfluteten Nachthimmel entgegenzuwirken. Dabei schienen mir besonders stellare Objekte wie Sternhaufen, Quasare oder auch Planetarische Nebel gut geeignet. Galaxien waren ebenfalls, sofern sie kompakt genug waren und ebenfalls eine hohe Flächenhelligkeit besaßen, erste Wahl. Emissions- oder Reflexionsnebel gehörten allerdings nicht zu den bevorzugten Objekten dieser Nacht. Bei der Objektplanung berücksichtigte ich ebenfalls den Abstand vom Mond zum Objekt. Der sollte zum Aufnahmezeitpunkt möglichst groß sein, um die Lage nicht noch zusätzlich durch direkte Lichteinstahlung zu erschweren oder gar zunichte zu machen. Mit Hilfe der Teilkreise und nach Starhoppermanier habe ich mich an die Objekte herangetastet. Sicher identifizierbar waren die Objekte nicht ansatzweise, bis auf die Offenen Sternhaufen wie M 46 oder M 37. Bei der Positionierung setzte ich zunächst ein 40-mmOkular ein und verringerte die Okularbrennweite, je näher ich an die scheinbare Objekt-
position kam. In der Endphase unterstützten kurzbelichtete Aufnahmen im empfindlichkeitssteigernden 3x3 Binning Mode der CCDKamera den Suchvorgang. Sofern sich das Objekt irgendwo auf den 18x12 Bogenminuten der Chipfläche abzeichnete, mußte es nur noch durch Feinbewegungen in RA und DEC zentriert werden. Der Sucher, ein sonst bewährtes Hilfsmittel bei der Navigation in der Anfangsphase, war nur schwer einsetzbar, da das Mondlicht zu stark blendete. Allenfalls war ein seitlicher Einblick möglich und diente nur der groben Orientierung.
Bildgewinnung und Aufnahmetechnik Wonach sich die Dauer der Belichtungszeit bemißt, ist sehr unterschiedlich und hängt u.a. von objektspezifischen Faktoren wie Flächenhelligkeit, Objekttyp, Kontrastverhalten sowie vom Empfindlichkeitsspektrum und dem Rauschverhalten des CCDs ab. Außerdem sind die lokalen Beobachtungsbedingungen nicht unwesentlich. Eine stadtnahe Lage und die damit verbundete allgemeine Himmelsaufhellung, Streulicht oder lokales Seeing erschweren die Photonenjagd nicht unerheblich - vom müßigen Beobachten im Dunstkreis von Nachbarn mit »Hang zum Lichtfetischismus« ganz zu schweigen. Kleine Versuchsreihen mit unterschiedlichen Belichtungszeiten an den jeweiligen Objekten ließen letztendlich Rückschlüsse auf die Belichtungsdauer zu. Der lichtüberflutete Himmel, der sich in Form eines erhöhten Hintergrundrauschens bemerkbar machte, begrenzte die Belichtungszeit schon bei den ersten Testaufnahmen. Diese dominierende Rauschquelle galt es nun zu minimieren, damit die eigentlichen Objektinformationen deutlich herauskommen und sich klar vom Hintergrundrauschen abheben. Das Signal/Rauschverhältnis (S/R) [1] mußte verbessert werden. Gut bewährt hatten sich auch schon in der Vergangenheit eine Erhöhung der Belichtungszeit sowie die Verwendung des 2x2 Binning Mode [2] der ST-7. Eine Einzelbelichung von 300 Sekunden im 9µm High Resolution Mode lieferte beispielsweise bei NGC 1514 ein recht unbefriedigendes S/R. Da in jener Nacht diese Belichtungszeit einen gewissen Schwellwert darstellte, indem das Hintergrundrauschen schon bei 300 Sekunden eine Aufnahme begrenzte, war das Zeitlimit somit bestimmt. Eine Einzelaufnahme bei der
Fokussieren Nach gut einer Stunde wirkten die Sternchen ruhig, das Gesamtbild erschien aber sehr hell. Die Fokussierung erfolgte zunächst mit Hilfe eines 12-mm-Okulars am Flip-Mirror. Der visuelle Fokus dieses Okulars entspricht ziemlich genau der Brenn- oder Bildebene des
Bild 1: M 105, 10''-SCT f/5, 4 x 300 Sekunden belichtet, high resolution mode, Auflösung 1,5"/pixel, SBIG ST-7
Bild 2: M 77, 10''-SCT f/5, 3 x 300 Sekunden belichtet, high resolution mode, Auflösung 1,5"/pixel, SBIG ST-7
LESER BEOBACHTEN
gesamte Aufnahme wirkt unscharf oder geht sogar ganz im Hintergrund unter. Zusammenfassend läßt sich feststellen, daß nur gut durchbelichtete Rohaufnahmen eine solide Basis für die Deep-Sky-Astrofotografie darstellt.
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Bild 3: M 46 + NGC 2438, 10''-SCT f/5, 4 x 300 Sekunden belichtet, 2x2 binning, Auflösung 3"/pixel, SBIG ST-7
genannten Belichtungszeit reicht auch unter Normalbedingungen bei Deep Sky Objekten um 9 mag bei meiner Gerätekonfiguration und Brennweite kaum aus. Daher bildete bei NGC 1514 sowie bei sämtlichen hier illustrierten Aufnahmen jeweils eine Sequenz von drei bis vier auf dem PC addierten Aufnahmen das fertige Ergebnis. Eine moderat angesetzte unscharfe Maske zur Kontaststeigerung rundete den Bildbearbeitungsprozeß ab. Zur Verbesserung des S/R verwendete ich bei den »lichtschwächeren Kandiaten« den 2x2 Binning Mode der ST-7 mit seiner empfindlichkeitssteigernden und rauschminimierenden Wirkung. Die Aufnahmen wirkten danach weniger »verschnarrt« und merklich »glatter«. Auch der Einsatz von Deep-Sky-Filter oder H-Pass-Filter [3] wäre hier schon interessant. Dabei ist aber mit einer erhöhten Belichtungszeit zu rechnen. Bei der Verwendung breitbandiger Deep-Sky-Filter erhöht
Bild 4: NGC 1514, 10''-SCT f/5, 4 x 300 Sekunden belichtet, 2x2 binning, Auflösung 3"/pixel, SBIG ST-7
sich die Belichtungszeit um den Faktor 2 - 4, bei schmalbandigen Interferenzlinienfiltern sogar um Faktor 10 [4]. Und das muß erst einmal belichtet werden! Da sind natürlich lichtstarke Optiken gefragt. Sind die Objektinformationen im Rohbild aufgrund zu kurz angesetzter Belichtungszeiten schwach ausgeprägt, bzw. liegt das Signal des Objektes nur knapp über dem des Hintergrundes, sind aus astrofotografischer Sicht kaum zufriedenstellende Ergebnisse zu erzielen - auch nicht mit rauschminimierenden Filterroutinen am PC. Liegt ein solches Rohmaterial zugrunde, lassen sich zwar mit Hilfe von Median- oder Low Pass Filter die hochfrequenten Rauschanteile glätten, jedoch geschieht dies auf Kosten der Auflösung. Alles in allem kein erstrebenswertes Ziel. Die so bearbeiteten Aufnahmen wirken dadurch zwar weniger verrauscht, jedoch werden feine Strukturen verwischt, die
Fazit Zeitweilig durchziehende Schleierwolken ließen zwar einen schönen Halo um den Mond entstehen, hielten mich aber von weiteren Beobachtungen ab. Im Nachhinein bin ich sehr froh, den Versuch gestartet zu haben, denn bei den hiesigen Wetterverhältnissen und der knappen Freizeit bieten sich nicht häufig entsprechende Möglichkeiten. Das Erstellen von Deep-Sky-Aufnahmen unter solchen urbanen Bedingungen ist schon eine kleine Herausforderung, der man aber mit ein bißchen Geschick und unter Beachtung einiger Sachverhalte gut begegnen kann.
Peter Bresseler, VdS-Fachgruppe Astrofotografie pbresseler@t-online.de
http://home.t-online.de/home/pbesseler
Literatur [1] Zwei Jahre danach, P.Riepe, H.Tomsik,
S.Binnewies; interstellarum 10, S. 54 ff. [2] Der abendliche Sternhimmel zum Jahre-
sende, P.Bresseler; Sternkieker 1/1998 S. 42 [3] Kosmische Kleinteile, B.Flach-Wilken; SuW Special: Schöpfung ohne Ende, S. 74 [4] Astrofotografie, B.Koch (Hrsg.); Film und Filter richtig kombinieren, S. 231
Meine Nachführkamera
Was mich dazu bewogen hat, eine CCD Nachführkamera zu kaufen, waren Belichtungszeiten von 70 Minuten. Um eine gute Nacht sinnvoll auszunutzen, habe ich immer mindestens vier Aufnahmen gemacht. Anfangs fand ich, daß das Nachführen irgendwas Besonderes hat, eine meditative Einstellung zum Leitstern oder so.
Aber nach einem Jahr, als mich Nachführokulare bereits im Traum verfolgten, war die Zeit
reif für die Wunderkamera. Die erste Nacht habe ich damit verbracht, den genauen Fokus zu finden. Was damit endete, daß ich die Kamera zum ersten Mal wieder zusammenkleben mußte, weil
sie an die Wand geflogen ist... Da auf einmal - ich hatte ihn! Gleich den Stellring richtig festgezogen. Natürlich habe ich mich ausreichend informiert, wie man die Kamera richtig einzustellen hat.
Die Belichtungszeit sollte 2 oder 3 Sekunden sein, dann geht sie am besten. Und der Helligkeitswert so um die 15 herum. Der Faint-Modus sollte nicht bei BoostFaktor 4 eingesetzt werden. Und das mit SA, da weiß kein Mensch, ob das überhaupt was bringen soll. Der Rest
ist klar. So, dann mal los, und siehe da: sie ging. Und wenn sie geht, dann kann man Auflösungen erreichen, die mit manueller Nachführung nicht zu machen sind. Also was für viel Brennweite und lange Belichtungszeiten. In einer Supernacht hatte ich einen maximalen Fehler von 1 bei 1500mm Brennweite. Klar, das gibt die Aufnahme des Jahres! Ich schwebte bereits vor lauter Glück in der Sternwarte, als plötzlich nach bereits 50 Minuten Belichtungszeit - na, was macht sie denn, wo will sie hin - die Kamera den Nachführstern verloren hat. Das hatte zur Folge, daß ich alle Kabel wieder reinlöten mußte... Ich sehnte mich wieder nach der guten alten Zeit, mit dem schönen Nachführokular. Aber nein, so leicht gibt man nicht auf - der Preis ist heiß!
Roland Eberle
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Die Sonnenfinsternis vom 11. August 1999
Jeder von uns hat sie anders erlebt, die Jahrhundertfinsternis. Die nächsten drei Seiten sowie der Farbteil ab Seite 110 spiegeln die ganze Bandbreite der Eindrücke wieder - von der Regenfinsternis bis zur gelungenen Astrofoto-Exkursion. Wir haben leider nicht alle Einsendungen berücksichtigen können, aber es gibt ja noch das VdS-Journal 2000...
Wet dreams... Es gibt einen Termin, den hatte ich seit gut 30 Jahren unwiderruflich im Kopf gespeichert: Die totale Sonnenfinsternis am 11.8.99 in Süddeutschland. Als ich das erste Mal von diesem Himmelsereignis der Sonderklasse in »Sterne und Weltraum« las, frästen sich mir die Worte des Autors wie ein biblische Prophezeihung ins Gedächtnis: »...es wird an diesem Tage sicherlich zu einer bedeutenden Verschiebung der Bevölkerungdichte in Deutschland kommen...«. Daß der Autor mit diesem Satz mehr recht hatte als alle Weltuntergangspropheten zusammen, haben wohl alle, die sich am Nachmittag des 11.8.99 auf den Autobahnheimweg machten, am eigenen Stausein erfahren. Für mich gab es in der Vorbereitungsphase eigentlich immer nur einen Beobachtungszielort: Wohnt nun schon zufällig ein Teil der lieben Verwandtschaft in Saarbrücken, welches nahe der Zentrallinie der Totalität liegt, so wäre es doch im Rahmen eines Kurzbesuchs ideal, am Vorabend anzureisen (200km Entfernung) und am Tage des Ereignisses morgens in aller Ruhe in Frankreich rund 10km »hinter« der Grenze ein Beobachtungplätzchen zu suchen, welches auf der 100%Linie liegen sollte - wäre da nicht die Wetterstatistik gewesen, welche für Mitte August nur eine Sonnenscheinwahrscheinlichkeit von 30-60% prognostizierte. Ostungarn oder Rumänien wären sicherer gewesen, steigt doch hier die Sonnenwahrscheinlichkeit gegen Mittag im August auf Werte bis zu 99% an! Aber nun hatten wir in Deutschland schon einmal so ein tolles Himmelsereignis zu bewundern, und so wurde auch nie groß daran gezweifelt, daß das Wetter gut werden würde. Bereits 4 Tage vor dem Ereignis prognostizierte der Deutsche Wetterdienst (DWD) aufa seiner Internet-Seite für den Westen der Republik die größten Chancen, die Totalität der Finsternis ungestört beobachten zu können. War der Zugriff auf die Internetvorhersage bis zu 2 Tagen vor dem 11.08.99 noch ohne Wartezeiten möglich, so stieg diese am 10.8.99 auf etwa 30 Versuche in einer Stunde an, bis ich endlich eine Zugriffslücke erwischte. Ich fühle es noch genau, wie nach dem Lesen des kurzen Wettertextes meine Stimmung sich der positiven 100%-Grenze näherte: Das Saarland, neben einigen Gebieten in Baden, sollte die Landesregion sein, welche vom Eclipsegott mit dem schönsten Wetter gesegnet werden würde. War das eine Genugtuung: Endlich einmal hoch gepokert und zu diesem Zeitpunkt fast auch gewonnen. Meine 20kg-Reisemontierung mit dem alten Lichtenknecker AK125/1300mm-Refraktor sowie diversen Kameras mit Winder und Fuji Velvia flogen am Abend vor dem Ereignis mit 140 km/h Autobahnschnitt nach Saar-
Der einzige Blick auf das Himmelsschauspiel gegen 11:42 MESZ - ein schönes Erinnerungsphoto der partiellen Phase. brücken, ebenso meine Familie als Begleitung. Die Begrüßung in Saarbrücken war freudig erregt ob des anstehenden großen Schauspiels, welches sich am nächsten Morgen ereignen sollte. Bei einem guten französischen Rotwein war auf der Frankreich-Wanderkarte schnell ein Ort ausgemacht, an welchem ideale Sicht und hoffentlich auch gute Wetterbedingungen herrschen sollten. Trotz Vin Rouge folgte eine schlaflose Nacht mit vielversprechendem Himmel. Immer wieder größere Wolkenlücken mit durchscheinenden Sternen gaben den DWD-Prognosen recht. Es sollte tätsächlich alles »hinhauen«, wenn es nicht noch einen Riesenstau Richtung Frankreich am nächsten Morgen geben sollte, denn wir wollten eben genau auf die 100%-Linie mitten drauf, und wer weiß, wieviele andere das auch wollten? Schmeckten die ersten französichen Croissants des Frühstücks noch großartig (Danke liebe Schwägerin - fast das Beste am Saarland!), so schwand
»Homo spectaculis eclipensis locus gallico borealis«, hier in seinem typischen Tarnkleid.
der Appetit beim Beobachten des Wolkenaufzugs doch recht schnell und trotz der immer noch optimistischen Wetterprognosen im Rundfunk, welcher auch nur DAS Thema behandelte, schwante mir bereits genau das, was leider auch eintrat. Gelang die Fahrt zum Beobachtungsplatz in der Nähe von Cadenbronn noch ohne Störungen, so war der Himmel inzwischen voll davon: Hell- bis Dunkelgrau schoben sich mehrere Wolkenschichten übereinander her. Während Richtung Norden Aufhellungen zu erkennen waren, beschloß ich, das Schicksal herauszufordern und zu bleiben. Im Timing lag ich zunächst gar nicht so daneben. Während ich mein Instrument aufbaute, zog die Wolkenlücke auch tatsächlich nach Frankreich hinein. Die Stimmung stieg, die ersten Bilder der partiellen Phase waren im Kasten. Aus der großen Serie konnte zwar nichts mehr werden, aber ich hatte als Hauptziel ja sowieso die Totalität anvisiert. Ich bekomme noch beim Schreiben dieser Zeilen Befindlichkeitsstörungen, denke ich an die Minuten gegen 12:20h MESZ zurück, kurz vor dem 2. Kontakt. Von allen Seiten her zogen dicke Regenwolken auf und tatsächlich geschah es: Gerade als die Mondscheibe den Lichtdimmer betätigte, öffneten sich die Himmelschleusen und ein Finsterniserlebnis der besonders feuchten Art beeindruckte alle Anwesenden. Es war schon grandios, wie aus dem Regengrau des Himmels Finsternisgrau wurde. Schweigen rundherum, gespenstische Stille, bis auf das gleichmäßige Regentropfen. Unten im Tal sah man PKWs mit Licht fahren und selbst einige Silvesterraketen in entfernteren Dörfern störten die Andacht kaum. Der ganze SoFi-Spuk war nach 2 Minuten vorbei. Der Wetterspuk allerdings hielt sich noch eine ganze Stunde. Triefnass habe ich meine Ausrüstung eingepackt, denn der Himmel blieb hoffnungslos bewölkt. Ein Warten auf den Mondaustritt schien und war zwecklos. Tief beeindruckt und gleichzeitig total gefrustet, nun 30 Jahre umsonst gewartet zu haben, fing bereits auf der Saarbrücker Stadtautobahn der allen Lesern bekannte SoFiStau an. Und dann das: Der ortansässige Dudelfunk hatte tatsächlich Menschen ans Mikrofon geholt, welche in Saarlouis und Merzig keine 25km Luftlinie von uns entfernt, die Finsternis beobachtet hatten. Die Schilderungen waren beeindruckend und mitreissend, aber für mich ein mächtiger Schlag ins Kontor: Wieso hatten diese Menschen, die zufällig am Rande der Totalitätszone wohnten, soviel Glück? Wieso hatte der Wettergott nicht mit einem armen Amateurastronom, welcher seit 30 Jahren dem Ereignis entgegenfieberte, ein Einsehen gehabt? Die »Folter« setzte sich fort. Alle 30 Minuten wurden neue SoFi-Zeugen vors Mikrofon gezerrt, welche überschwenglich vom Erleb-
ten berichteten: Ein Staugenuss der besonderen Güte. Noch heute bekomme ich keine Ruhe, denke ich im Frust daran zurück. Trostreich für mich ist nur, daß viele Astrofreunde ebenso Pech hatten. Einige allerdings hatten auch Wetterglück - für die freue ich mich wirklich, es muß grandios gewesen sein! Was bleibt: Leider sehr wenig, nur die Erkenntnis, daß man sich auf den DWD nicht verlassen sollte. Leider ist die Metereologie noch immer eine schwarze Kunst und je mehr darin investiert wird, desto weniger Exaktes scheint dabei heraus zu kommen. Die nächste totale Sonnenfinsternis in Deutschland im Jahre 2081 werde ich auch bei deutlichen Erfolgen der Gerontologie nicht mehr erleben dürfen, insofern kann ich aus den Mißerfolgen keine Schlüsse ziehen. So what? Aus den Erlebnisschilderungen anderer, welche ebenfalls nichts als »wet dreams« hatten, kristallisiert eine Erkenntnis heraus, welche inzwischen zum Leitspruch der ganzen »Szene« geworden ist: CU in Harare in 2001. Ich werde dabei sein!
Bernd Flach-Wilken
Kirchheim goes Ungarn Ein achtköpfiges Expeditionsteam der Sternwarte Kirchheim reiste nach Ungarn, um die totale Sonnenfinsternis unter besseren Bedingungen beobachten zu können. Immerhin war die Schönwetter-Wahrscheinlichkeit 5% höher als in Süddeutschland. Tatsächlich hatten wir Glück und konnten das Ereignis bei klarem Himmel beobachten. Die gesamte Sonnenfinsternis vom 1. bis zum 4. Kontakt wurde mit einer Praktica VLC2 mit 500er Teleobjektiv auf Diafilm aufgenommen. Außerdem verfolgten wir den Verlauf per Videokamera. Mit zwei unterschiedlichen Meßeinrichtungen erfolgten Helligkeitsmessungen: Anfangs wurde die Helligkeit auf einem digitalen Belichtungsmesser in Lux abgelesen, bei größerem Bedeckungsgrad der Sonne und stark sinkender Helligkeit zeichnete ein Laptop automatisch eine Helligkeitskurve mit Hilfe eines selbstgebauten Meßkopfes auf. Als der Mond von der Sonne nur noch eine schmale Sichel übrig ließ, sank die Temperatur erheblich. Auf einem weißen Tuch sichteten wir fliegende Schatten: flimmernde Zebrastreifen, ca. 6 cm breit. Der Kontrast war allerdings so gering, daß die fliegenden Schatten auf keinem Film verewigt werden konnten - nur in unserer Erinnerung sind sie gespeichert. Um 12h 49min 16s war es soweit: Der Mond bedeckte die Sonne total! Nachdem kurz Diamantring- und Perlschnurphänomen sichtbar waren (und sogar Protuberanzen mit bloßem Auge!), leuchtete die Sonnenkorona auf! Und inmitten ein tiefschwarzes »Loch«. Der Horizont zeigte sich ringsum hell, als wäre da gerade die Sonne untergegangen, nur über uns war es dunkel wie in der späten Dämmerung - und wir sahen die Venus und einige Sterne. Leider waren die zwei Minuten viel zu schnell vorbei - schon brach das Sonnenlicht am Mondrand hervor und überflutete die Landschaft (12h 51min 21s oder 57s). Wir
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500mm Teleobjektiv, 1s auf 100ASA Diafilm. Aufnahme: Kerstin Rätz
sahen nochmals fliegende Schatten. Immer noch herrschte der bläuliche zwielichtige fahle Schein, doch es wurde sehr schnell wärmer - die Filter schützten wieder die Objektive und die Spezialbrillen die Augen. Auf dem Laptop zeigte sich eine Super-Helligkeitskurve, und wir fotografierten und filmten bis zum Ende der Finsternis.
Manfred, Kerstin, Stefanie und Carolin Rätz Gerd, Edith, Jens und Ines Renner
Die Jagd nach dem Wolkenloch Als Beobachtungsplatz hatte Ernst eine Wiese südlich von Climbach ausgesucht. Von dort hatte man einen schönen Blick Richtung Westen, so daß man den herannahenden Mondschatten hätte sehen könnte. Einige Wolkenlöcher stimmten uns optimistisch, aber die Wolkendecke wurde dichter. Per Handy informierten wir uns über den Himmel in der Umgebung, so erfuhren wir dann aus der Rheinebene von großen Wolkenlöchern. In Anbetracht der Wolken an unserem Standort entschlossen wir uns, Richtung Rheinebene zu fahren. Also alles ins Auto laden und los ging die Fahrt. Es herrschte eine eigenartige Stimmung, die Orte schienen wie leer gefegt. Nach ca. 20 min flotter Fahrt durch mehrere Orte hielten wir am Feldrand. Die Sonnen stand in mitten eines Wolkenloches. Guter Dinge packte ich wieder den Refraktor aus, stellte die Sonne ein. Die Sonne war bereits eine schmale Sichel. Nach 10 Minuten zogen wieder bedrohlich dunkle Wolken in unsere Richtung. Die Entscheidung war schnell getroffen, also wieder alles ins Auto laden. Diesmal ging die Fahrt in Richtung Wolkenloch. Nach 10 min Verfolgungsfahrt hielten wir wenige Minuten vor der Totalität an einer Kreuzung. Die Sonne
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Die Lücke naht... Foto: Silvia Otto
stand wieder in der Mitte eines Wolkenloches und 2 kleine Wolkenlöcher schienen sich in die richtige Richtung zu bewegen. Schlagartig wurde es dunkler. Man konnte das letzte Licht der Sonne gedämpft durch die dünnen Wolken und gleichzeitig die Korona sehen. Dann war das letzte Licht verschwunden. Die Korona wurde sichtbar. Die Landschaft erschien in einer eigenartigen Stimmung. Mit dem Feldstecher konnte man die Protuberanzen sehen, so viele Protuberanzen hatte ich bisher noch nie bei einer Finsternis gesehen. Aufgrund der Wolken hatte ich den Eindruck, die dunkelste Finsternis zu erleben. Plötzlich tauchte die Chromosphäre auf. Erste Sonnenstrahl tauchte auf und schlagartig wurde es wieder hell. Wir konnten es kaum fassen, welches Glück wir hatten diese Finsternis erlebt zu haben. Wenige Minuten nach der Totalität fing es an zu regnen, aber das störte uns wenig. Auf dem Heimweg quälten wir uns durch den wahrscheinlich längsten Stau, den die Südpfalz je erlebt hatte.
Silvia Otto
Die Finsternis im Chiemgau Am Vorabend der Finsternis keimte in unserer Arbeitsgruppe Hoffnung auf: Ein leichter Föhnwind hatte den Himmel saubergefegt und er strahlte jetzt in einem tiefen, dunklen Blau. Der nächste Morgen begann wieder stark bewölkt, dennoch ließ sich die Sonne während der Anfahrt zum Beobachtungsort zweimal blicken - ein gutes Omen. Die ersten drei Stunden vor Ort verbrachten wir mit Aufbau und Ausrichtung unserer Teleskope, Fotoapparate und Computer, die wir für Helligkeits- und Temperaturmessungen einsetzen wollten. Es begann wenig glücklich für uns: Der erste Kontakt blieb noch von Wolken verhüllt. Dafür waren wir drei Minuten später um mehr begeistert, als eine Wolkenlücke den ersten Blick auf die »angeknabberte« Sonne freigab. Wir berieten über die richtigen Belichtungszeiten, als um Viertel vor Zwölf die ersten Sonnenflecken bedeckt wurden, stieg die Stimmung. Aber dann kam, was kommen musste: etwa eine viertel Stunde vor Beginn der Totalität zogen die ersten Wolken vor die Sonne, gaben sie aber erfreulicherweise immer wieder für einige Blicke frei. Als die Sonnenstrahlen wieder einmal durch eine Wolkenlücke fielen, begann das große Staunen. Deutlich fahler
geworden war das Licht, die Umgebung erschien nur noch in Grautönen. Offene Münder bescherten uns die Schatten: In den Schattenrissen konnten wir die eigenen Haare sehen. Kurz darauf ein Aufschrei: »Venus! Da oben ist die Venus!«. Wir hatten doch tatsächlich das Glück, mittags um halb Eins durch eine Wolkenlücke den hell strahlenden Abendstern zu sehen, der für diesen einen Tag auch noch zum Mittagsstern geworden war. Kurz vor der Perschnur wurde die gesamte Umgebung wurde in ein nahezu übernatürliches Licht getaucht: ein fahles, aber gleichzeitig intensives und mildes Gelb- bis Ockerbraun. Es umhüllte uns ähnlich einem Staubsturm in der Wüste, doch war da kein Wind, keine harten Staubkörner, die um uns peitschten. Völlige Stille. Festliche, ruhige Stimmung. Vollkommene Ausgeglichenheit erfüllte uns. Andächtiges Staunen. Wie ein Traum. Uns stockt der Atem. Wir standen da und konnten nur Staunen, die Glieder wie gelähmt, aber vollkommen entspannt. Das Licht ebbte langsam ab, die Perlschnur erschien. Wir entfernten wie im Trance die Folienfilter und begannen mit zittrigen Händen, das Einstudiertes zu vollführen: Film durchziehen, Durchschauen, Abdrücken, Film durchziehen, Durchschauen... Den Diamantring konnten wir leider nicht erhaschen, die brillante Perlschnur mündete scheinbar übergangslos in die Totalität. Aber was offenbarte sich uns dann für eine Pracht, dieses Rot der Chromosphäre. So glänzend, so stark, so durchdringend, fast wie ein Rubin, nur noch strahlender und noch intensiver. Mindestens ebenso ergriffen waren wir von den vielen Flammenzungen am Sonnenrand. Eine Gaseruption schwebte bereits völlig losgelöst und blutrot über dem Mondrand. Auch die zarte innere Korona, die wir noch kurz erblicken konnten, war von einer Vitalität, wie wir sie uns nicht einmal in den kühnsten Träumen vorgestellt haben. Die erstaunliche Lebendigkeit des weißlich schimmernden Strahlenkranzes wurde durch einen dünnen Schleier aus Cirren noch verstärkt. Plötzlich, nach nur wenigen SekundenTotalität, zog eine dichtere Wolkenbank vor die Sonne und verwehrte uns weitere Blicke auf das wunderbare Naturschauspiel. In den nun rasend schnell dahineilenden zwei Minuten fiel ein Ausspruch, der uns alle Teil einer großen Gemeinschaft werden ließ: »Wieviel' Millionen Menschen werden da jetzt wohl raufschau'n?«. Im selben Augenblick sahen wir, wie am anderen Ende der Stadt ein kleines Feuerwerk den Himmel verzierte. In diesem wolkigen Moment wirkten die rötlich glitzernden Funken wie Balsam auf unsere
Seelen. Ein Blick in die Umgebung und auf die nahen Alpen verzauberte uns besonders: einige Bergspitzen lagen außerhalb der totalen Verfinsterung und leuchteten in einem intensiven Gelbton. Als der leichte Wind ein begeistertes Kreischen von der nahen Stadt herübertrug wussten wir: 3.Kontakt! Kurz darauf zog auch uns das Perlschnurphänomen wieder in seinen Bann, welches durch eine dünnere Wolke bewundert werden konnte. Gleich darauf umhüllte uns nochmals ein ähnlich intensives gelblich-braunes Licht, begleitet von dieser wundervollen ruhigen, fast mystischen Stimmung. Drei Minuten nach der Totalität fiel uns erst die vorangegangene Stille auf, denn jetzt begannen die ersten Vögel wieder zu zwitschern, noch leicht erregt, aber die Erleichterung war doch merklich zu spüren. Wir bannten auf Film, wie der Mond die Sonne hinter einem leichten Schleier wieder freizugeben begann, bevor sich um 1 Uhr dann doch noch die Wolken entluden. Hektisch wurden Optik und Computer ins Trockene gebracht. An den darauffolgenden Tagen wurden die Meßdaten ausgewertet. Zur Gewinnung dieser Daten dienten zwei selbstgebaute Temperatur- bzw. Helligkeitssensoren. Anhand der 661 Einzelmessungen konnte ein Absinken der Temperatur um insgesamt 6,90K von 24,88 Grad C auf 17,98 Grad C festgestellt werden. Auch beim Helligkeitsverlauf wurde während der partiellen Phase eine deutliche Übereinstimmung mit den theoretisch berechneten Werten erzielt. Nicht zu vermeiden waren Störungen der Kurve durch vorbeiziehende Wolken, die sich deutlicher als beim trägeren Temperaturverlauf gestalten. Gemessen wurde von uns ein Abfall auf 1/14.500; vernachlässigt man die Schleierwolken, so ergibt sich daraus eine Koronahelligkeit von rund -16,5mag. Vermessungen der Protuberanzen an Fotografien bestätigten den gewaltigen Sonnenabstand des freischwebenden Ausbruchs: mindestens 70.000km - das sind über zwanzig Vollmonddurchmesser! Als abschließendes Wort bleibt uns nur noch zu sagen: Spanien 2005, wir kommen! Mein besonderer Dank gilt Andreas Holzner für die Besorgung der Sensor-Baupläne sowie Herrn Dr. Hechenbichler, der immer für unseren Arbeitskreis zur Stelle war, wenn wir in gebraucht haben.
Thomas Kaltenbrunner
Temperatur- und Helligkeitskurven, gemessen in Traunstein.
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NGC 3372, der Nebel um den Stern Carinae
Peter Riepe, Ronald Stoyan, Stefan Binnewies
Jenseits des Skorpions gibt es in der südlichen Milchstraße einige markante Objekte, die das Zurechtfinden mit dem bloßen Auge erleichtern. Unverwechselbar ist das helle Sternenpaar Alpha und Beta Centauri, zwischen ihnen und dem Skorpionschwanz entdeckt man die helle Norma-Milchstraßenwolke. Alpha und Beta Centauri weisen in etwa doppelter Verlängerung auf die Spitze vom Kreuz des Südens. An dessen südöstlicher Flanke liegt der »Kohlensack«, eine auffallende Dunkelwolke. Ergänzt man die Verbindungslinie zwischen Alpha Centauri und dem Kreuz des Südens zu einem Dreieck nach Norden, so entdeckt man mühelos einen nebligen Fleck - den großen Kugelsternhaufen Omega Centauri, der im Feldstecher an die Koma eines hellen Kometen erinnert. Bei einfacher Verlängerung der Strecke Alpha Centauri - Kreuz des Südens nach Westen kommt schließlich ein Objekt in Sicht, das zweifelsohne zu den imposantesten des gesamten Himmels zählt: der Nebel NGC 3372, eine HII-Region um den Stern Carinae. Dieses helle Objekt mit seinem Alter von einigen Millionen Jahren befindet sich inmitten des Carina-Arms unserer Galaxis, die Distanz beträgt etwa 8000 Lichtjahre [1,2]. Da der scheinbare Durchmesser nach unseren Fotografien bis in die schwächsten Ausläufer 2,8 Grad erreicht (Abb. 6), ergibt sich ein wahrer Durchmesser von etwa 390 Lichtjahren. Somit ist der Carina-Nebel etwa zehnmal so groß wie der Orionnebel, der es nur auf ca. 40 Lichtjahre bringt [3].
Carinae selbst - und die besonders mit einem Schmalbandfilter weit nach außen verfolgbaren schwachen Filamente. Die innerste, hellste Region ist unglaublich kleinkammerig von Dunkelflecken und hellen Streifen gezeichnet. Dort befindet sich der aus zwei Dunkelkammern gebildete berühmte Schlüssellochnebel, über den nachher noch die Rede sein soll. Die beiliegende Zeichnung, entstanden in drei Nächten Beobachtungszeit mit einem Celestron 11 von Namibia aus, zeigt den schier unfaßbaren Detailreichtum des Nebels (Abb. 1).
Die Innereien Auf der CCD-Aufnahme (Abb. 2) kann man sehr gut erkennen, daß der 6,2 mag helle Stern Carinae etwa 2´ östlich des Schlüssellochnebels liegt. Visuelle Beobachtungen bei starker Vergrößerung zeigen, daß dieser Stern in ein ziemlich kleines, helles und tiefrotes Nebelchen eingebettet ist. Es erhielt aufgrund seines humanoiden Aussehens den Namen »Homunculus« (Abb.3). Unsere Fotografien liefern für dieses Nebelchen einen scheinba-
Der visuelle Eindruck Schon in einem kleinen Fernrohr oder Großfeldstecher bietet der Nebel einen atemberaubenden Anblick. Auf einem reichen Sternfeld leuchten auf 1,5 Grad Durchmesser schwache und helle Nebelmassen, gegliedert von Dunkelwolken und gekrönt von brillianten Sternhaufen. Zwar ist die Flächenhelligkeit nicht so groß wie beim Orionnebel, aber das überzogene Areal ist dreimal so groß und die Detailfülle ist unbeschreiblich. Mit einem großen Fernrohr bietet die Umgebung von Carinae die großartigste Nebellandschaft des Himmels. Sie gliedert sich in zwei große Teile, die durch von Nordwesten und Osten eingreifende Dunkelwolken getrennt werden. Der nördliche, V-förmige Teil ist heller und enthält an seinem Südende den Stern Carinae. Der andere Teil rahmt den hellen Part südlich ein und besteht aus eng gegliederten Gebieten, die durch weite Nebelfilamente verbunden sind. Beeindruckend sind vor allem die gut begrenzte Westküste des »Nebelkontinents« nordwestlich von (siehe auch Abb. 5), die vier hellen Sternhaufen - besonders der dichte und schöne um
ren Durchmesser von 16". Bereits vor etwa 30 Jahren wurde der Homunculus als ein bipolarer Nebel interpretiert, bei dem die Materie aus der Äquatorebene des Zentralsterns herausströmt. Die bipolare Natur wurde durch die Untersuchungen mit der Weitwinkelkamera des Hubble Space Telescope bestätigt, jedoch hat sich das physikalische Bild erweitert. Zwei sphärische Gasblasen bilden die Form einer Erdnuß [4,5], aus der Mitte schießen senkrecht dazu zwei Jets hervor. Erdgebundene Spektraluntersuchungen ergaben, daß die Gasblasen in der Polarachse des Nebels liegen. Die südöstliche Blase dehnt sich in unsere Richtung aus, während sich die nordwestliche
Abb. 1: Der Innenbereich von NGC 3372, gezeichnet von Ronald C. Stoyan in drei
Nächten Beobachtungszeit an einem Celestron 11 von der Farm Tivoli aus.
Abb. 2: Die zentralen Gebiete von NGC 3372 mit dem Schlüssellochnebel, aufgenommen von B. Koch und S. Binnewies am Celestron 14. Bei f = 2300 mm (2x2-Binning) wurde 15 min mit einer CCD-Kamera ST-8 belichtet.
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Abb. 3: Der 16" messende Homunculus-Nebel hüllt Carinae ein. Eine Zeichnung von R. C. Stoyan mit einem Celestron 14 bei 380-facher Vergrößerung. Die Beobachtung geschah noch während der hellen Dämmerung.
Carinae entzog sich dem Anblick durch das bloße Auge. Um die Jahrhundertwende betrug die scheinbare Helligkeit nur noch 8 Größenklassen. Heute stellen die Astronomen wieder ein sachtes Ansteigen der Lichtkurve fest [1].
Abb. 4: Aus Abb. 2 und 3 wurde die Schlüsselloch-Region zum Vergleich herausvergrößert. Es zeigt sich, daß bei der visuellen Beobachtung die Hell-Dunkel-Kontraste so groß empfunden werden, daß die Dunkelwolken dem Auge relativ zur Umgebung schwärzer erscheinen als der CCD-Kamera. Ähnliche visuell-fotografischen Unterschiede sind von der Beobachtung des »südlichen Kohlensacks« bekannt.Zeichnung von R. C. Stoyan mit einem Celestron 14 bei 380facher Vergrößerung. Die Beobachtung geschah noch während der hellen Dämmerung.
von uns wegbewegt [5,6]. Die physikalische Natur der äquatorialen Jets ist noch weitgehend ungeklärt.
Carinae als Variabler Der unregelmäßige Veränderliche Carinae hat eine bewegte Vergangenheit hinter sich. Als einer der ersten beobachtete ihn Edmund Halley, 1677 schätzte er die scheinbare Helligkeit zu 4 Größenklassen ab. In den folgenden Jahren wurde der Stern langsam heller. Gegen 1730 war immerhin schon die 2. Größe erreicht, die danach bis gegen 1780 wieder auf 4 mag zurückging. Auch die folgenden 35 Jahre waren durch ein stetes Auf und Ab gekennzeichnet. Dann jedoch nahm die Helligkeit ab 1815 kräftig zu. Um 1820 wurde die zweite Größenklasse überschritten, 1827 brachte sogar ein Maximum von 1 mag. Bei weiter variablem Helligkeitsanstieg wurde 1843 der Glanzpunkt erreicht. In einem heftigen Ausbruch mauserte sich Carinae mit 0.8 mag zum zweithellsten Stern nach Sirius (-1.4 mag), eigentlich hätte er damals durchaus in » Carinae« umbenannt werden können, denn sogar der hellste Stern der Carina, Canopus, wurde mit seinen -0.7 mag leicht überflügelt.Aber schon nach kurzer Zeit begann die Helligkeit rapide abzufallen,
Im Maximum Zur Zeit des größten Glanzes wurde Carinae intensiv von einem der Pioniere der Südhimmelerkundung beobachtet: Sir John Herschel hatte sich in der Nähe von Kapstadt in Südafrika ein Observatorium erbaut. Herschel, unter anderem durch seine Doppelsternbeobachungen weltweit bekannt, dokumentierte Carinae und die unmittelbare Nebelumgebung in einer 1847 veröffentlichten Zeichnung. Man bedenke, daß die Fotografie damals gerade in den Kinderschuhen steckte. Die fotografische Aufzeichnung des Nebels wäre wegen der Unempfindlichkeit damaliger Materialien schlichtweg blanke Illusion geblieben. Beim Vergleich von Herschels Zeichnung [2] mit aktuellen visuellen Beobachtungen stellt man mit Überraschung fest, daß der Schlüssellochnebel zur Zeit des Aufleuchtens von Carinae merklich anders aussah als heutzutage: Die östliche Flanke der Dunkelwolke und die Schlüsselloch-Südseite hoben sich damals von einem sehr hellen Untergrund ab. Offenbar haben sich mit dem drastischen Absinken der Sternhelligkeit auch die Beleuchtungsverhältnisse für den Nebel enorm verändert. Die ursächlichen Zusammenhänge liegen auf der Hand: Als Carinae in der leuchtstarken Eruption von 1843 Teile seiner Materie fortschleuderte, wurde das besagte Nebelgebiet intensiv angestrahlt. Die den Stern umgebenden expandierenden Gase kühlten aber schnell ab und wurden dabei undurchsichtiger. Diese dunkle Materie ist es, die bis heute verhindert, daß Carinae den damals beobachteten hell begrenzten Süd- und Ostrand des Schlüssellochnebels beleuchten kann. Beobachtungen dieser einzigartigen Region auch in vergleichender Form wie in Abb. 4 sind mit Blick auf weitere Entwicklungen von großem Interesse.
Der Ausbruch von 1843 Vollziehen wir nun in Gedanken den Ausbruch von 1843 noch einmal nach, wobei ein Taschenrechner gute Dienste leistet. Unter der Annahme einer Expansionsgeschwindigkeit von konstant 700 km/s [2] ergibt sich, daß die ausgestoßene Materiewolke heute, nach 156 Jahren, einen Radius von ungefähr 3,4 · 1012 km besitzt, was einem Durchmesser von rund 0,72 Lichtjahren gleichkommt. Bei einer Entfernung von ca. 8000 Lichtjahren entspräche dieser Wert einem scheinbaren Durchmesser von etwa 18" Bogensekunden, was gut mit unseren Beobachtungen von 16" übereinstimmt. Der Homunculus ist somit das eindeutige Überbleibsel des Ausbruchs von 1843. Tiefe Aufnahmen zeigen, daß der Homunculus eingebettet ist in einen schwächeren Nebel, der aufgrund seiner ausgefransten Erscheinung ein Rest einer noch früheren Eruption von Carinae sein könnte [2]. Bei
Abb. 5: Innerer Bereich des Nebels, fokal aufgenommen mit einem Celestron 14 von S.
Binnewies. Die Belichtungszeit betrug 45 min auf hypersensibilisiertem Fujicolor G 800.
einem scheinbaren Durchmesser von 40" käme man auf ein Alter von etwa 385 Jahren - vorausgesetzt, die Expansion hätte die gleiche Geschwindigkeit wie bei der Entstehung des Homunculus gehabt. Der Moment des Ausbruchs wäre mehr als 60 Jahre vor den Beobachtungen von Edmund Halley anzusiedeln. Wahrscheinlich aber wurde die Expansion im Laufe der Zeit abgebremst, so daß dieser Nebel vermutlich noch älter ist.
Der labile Riese Alle astrophysikalischen Beobachtungsdaten weisen Carinae als einen sehr massereichen, instabilen Stern aus, der in der vergangenen Zeit schon einiges von seinem Material abgestoßen hat. Seine Leuchtkraft übertrifft die der Sonne um etwa das Dreimillionenfache. Neben der ungewöhnlich hohen absoluten Magnitude von -11 gibt es auch verschiedene Besonderheiten im Spektrum, die den Stern als novaähnlich charakterisieren [7]. Bemerkenswert ist, daß durch Sternenwind pro Jahr schätzungsweise 0,07 Sonnenmassen in die Nebelumgebung abgegeben werden. Dieser Massenverlust bewirkt ein zunehmendes Ungleichgewicht zwischen Strahlungsdruck und gravitativem Zusammenhalt. So ist es abzusehen, daß Carinae kurz vor dem Sternentod steht [2]. Möglicherweise wird der Stern sogar als Supernova enden [1].
Literatur: [1] S. Laustsen, C. Madsen, R.M. West: Ent-
deckungen am Südhimmel; Springer Birkhäuser, Berlin/ Heidelberg/Basel 1987 [2] D. Malin: A View of the Universe; Sky Publishing Corp., 1993 [3] H. Scheffler: Interstellare Materie; Vieweg & Sohn, Braunschweig 1988 [4] D. Fischer: Der Nebel um Eta Carinae; in: Brennpunkt; SuW 35, 608 (8-9/1996) [5] Eta Carinae Revisited; Sky & Tel. 84, No. 5, 489 (November 1992) [6] Hubble's Stellar Performance; Sky & Tel. 88, No. 1, 12 (Juli 1994) [7] R. Burnham jr.: Burnham's Celestial Handbook (2); Dover Publications, Inc., New York 1978
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(C) Gerhart Walther
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Abb. 6: NGC 3372 ist eines der schönsten Deep-Sky-Objekte am südlichen Sternenhimmel. Bei einer scheinbaren Größe von 3 Grad wäre ein 400-mmTeleobjektiv für das KB-Format genau richtig, wenn der Nebel bis in seine schwächsten Ausläufer erfaßt werden soll. Und doch muß mehr Brennweite her, denn im Innenbereich gibt es eine Fülle von detailreichen Strukturen, die höhere Auflösung und günstigeren Abbildungsmaßstab erfordern. Geeigneter ist daher Mittelformatfilm in Kombination mit entsprechend längerer Brennweite. Die vorliegende Aufnahme entstand am 25. Juli 1995 in Namibia (Farm Tivoli). Mit einem Astro Physics Starfire 150/1120 mm wurde 75 min auf Farbnegativfilm Kodak Ektacolor Pro Gold 400 belichtet, der heute leider nicht mehr hergestellt wird. Autoren: B. Schröter, S. Binnewies, H. Tomsik, P. Riepe.
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Ein Jahr mit dem QLT
Im Sommer 1998 hat die Volkssternwarte Frankfurt des Physikalischen Vereins endlich ihr Außenobservatorium auf dem Kleinen Feldberg einweihen können. Das Flaggschiff dieser Anlage ist zweifellos das exzellente 60 cm Cassegrain Teleskop der Firma Astrooptik Keller. Hier nun ein erster Erfahrungsbericht.
Einen Wermutstropfen muß ich jedoch leider gleich vorneweg schicken. Da die neue »Hans Ludwig Neumann«-Sternwarte auf dem eingezäunten Gelände des Taunus-Observatoriums steht und der Verein dort auch nur Gast ist, sind öffentliche Führungen auf dem Kleinen Feldberg leider nicht möglich. Ich hoffe jedoch, daß unsere Astroaufnahmen ein wenig dafür entschädigen können.
Visuelle Eindrücke Auch visuell ist dieses Teleskop ein echter Hit! In wirklich guten Nächten ist die 17. Magnitude trotz unseres bescheidenen Großstadthimmels in der Nähe von Frankfurt erreichbar. Standardobjekte erscheinen in völlig
neuem Licht! Galaxien sind nicht nur fahle verschwommene Lichtflecke, sondern zeigen mächtig Struktur - und der Anblick von Saturn im letzten Jahr bleibt mir wohl mein Leben lang unvergessen. Die Anzahl der beobachtbaren Objekte hat sich drastisch erhöht. Das automatische Anfahren der Objekte erfolgt in sekundenschnelle punktgenau durch das von Astrooptik Keller mitgelieferte Steuerprogramm »Autoslew«. In Verbindung mit der stabilen und präzisen parallaktischen Montierung von B. Liebscher ein echter Genuß. Meine Kollegen und ich sind jedenfalls der Meinung, daß wir die 4-Meter Baader-Kuppel mit keiner anderen Gerätekombination hätten besser ausfüllen können.
Christoph Lichtblau
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Die Optik Die Abkürzung »QLT« steht für »Quite Large Telescope«, denn 60 cm Öffnung in hervorragender optischer Qualität ist für Amateure ziemlich groß. Das Highlight dieses Fernrohres ist neben seiner Abbildungsleistung der zweifach ausgelegte Fokus. Der rein fotografische Primärfokus hat bei ca. 2m Brennweite f/3,3. Bei eingebautem Sekundärspiegel können wir mit ca. 6m Brennweite bei f/9,5 fotografieren und beobachten. Alles natürlich punktscharf und bis in die Ecken korrigiert. Nachdem ich den grundsoliden Okularauszug zum erstenmal gesehen hatte, beschloß ich als alter »Emulsionsfreak« mir speziell dafür eine Kamera zu bauen. Als Basis diente eine gebrauchte 4x5"- Rückwand. Die hier gezeigten Aufnahmen wurden mit dieser Kamera gemacht. Sie stellen jeweils nur einen kleinen Ausschnitt des Negativs dar. Nach einer
Hantelnebel M27 im Sekundärfokus 6m,f/9.5. Sandwich aus zwei Aufnahmen 60 Min. auf Kodak Pro Gold 1000 und 60 Min. auf Fuji NHG II 800. Foto: Christoph Lichtblau
Das 60cm Cassegrain-Teleskop von Astrooptik Keller mit angesetzter 4x5"-Kamera. Foto: C. Lichtblau
durchgearbeiteten Nacht mit Philipp Keller, dem Konstrukteur und Erbauer des Teleskops, kann nun auch die Primärfokuskamera in Betrieb genommen werden. Schon die 5minütigen Testaufnahmen lassen auf Großes hoffen. Ein weiterer Bericht soll folgen, wenn die ersten schönen Ergebnisse vorliegen.
Galaxie M82 mit 60cm Cassegrain im Sekundärfokus 6m,f/9.5. 60 Minuten auf Fuji NHG II 800. Foto: Christoph Lichtblau
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Mars-Opposition 1999: Wie war das Wetter?
Schon der Blick in die Ephemeriden verhieß nichts Gutes. Bei durchschnittlich minus 12 Grad Deklination würde sich Mars im Verlaufe seiner Opposition 1999 aufhalten. Und tatsächlich schienen sich die Befürchtungen zu bewahrheiten: Frühe Versuche, den roten Planeten beim Herannahen an den Oppositionstermin schon in Februar und März am Morgenhimmel aufzunehmen, scheiterten an oftmals grausamer Luftunruhe. Würde die erste »bessere« Opposition seit 1990 für Beobachter in den gemäßigten nördlichen Breiten Deutschlands im schlechten Seeing untergehen?
Sie ging es zum Glück nicht, wenngleich auch oftmals die schlechte Luftruhe bessere und hochqualitative Beobachtungen verhinderte. Das insbesondere am Standort der Grasweg-Sternwarte Bad Gandersheim (50 Kilometer nördlich Göttingens), der privaten Sternwarte, in der die folgenden Bilder und Beobachtungsergebnisse gewonnen wurden. Dies an einem siebenzölligen, apochromatischen Refraktor (Starfire), der auf einer schweren Montierung ruht und dadurch beste Voraussetzungen zur Planetenbeobachtung mitbringt.
Die CCD-Kamera Wo früher gezeichnet, später ergänzend fotografiert wurde, setze ich heute (und nunmehr schon seit vielen Jahren) einen CDD-Kamera Typ SBIG ST 5 ein. Deren 10 Mikrometer kleinen und quadratischen Pixel kommen der Aufgabe, Planetenbilder zu produzieren, sehr entgegen. Die Aufnahme-Software bietet mit einem »Planeten-Modus« die Möglichkeit, kleinere Bildfelder schneller herunterzuladen. Ein Filterrad für RGB-Aufnahmen steht ebenfalls zur Verfügung. Das Aufnahmeverfahren ist in den meisten Punkten standardisiert: Nach Einschalten aller Komponenten wird der Planet visuell aufgesucht; im übrigen einer der wenigen Momente, in denen ich tatsächlich noch mit dem Auge am Okular bin. Über das System 64 am Okularende wird eine Okularprojektion aufgebaut, die am Ende eine Äquivalentbrennweite von knapp zehn Metern bewirkt. Diese verteilt auf dem Chip eine Bogensekunde auf nicht ganz sechs Pixel, womit eine volle Ausnutzung des theoretischen Auflösungsvermögens meines Refraktors möglich wird. Die Zentrierung des Planeten und die Scharfstellung erfolgen wiederum per Okular. Dies spart viel Zeit, denn anschließend sind,
nachdem das Okular gegen die Kamera ausgetauscht wurde, nur noch Feinkorrekturen über das Monitorbild nötig, um den endgültigen Fokus zu erreichen. In der Regel ist dies innerhalb weniger Minuten abgeschlossen und die Aufnahmefähigkeit erreicht. Allein schlechte Luft kann das Finden des korrekten Fokus deutlich verlängern, manchmal gar fast unmöglich machen.
Belichtungszeit contra Seeing Die Aufnahmen erfolgen dann in Serie. Das bedeutet, die Software integriert und lädt Bild auf Bild automatisch herunter. Auf dem Monitor erfolgt umgehend die Beurteilung. Ist ein scharfes Bild bei ruhiger Luft dabei, wird es über eine spezielle Taste »herausgebremst« und abgespeichert. Danach beginnt die Integration von Neuem. Die Integrationszeiten richten sich nach mehreren Umständen; so Brennweite, dem verwandten Filter, der Luftdurchsicht und nicht zuletzt der Luftruhe. Am kürzesten ist sie naturgemäß im Rotbereich. Dort waren im Zusammenwirken mit dem Filterrad - in dem sich auch ein Infrarot-Sperrfilter befindet - zur Oppositionszeit Integrationen von 0,15 bis 0,2 sec. die Regel. Ohne IR-Sperrfilter und nur mit RG 610 waren sogar 0,04 sec. zu erreichen! Grün und Blau des Filterrades erforderten minimal 0,4 bzw. 1 Sekunde, vor und nach der Opposition erhöht sich dieser Wert naturgemäß. Bei diesen Integrationszeiten waren von der maximalen Dynamik der Kamera nur 25 bis 30 Prozent ausgenutzt. Aus diesem Grunde und der allgemeinen Rauschminderung wegen wurden später für die Ausarbeitung der endgültigen Ergebnisse immer wenigstens zwei, öfter aber auch drei und vier Aufnahmen addiert. Deshalb sind in den einzelnen Farbbereichen Serienaufnahmen nötig.
Mars hat glücklicherweise keine so rasche Rotation wie Jupiter, so daß es noch problemlos möglich war, die Aufnahmen aller drei Farben sich über 15 bis 20 Minuten erstrecken zu lassen, ohne daß dies im Ergebnis schon zu Verschiebungen geführt hätte. Beim relativ schnell rotierenden Jupiter wäre das nur bis höchstens zehn Minuten machbar. Die Bearbeitung der Aufnahmen hat ebenfalls feste Bahnen: Nach Notierung aller Aufnahmezeiten werden alle Bilder einer Farbserie direkt miteinander verglichen und bewertet. Die besten gelangen zur Addition. Diese addierten Rohbilder durchlaufen dann eine Verschärfung mittels Maximum Entropy im Programm MaximDL. Um damit aber zu korrekten Ergebnissen zu kommen, ist eine hochsorgfältige Einstellung aller Parameter nötig. Dadurch wird das Verfahren auch erheblich zeitaufwendiger als eine simple unscharfe Maske, denn nicht selten muß der Iterationsprozeß rückgängig gemacht und mit neuen Parametern wiederholt werden, weil das Ergebnis nicht zu gebrauchen war. Mit der Zeit allerdings macht auch hier Erfahrung den Meister. Die Montage der drei Farbauszüge zum RGB-Bild erfolgte dann ebenfalls in MaximDL.
Die ersten Bilder Ende März gelang es mir mit diesem Verfahren erstmals, Marsbilder zu gewinnen, die nachweisliches und zu erwartendes Detail zeigten, aber noch weit von dem entfernt waren, was aus anderen Oppositionen selbst bei geringeren Durchmessern gewohnt war. Zu solchen Aufnahmen kam es dann ab April und den gesamten Mai hindurch. Die Luft besserte sich, es gab sogar einige Abende mit zumindest vorübergehend ausgezeichneter Luftruhe. Dabei gelang es dann unter anderem, die winzige, nördliche Rest-
19.4.99, 22:47 UT, ZM:158 Grad Zu sehen sind das Mare Sirenum und Mare Cimmerium (oben) sowie Wolken über Elysium (rechts), über dem Nix Olympica (links unten) und über Arcadia (linker Rand).
29.4.99, 22:18 UT, ZM: 63 Grad Zu sehen sind hier das Mare Erythraeum bis hin zu Solis Lacus, Margaritifer Sinus, Aurorae Sinus, das Mare Acidalium (unten), der sehr dunkle Polsaum und die Restpolkappe sowie Wolken am Abendrand (links) und über der Tharsis-Ebene (rechts).
9.5.99, 20:56 UT, ZM: 316 Grad Die wohl bekannteste Gegend des Mars mit Syrtis Major, Sinus Sabaeus und Sinus Meridianii, der strahlend weißen Wolke über Hellas (oben links), der kleinen Polkappe samt Eiswolke links daneben, Utopia und dem auftauchenden Mare Acidalium. Wolken am Abendrand.
polkappe in ihren Abmessungen so genau zu zeigen, daß sie sehr exakt mikrometrisch vermessen werden kann. Hin und wieder war selbst in diesem kaum mehr als eine Bogensekunde großen Eisrest Detail zu sehen; so die dunkle Trennung, die immer in
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9.5.99, 22:45 UT, ZM: 342 Grad Syrtis Major verschwindet am linken Rand und ist unter Wolken deutlich blau. Sinus Meridianii steht fast im Mittag und ist mit den beiden Gabelzinken knapp aufgelöst. Wolken über dem Mare Acidalium und dem Margaritifer Sinus sowie Oxus, ebenso Dunst über dem Mare Serpentis (oben).
20.5.99, 20:47 UT, ZM: 216 Grad Die Aufnahme zeigt das Mare Cimmerium (oben), Elysium wolkenfrei, als dunklen Fleck daneben den Stymphalius Lacus. Der kleine Punkt knapp unterhalb der Mitte ist Propontis. Aufhellungen und Wolken über der Arcadia-Ebene. Im Norden (oben) erste Spuren der Südpolarhaube (SPH). Rechts unten die Resteiskappe des Nordpols.
26.5.99, 20:31 UT, ZM: 158,4 Grad Die großen Tharsis- und ArcadiaEbenen dominieren diese Aufnahme. Nur eine gelbliche Randwolke ist über ihnen zu sehen. Der dunkle Punkt ist Propontis, oben ist das Mare Sirenum zu sehen. Die Nordpolkappe ist inzwischen winzig klein, rechts oberhalb daneben ist eine Eiswolke zu sehen. Wenig Randdunst am Morgenrand (rechts).
31.5.99, 20:23 UT, ZM: 111 Grad Im Norden (oben) hat sich die Nordpolarhaube (NPH) gebildet. Knapp darunter Solis Lacus (links oben) sowie Tithonius Lacus, Noctis Lacus und Phoenicis Lacus als Punktreihe. Wolken am linken Rand über Chryse. Kleine Resteiskappe unten mit einem Wolkenband. Bei 94 % Beleuchtung ist schon deutlich eine Phase sichtbar.
der Restpolkappe auftaucht und als »Rima tenuis« Bekanntheit erlangte. Aber auch Eiskondensationen und Wolkenbildungen direkt um die kleine, arktische Eiskappe herum zeigten sich. Die im Rotlicht besonders deutlichen und kontrastreichen Oberflächendetails konnten fast alle soweit aufgelöst werden, wie sie die von der ALPO zusammengestellte Albedokarte aus vorangegangenen Oppositionen zeigte. Dabei wurden teilweise auch Unterschiede zu dieser Karte offenbar, wie im Gebiet um Solis Lacus oder zwischen Propontis und Elysium.
Wetterbilder Die Blauaufnahmen waren die »Wetteraufnahmen« vom Mars. In ihnen dominierten die Wolkenformationen, von denen an jedem Beobachtungstag verschiedenste zu sehen waren. In einer ersten Längsbetrachtung der Mars-meteorologischen Phänomene von Anfang April bis Ende Juni/Anfang Juli werden dabei auch Entwicklungen auffällig. So gab es in der End-Frühlingsphase der Mars-Nordhalbkugel viele Wolkenbildungen um die Vulkankegel der Tharsis- und Arcadia-Ebenen. Elysium hatte immer seine bekannte Wolke, dazu gab es Randdunst, meistens am »Morgenrand« des Mars. Die Nordpolkappe war stets frei von Wolken und Dunst. Gegen Ende Mai verschwand dann langsam die ElysiumWolke. Nur hin und wieder waren anstatt der ansonsten hellweißen nun dort sowie über Tharsis und
Arcadia gelbliche Wolken zu sehen. Staubstürme entwickelten sich aber während der gesamten Beobachtungsperiode nicht, von einem leider hier nicht beobachteten kleinen Einzelereignis nahe des Nordpols einmal abgesehen.
Wolken über Hellas Hellas, das große Hochland-Bassin südlich der großen Syrte, war in April und Mai von einer so großen, hellen Wolkendecke überzogen, daß mehrfach Beobachter dies für den eigentlichen Pol des Mars hielten! Im Juni löste sich die Hellas-Wolke zunehmend auf, statt dessen bildete sich - nicht unerwartet im übrigen - über der nun im Tiefwinter liegenden und wegen der starken Achsenkippung des Mars für den Erdbeobachter unsichtbaren Südpolkappe die sogenannte Südpolarhaube. Eine Wolkenhaube, die fortan bis in den Juli hinein einen »Gegenpol« zum abgetauten Nordpol bildete. Dessen kleine Resteiskappe wurde Ende Juni zunehmend schlechter erkennbar, was zum einen sicher der schrumpfenden Marsscheibchengröße als auch dem Umstand zuzuschreiben war, daß sich auch über dem Nordpol Ende Juni eine Polarhaube aus Eiswolken bildete, wie in den Blauaufnahmen unschwer zu erkennen war. In Mai und Juni war mehrfach auch die sogenannte »Blaue-Syrtis-Wolke« zu sehen. Wolken und Dunst über Syrtis Major, die insbesondere in Randnähe die dunkle Albedostruktur in einem bläulichen Ton erscheinen lassen.
Insgesamt verschob sich die Wolkenbildung von anfangs diskreten Erscheinungsorten in April und Anfang Mai zu den Polarhauben und Randdunst am »Abendrand« im Juni.
Beobachter gesucht! Während der Auswerter diese Erkenntnisse auch aus den einzelnen Farbaufnahmen hätte gewinnen können, bieten die RGB-Bilder dem Betrachter dies auf natürliche und zusammenfassende Weise in einem Bild wieder. Aus diesem Grunde habe ich die gesamte Opposition, von einigen ganz wenigen, durch Luftunruhe verursachten Ausnahmen abgesehen, grundsätzlich mit RGB-Aufnahmen begleitet. Sie stehen nach Ende der Oppositionszeit den beiden Mars-Auswertern Wolfgang Meyer und Kurt Hübner in Berlin zu vertiefenden Auswertungen zur Verfügung. Dort sind im übrigen auch
nach wie vor Zeichnungen sehr gern gesehen, um aus der insgesamt leider nicht besonders großen Schar aktiver, deutscher Planetenbeobachter ausreichend Material zusammenzutragen, das eine qualitative Auswertung der Opposition ermöglicht. Beiträge sind also erwünscht! Am Mars interessierten Beobachtern bietet im Internet außerdem die »Marswatch«-Seite eine ganz hervorragende Informations- und Datenquelle. Amateure aus aller Welt haben hier ihre Bilder - sowohl Zeichnungen als auch CCD-Aufnahmen - zusammengetragen, die so einerseits für eigene Beobachtungen eine Bestätigung sein können, andererseits eine (welt-umfassende) Datensammlung darstellen, von der Auswerter sonst nur träumen. Die Adresse: http://www.astroleague.org/ marswatch/
Rudolf A. Hillebrecht
INSERENTEN
APM Markus Ludes, Reifenberg . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 47 Astrocom GmbH, Gräfelfing . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . U4 Astro-Film Janus, Düren . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 72 Astro Optik Philipp Keller, Pentling . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16 Astro-Shop im Planetarium, Hamburg . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . U2 Bergsträsser Winzer e.G., Heppenheim . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 52 Dörr Foto-Optik-Video GmbH, Neu-Ulm . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 77 Intercon Spacetec, Augsburg . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 81 KOSMOS Service, Stuttgart . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 93 O.S.D.V. Göttker/Pietsch GmbH, Münster . . . . . . . . . . . . . . . . . . . U3 Photo Universal, Fellbach . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 78 Pleiger Laseroptik, Witten . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5 Vehrenberg KG, Meerbusch-Osterath . . . . . . . . . . . . . . . . . . 108, 109
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Namibia heavy
1180 Kilogramm zeigte die Waage der Cargo-Abteilung am Nürnberger Flughafen. Ob das heil ankommt? 5 Hobbyastronomen auf dem Weg ins Astro-Paradies.
Ein Bericht von Bernd Schröter, Bernd Wallner. Christian Fuchs, Heiner Gerdicken und Philipp Keller
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Sternwarte auf Tivoli. Da das Seil des Flaschenzuges zu kurz war, wurde mit allen Tricks gearbeitet (z.B. Höhe des Autos ausgenutzt, weitere Stricke angeknotet etc.) um die 270kg - Montierung auf die vorbereitete Säule zu setzen. Auf dem Bild erkennt man die Konstruktion der Schiebedachsternwarte für den 16" Hypergraphen. Die Säule ist von der Schiebedachhütte ent-
koppelt und ruht auf 4 Betonsäulen.
»Ob das heil unten ankommt ?«
Die erlösende Antwort auf die bange Frage kam etwa 2 Wochen später in Namibia (das Gepäck hatte Herr Schreiber von der Farm Tivoli für uns durch den Zoll geschleust). Die Kisten hätten nun zwar keine TÜV-Plakette mehr bekommen, der für uns so wertvolle Inhalt war aber im großen und ganzen unbeschädigt geblieben. Am ersten Tag wurden der 16" f/8 Hypergraph auf einer 270 kg Montierung, der 12" f/3 Deltagraph auf einer Alt AD-5 und eine 9" f/2 Schmidtkamera auf einer Takahashi NJP sowie ein 20" f/5 Dobson aufgestellt. Der Hypergraph und die Montierung wurden in gemeinsamer Anstrengung auf den 4 Meter hohen Beobachtungsturm gewuchtet, der von Herrn Schreiber bereits vor unserer Ankunft fertiggestellt worden war. Die anderen Geräte stellten wir neben
Omega Centauri. Gegen Omega Centauri wirken andere Kugelsternhaufen wie M 13 reichlich mager. Im 20" muss man seinen Augen nach der Beobachtung dieses Kugelsternhaufens erst mal eine neue Adaptionsphase gönnen, um sich wieder schwächeren Objekten
zuwenden zu können.
den beiden Säulen auf, die auf Tivoli allen Astro-Gästen kostenlos zur Verfügung gestellt werden.
Unwiderstehlich Für die erste Nacht waren »Ein-Südung«, Justieren und Testaufnahmen geplant, doch erwies es sich als unmöglich, die NamibiaNeulinge der Astrogruppe von Feldstecher bzw. Dobson zu trennen. Zu beeindruckend
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Eta Carina. Dieser Nebelkomplex ist bereits mit bloßem Auge leicht sichtbar und zeigt bereits im Feldstecher viele der hier abgebildeten Strukturen. Im 20" Dobson mit OIII Filter besser als jede Astroaufnahme ! Die Aufnahme wurde 90 Minuten mit dem Hypergraphen bei f/8 belichtet.
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Kleine Magellansche Wolke. Steht im Juni weniger als 20 Grad über Namibias Horizont. Na und? - Einer der Emissionsnebel wird vom Fuji NHGII-800 grün wiedergegeben, wahrscheinlich handelt es sich bei diesem Nebelkomplex um eine Region, die insbesondere im OIII emittiert. Das Foto wurde 30min mit dem Deltagraphen belichtet.
M20 - Trifidnebel. Hier verlängerte ein 1.4-fach Pentax-Konverter im Hypergraph die Brennweite auf 4,5m. Der Konverter bildet etwa 40mm Bilddurchmesser gut ab, darüberhinaus zeigen sich die Sterne jedoch in radialer Richtung auf ca. 0.05mm verlängert. Die Aufnahme
wurde 120min belichtet. NGC 55.
Diese Galaxie ist wesentlich lichtschwächer als die benachbarte NGC 253, zeigt jedoch auch viele interes-
sante Details und HII-Regionen. 90min Belichtungszeit bei ausge-
sprochen gutem Seeing.
war sich der Sternhimmel Namibias. Auch in den nächsten Nächten kam die visuelle Beobachtung nicht zu kurz, da alle photographischen Geräte mit Autoguidern ausgerüstet waren und so auch visuelle Beobachtungen am Dobson während den Belichtungen ermöglichten. Christian Fuchs war in dieser Hinsicht mit mehr als 100 Beobachtungsstunden während des 2-wöchigen Urlaubes besonders aktiv. Dabei interessierte er sich insbesondere für sehr lichtschwache Objekte, die ansonsten weniger Beachtung finden (was natürlich nicht bedeutet, daß wir uns nicht auch mal Eta Carinae oder andere spektakuläre Objekte angeschaut hätten). Hier ein Ausschnitt aus seinem Beoachtungsprotokoll über Kugelsternhaufen:
Mit dem 500 mm f:5 Dobson beobachtete ich einige nicht im NGC/IC-Katalog enthaltene Kugelsternhaufen. Um es gleich vorweg zu nehmen - diese Kugelsternhaufen sind keine Vorführobjekte und auch nicht ohne gründliche Vorbereitung auffindbar. Aber gerade Objekte, die nicht jeder kennt oder die als sehr schwierig gelten, haben ihren besonderen Reiz. HP 1 war mein erstes Ziel. Bei einer Grenzgröße von 7m3 im Zenit war der Haufen überraschend einfach zu sehen. Mit 238facher Vergrößerung war er noch bei direktem Sehen auszumachen, er ist erkennbar zur Mitte hin konzentriert aber noch nicht aufgelöst. Als nächstes wollte ich den Kugelsternhaufen Ton 2 beobachten, konnte aber an der im Uranometria angegebenen Stelle nichts finden. 0.5 Grad südlich war allerdings bei indirektem Sehen eine diffuse Aufhellung auszumachen. Guide 6 zeigte an genau dieser Stelle den Kugelsternhaufen, Uranometria war hier also fehlerhaft. In diesem Zusammenhang sei erwähnt, daß ich bei schwachen Objekten im Zweifelsfall unterschiedliche Karten bzw. Programme verwende, da man hier häufig falsche Positionsbezeichnungen findet. Ton 2 ist nur sehr wenig zur Mitte hin konzentriert und ist noch nicht aufgelöst. Wenn ein südöstlich stehender 4m3 heller Stern aus dem Gesichtsfeld gehalten wird, ist der Haufen aber kein schwieriges Objekt. Auch der benachbarte Kugelsternhaufen NGC 6380 ist im Uranometria ca. 10 Bogenminuten zu weit östlich eingezeichnet. Am Rande des Haufens ist ein hellerer Stern, der die Beobachtung des Haufens erschwert, das Objekt ist direkt gut sichtbar. NGC 6380 ist nicht aufgelöst und nur wenig konzentriert. Von den Palomar Kugelsternhaufen ist Nummer 6 das südlichste Objekt, er war bei Vergrößerungen zwischen 70 und 238fach ein recht einfaches Objekt an der Grenze zwischen direkten und indirektem Sehen. Auch diesen Haufen konnte ich nicht auflösen, er erscheint lediglich als leicht zur Mitte konzentrierter Fleck. Mit Arp 2 setzte ich meine Reise durch die »non-NGC« Kugelsternhaufen fort. Mit 70facher Vergrößerung erschien er als diffuse Aufhellung im Gesichtsfeld, konnte aber nur bei indirektem Sehen erkannt werden. Er war etwas schwieriger als die vorher beobachteten Haufen aber immer noch deutlich zu sehen ( in der Helligkeitsskala der Deep Sky Liste 4-5 ).
Mit 167 facher Vergrößerung war der Haufen bereits teilweise aufgelöst, etwa ein Dutzend Sterne ab 15m waren zu sehen. Terzan Kugelsternhaufen gelten visuell als schwierige Objekte, bei Terzan 7 und 8 kann ich das nicht bestätigen, sie waren beide bereits bei direktem Sehen auszumachen. Terzan 7 war bei 70facher Vergrößerung als ca 0.5 Bogenminuten großer Fleck fast bei direktem Sehen sichtbar. Bei 238 facher Vergrößerung war er direkt sichtbar, am Rand sind einige 15m Sterne zu sehen. Auch Terzan 8 war bereits direkt in einen sternreichen Feld zu sehen. Auf den wenig zur Mitte hin konzentrierten Nebelfleck sind etwa 5 Haufensterne zu sehen.
The making of... Da das Wetter bis auf 4-5 Stunden wolkenlos war, konnten wir mehr als 250 gute bis sehr gute Astroaufnahmen machen, einige Ergebnisse sind hier abgebildet. Wir hatten unterschiedliche Farbfilme mitgenommen und entschieden uns nach ersten Testaufnahmen für den Fuji NHGII-800. Mit Deltagraph und Schmidtkamera wurde zusätzlich mit Technical Pan gearbeitet um schwache Emissionsnebel zu photographieren. Mit dem Fuji NHGII800 betrug die Belichtungszeit mit der Schmidtkamera ca. 10 min, mit dem Deltagraphen ca. 30 min und mit dem Hypergraphen (bei f/8) ca. 2 Stunden. Der NHGII-800 wurde in der Erstentwicklung um den Faktor 1.8 gepusht um diese Empfindlichkeit zu erzielen. Im Vergleich zum Kodak Pro Gold 400 GPY weist der NHGII-800 eine erhöhte Grundempfindlichkeit sowie eine ausgeprägte Grünempfindlichkeit auf, was den Film insbesondere für planetarische Nebel interessant macht. Die hier gezeigten Aufnahmen wurden von Michael Breite mit 2500dpi Auflösung gescannt und digital bearbeitet.
Highlights am Himmel und auf der Erde Neben dem phantastischen Sternhimmel hat Namibia natürlich noch mehr zu bieten. Um in möglichst kurzer Zeit viele Impressionen aus Namibia mitzunehmen, entschlossen wir uns zu einem Rundflug in einer 30 Jahre alten Cessna, die einem Nachbarfarmer gehört. Unser Mut wurde belohnt, denn neben den Touristen-Highlights wie Sossusvlei und Gamsberg konnte uns der Pilot, Herr Haufe, sogar einen alten Meteoritenkrater zeigen. Leider waren die 14 Tage (oder waren es eher die Nächte?) viel zu schnell vorbei, für uns hat sich der Astrourlaub aber wegen der hohen Ausbeute an verwertbaren Astroaufnahmen aber auf jeden Fall gelohnt. Eins steht fest: Wir kommen wieder !
LESER BEOBACHTEN
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NAMIBIA - KURZINFO
Wetter Eine vom MPI erstellte Wetterstatistik für den Gamsberg (andere Standorte können abweichen) ergibt etwa folgende Prozentzahlen für wolkenfreie Nächte: Januar März 30%, April 50%, Mai 80%, Juni 85%, Juli 90%, August 80%, September 70%, Oktober 60%, November 40%, Dezember 35%. Wir waren vom 7. - 21.Juni auf Tivoli und hatten dort nur in einer Nacht einige Wolken. Allerdings hatte sowohl die Gruppe vor uns wie auch die nachfolgende Gruppe weniger Glück. Man kann auch in Namibia also auch Pech haben, eine 100% Wettergarantie gibt es nirgends.
Seeing Wir haben keine wissenschaftlich quantifizierbaren Seeingmessungen gemacht, unsere langzeitbelichteten Astroaufnahmen auf Tivoli liegen in der Auflösung zwischen 1.5" und 3". Im Vergleich zu Deutschland ist das Seeing auf Tivoli im Durchschnitt damit klar besser, aber nicht perfekt. 2 Nächte waren visuell am 20"-Dobson schlecht, so daß nur 100-150-fach vergrößert werden konnte. Dafür konnten wir in den 2 besten Nächten Beugungsringe am 40cm Hypergraphen erkennen und Vergrößerungen bis 600-fach waren ohne Probleme möglich. Für den Gamsberg existieren zuverlässige Messungen des MPI, die einen Mittelwert von unter einer Bogensekunde und Spitzenwerte von 0.35" ergeben haben. Diese Werte sind besser als auf La Silla, erreichen aber nicht die Spitzenwerte des Paranal. Dennoch ist klar, daß der Gamsberg in Namibia der Topstandort ist, was das Seeing betrifft.
Gästefarmen Wir hatten die Gelegenheit, auf 2 Gästefarmen Eindrücke zu sammeln - Tivoli und Hakos. Die Farm Tivoli befindet sich südöstlich von Windhoek am Rande der Kalahari-Wüste in einer Ebene auf 1400m. Die Fahrtzeit von Windhoek nach Tivoli beträgt ca. 2 Stunden. Hakos liegt am Fuße des Gamsberges auf ca. 1800m ca. 3 Stunden Fahrtzeit südwestlich von Windhoek, beide Farmen bieten einen FlughafenAbholservice für ihre Gäste an. Der Sternhimmel ist auf beiden Farmen perfekt, wir konnten keinen Unterschied zwischen den beiden Standorten erkennen. Ein Seeingvergleich war uns nicht möglich, da wir kein großes Gerät auf Hakos mitnehmen konnten. Es ist möglich bzw. anzunehmen, daß das Seeing auf Hakos etwas besser ist, da der Standort etwas höher liegt und näher an den laminaren Strömungen des kalten Meeres, hierfür fehlen uns aber Messungen. Mit kleineren Geräten unter 40cm wird es darauf auch nicht ankommen. Es gibt in Namibia zahlreiche weitere Gästefarmen (Niedersachsen, Hohenheim etc.), die sicherlich auch gute Bedingungen bieten, wo wir aber leider aus Zeitgründen noch nicht hinfahren konnte.
Farm Tivoli, Mr. Schreiber P.O. Box 11854, Windhoek, Namibia Telefon: 00264 61 573 305 Preise ca. DM 90,- pro Nacht, Vollpension, Gruppenrabatte möglich
Gästefarm Hakos, Johann W. Straube P.O. Box 5056, Windhoek, Namibia Telefon: 00264 62 572 111/3 Telefax: 264 61 256 300 e-mail: hakos@cyberhost.com.na Preise ca. DM 80,- bis DM 90,- pro Nacht, Vollpension, Gruppenrabatte möglich
Anreise, Übergepäck Am einfachsten mit der LTU ab ca. DM 1.100,-. Hat man viel Gepäck dabei, sollte man sich die LTU-Karte zulegen, die die Freigepäckgrenze auf 30kg erhöht. Im Toleranzbereich sind allerdings (je nach Mitarbeiter) 40-50kg. Darüberhinaus wird man aber teils empfindlich zur Kasse gebeten, so daß man bei mehr als 80kg pro Person auf jeden Fall alternative Transportwege erkunden sollte. Dabei sollte man aber beachten, daß es bei unbegleitetem Gepäck immer zu Zoll-Problemen (bei Hin und Rückreise) kommen kann.
Weitere Aktivitäten Namibia bietet nicht nur einen traumhaften Sternenhimmel. Auch die grandiose Landschaft allein ist schon eine Reise in dieses Land wert. Den eindrucksvollsten Anblick bietet die Steppe und insbesondere die Namib aus der Luft. Ein Flug über die vom Abendlicht verzauberte Wüste wird den Schatz Ihrer Erinnerungen um ein Juwel bereichern. Der oben beschriebener Rundflug kann mit dem Piloten nach Belieben geplant werden (auch mit Zwischenübernachtungen). Pro Flugstunde fallen ca. DM 250,- an, die sich auf die Zahl der Fluggäste aufteilen. Von Hakos aus können Ausflüge in die umliegenden Berge (z.B. Gamsberg) unternommen werden, auf Tivoli besteht die Möglichkeit der Wildbeobachtung im Wildgehege (auch sehr lohnend!). In Windhoek kann man Autos mieten, die Kosten hierfür betragen ca. DM 100,- bis DM 200,- pro Tag (je nach Modell), und auf eigene Faust das Land erkunden. Die Entfernungen sind aber beträchtlich und die Straßen überwiegend sogenannte Pads (=Schotterpiste), auf denen man sehr langsam fahren muss (Linksverkehr beachten !).
Int. Amateursternwarte in Namibia Kürzlich ist ein Verein gegründet und als gemeinnützig anerkannt worden, dessen Ziel der Aufbau einer größeren Sternwarte in Namibia ist. Anfangs soll der Schwerpunkt der Vereinsaktivitäten auf Hakos konzentriert werden, später soll auf dem Gamsberg ein größeres Teleskop installiert werden. Infos über diesen Verein erhalten Sie vom Vorsitzenden, Herrn Dr. Neckel, MPIA, Heidelberg.
Generalvertretung Deutschland und Österreich: Vehrenberg KG · Meerbuscher Str. 64 -78 · 40670 Meerbusch-Osterath · Telefon (0 21 59) 52 03 - 21/22/23 · Fax (0 21 59) 52 03 33 · e-mail: service @ vehrenberg.de · internet: www.vehrenberg.de
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Das einzige Wolkenloch
Für viele stellte sich die Finsternis nur in tristen Grautönen dar, einige wenige aber hatten Glück und dürfen in den Farbteil. Den Anfang machen Petra Rendtel und Hartwig Lüthen.
Das leise Rauschen des Regens am frühen Morgen des 11.08.99 war beim besten Willen nicht mehr zu überhören. Die wesentlichen Aussagen der zahlreichen Wetterprognosen bestanden darin, daß es erstens doch schwieriger als gedacht sein mußte, überhaupt eine Prognose zu liefern, und zweitens man eher nach NW-Frankreich fahren sollte, als in Deutschland zu bleiben. Diesen Ratschlag hatten wir befolgt, und saßen in Ste. Menehould in der Champagne, wo wir wohl die letzte Übernachtungsmöglichkeit ergattert hatten. Die früh um Fünf diskutierte Idee, angesichts der lückenlosen Bewölkung, doch noch schnell ein »paar« Kilometer nach Westen zu fahren, hatten wir aufgrund der ungewissen Wettersituation verworfen. Um überhaupt etwas zu tun, gingen wir in ein nahegelegenes Bistro. Ein Großteil der Finsternistouristen war auch schon da, und der Wetterbericht, auf einem großen Bildschirm zu sehen, gerade vorbei. Umfragen in eher gebrochenem Französisch ergaben, daß niemand wirklich dem Wetterbericht Aufmerksamkeit geschenkt hatte. Die meisten hatten wohl mit der Finsternis abgeschlossen. Ein schon erfahrener Finsterling meinte nur, daß man schon einen guten Draht zu Gott haben müßte, um die totale Verfinsterung der Sonne zu sehen. In der Zwischenzeit hatten wir uns mit anderen Hobbystronomen (Jost Jahn und Thomas Kessler) nördlich von Reims verabredet, so konnten wir uns die Wolkendecke wenigstens noch von einer anderen Stelle anschauen, dachten wir... Vorsichtshalber bewegten wir uns nur auf kleinen Nebenstraßen nach Nor-
Abb. 2: Perlschnurphänomen beim zweiten Kontakt. Man beachte die freischwebende Protuberanz!
1000 mm-f/10-Maksutov. Belichtungszeit: 1/500 sek auf Kodak Elitechrom 100.
den. Vor uns fuhr eine kleine Autokolonne. Wir wollten gerade zum Überholen ansetzen, da schlugen sich die Autos plötzlich nach links und rechts in die Feldwege, wir hatten soeben die Zentrallinie überfahren! Mittels Handy ließen wir uns nochmal genau »unseren« Beobachtungsplatz beschreiben, das Auffinden nach einer 130 km langen Fahrt am Finsternismorgen gelang problemlos. Wir bauten rasch unsere zwei Montierungen auf: einen 63/840mm Refraktor mit 6X6Kamera auf einer Regulus-Montierung und eine 1000mm-f/10-»Russentonne« auf einer Polaris-Montierung (Abb. 1).
Während der partiellen Phasen brauchten wir keine Sonnenfilter. Die Sonnensichel zeigte sich nämlich nur für wenige Sekunden durch eine dichte Schichtbewölkung. 15 Minuten vor der Totalität rechnete keiner mehr mit einem Erfolg. Dann war da noch dieses Wolkenloch. Es zog allerdings erkennbar an der Sonne vorbei. Der Beauftragte für Öffentlichkeitsarbeit der VdS erklärte bereits das Scheitern unserer Bemühungen - da keimte doch wieder Hoffnung auf. Denn das Wolkenloch zog in eine andere Richtung als erwartet - auf die Sonne zu! Die Beobachter waren wieder hellwach - würde unser Wolkenloch das Ren-
Abb. 1: Unsere Geräte: Auf der RegulusMontierung (Vordergrund) ein 63/840mm Refraktor, in dessen Fokus eine 6x6cmSpiegelreflexkamera montiert ist. Auf der kleinen Polarismontierung (Hintergrund) steht ein 1000mm- f/10-Maksutov-Cassegrain (»Russentonne«).
Abb. 3: Äußere Korona. Technische Daten wie in Abb. 2, Belichtungszeit 2 Sekunden.
SONNENFINSTERNIS 1999
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Abb. 4: Diamantring beim dritten Kontakt. Technische Daten siehe Abb. 1. Alle Bilder stammen von den Verfassern.
Dienstag, 10. August Der Countdown läuft. Noch ein Tag bis zu dem großen Ereignis. Die Karlsruher Wolkenvorhersage wird immer ungünstiger. Über Bayern wird totale Bedeckung vorhergesagt. Dagegen zeichnet sich im Westen Frankreichs nahe der Kanalküste besseres Wetter ab. Die Wahrscheinlichkeit für klaren Himmel liegt hier jetzt bei über 60%. Erste Überlegungen, das Ziel zu ändern und den Beobachtungsort nach Frankreich zu verlegen. Am späten Abend gibt es eine aktualisierte Wolkenvorhersage. Die Wahrscheinlichkeit im Nordwesten Frankreichs klaren Himmel zu haben, liegt jetzt bei 80%. Hinter einem Tiefausläufer soll sich das Wetter beruhigen. Die neusten Meteosat-Bilder sehen vielversprechend aus und scheinen die Vorhersage zu bestätigen. Die Entscheidung fällt: Wir werden nach Frankreich fahren.
nen gegen die Uhr gewinnen? Schon zeigte sich am Westhorizont die schwarze Wand des Mondschattens. Dann kam - 3 Minuten vor dem 2. Kontakt - die haarfeine Sonnensichel heraus! In rasender Eile wurden noch einmal die Fernrohre fokussiert. Die Sonnensichel zerfiel in eine Perlschnur (Abb. 2), und Sekunden später stand die Sonnenkorona (Abb. 3) in ihrer ganzen Pracht am Himmel. Ein Blick im Feldstecher zeigte eine große Anzahl von Protuberanzen und darüber enorm viele Strahlen einer typischen Maximumskorona. Viel zu schnell war dann alles wieder vorbei - der Diamantring des 3. Kontakts (Abb. 4) beendete das Schauspiel. Zwei Minuten nach der Totalität zog es sich zu. Die Sonne haben wir an diesem Tag nicht mehr gesehen. Regen kam auf, schnell bauten wir unsere Geräte zusammen und beendeten diese dramatische Finsternisbeobachtung.
Petra Rendtel und Hartwig Lüthen
Eine Chronik
Mittwoch, 4. August Noch eine Woche. Die Vorbereitungen laufen auf Hochtouren. Vom Deutschen Wetterdienst kommt eine erste, natürlich noch sehr vage Prognose. Am kommenden Dienstag oder Mittwoch soll der Keil eines Azorenhochs nach Deutschland vorstoßen. Man rechnet in der Totalitätszone mit einer Wahrscheinlichkeit für klaren Himmel von 50%.
Freitag, 6. August Die Prognose des DWD ist immer noch vage. Noch immer haben wir die Absicht, nach Bayern zu fahren und die Sonnenfinsternis irgendwo zwischen Augsburg und München zu beobachten. Alle Geräte, Kameras, Teleobjektive, Filter etc. sind vorbereitet und getestet. Filme liegen im Kühlschrank bereit.
Montag, 9. August Die Vorhersagen sind immer noch sehr ungenau, werden aber zunehmend schlechter. Der DWD hält sich bedeckt und ist nicht mehr so optimistisch wie zuvor. Wolkenvorhersagekarten der Universität Karlsruhe sind da schon deutlicher. Für Bayern ist bedeckter Himmel vorhergesagt. 80 % Bewölkung. Den Sonnenfinsternis-Fans wird empfohlen, in die Gegend von Karlsruhe oder Saarbrücken zu fahren. Das Internet wird gequält und alles, was an Informationen zu bekommen ist trotz extrem langsamer Datenübertragung herausgeholt. Auf manchen Web-Seiten sind wir der x-hunderttausendste Besucher.
Mittwoch, 11. August, 4 Uhr Bei sternenklarem Himmel starten wir in Richtung Frankreich. Die Straßen sind frei, um diese Uhrzeit ist von dem vorhergesagten Verkehrschaos noch nichts zu spüren. Das Wetter wird zunehmend schlechter. Wir folgen von Belgien aus der Autobahn Richtung Paris, zuletzt bei strömendem Regen und tiefhängenden dunklen Wolken.
8.30 Uhr Wir haben die Autobahn verlassen und folgen über Departement-Straßen der Zentrallinie nach Westen. In Amiens frühstücken wir, reichlich frustiert. Draußen regnet es in Strömen. Immer noch eine dichte, tiefhängende Wolkendecke. Zweifel, ob eine Fahrt in Richtung Karlsruhe nicht doch besser gewesen wäre. Ein Anruf in Bayern bestätigt die Vorhersage vom Vortag. Auch dort wird das Wetter zunehmend schlechter.
9.00 Uhr Wir fahren weiter in Richtung Poix. Der Regen läßt nach und am Horizont tauchen einige Wolkenlöcher auf. Wir wollen es nicht glauben, aber es zeigt sich blauer Himmel. Wir beschließen, nach Aumale zu fahren, ein kleiner Ort, der ziemlich genau auf der Zentrallinie liegt.
10 Uhr Noch etwas mehr als eine Stunde bis zum Beginn der Finsternis. Wir kurven über kleine Nebenstraßen um Aumale herum. Alle Parkplätze und Feldwege sind von Amateurstronomen belegt. Einige scheinen bereits seit gestern auf den Feldern zu campen. Der Himmel ist jetzt nur noch zu etwa 50% bedeckt. Zwei Wolkenschichten bewegen sich mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten in unterschiedlichen Höhen. Fast 10 Minuten lang peilen wir und versuchen, Geschwindig-
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Protuberanzen Aumale, Frankreich, 500mm-Teleobjektiv,
2x-Konverter, f/16, 1250s auf Fuji Velvia Foto: Ralf Koppmann
keit und Zugrichtung der Wolken abzuschätzen. Wir beschließen, einem großen Wolkenloch ein Stück voraus zu fahren, so weit, daß wir zum Zeitpunkt der Finsternis klaren Himmel haben werden.
10.30 Uhr Wir landen auf einem Stoppelfeld an der D320 südwestlich von Aumale. Der Himmel klart zunehmend auf. Bedeckung jetzt noch etwa 30 %. Aber immer noch schnell ziehende, tiefliegende Wolken. Wir beschließen, zu bleiben und bauen unsere Kameras auf.
11.04 Uhr Die Finsternis beginnt. Bei strahlend blauem Himmel beginnt sich der Mond langsam vor die Sonne zu schieben. Die Spannung steigt. Immer wieder ziehen Wolken vor der Sonne lang, um uns herum klart der Himmel auf.
12.00 Uhr Die Spannung steigt weiter, obwohl das schon die vierte totale Sonnenfinsternis ist. Das Licht wird langsam fahler und es wird zunehmend windiger. Rund um die Sonne bildet
Totalität Aumale, Frankreich, 500mm-Teleobjektiv, 2x-Konverter f/16, 1/2s auf Fuji Velvia. Foto: Ralf Koppmann
sich plötzlich eine breite, hochliegende Wolkendecke aus. Für die Beobachtung der schon weit fortgeschrittenen partiellen Phase stört das wenig; während der Totalität wäre auch eine dünne Wolkendecke verheerend. Zeitweise kann man die Sonne ohne Finsternisbrille beobachten.
12.10 Uhr Noch 10 Minuten bis zur Totalität. Die Wolkendecke hat sich genau so schnell wieder aufgelöst, wie sie entstanden ist. Rund um die Sonne wieder strahlend blauer Himmel. Es wird langsam dämmrig, kühl und windig. Der Film wird gewechselt und alles für die Totalität vorbereitet. Filter abschrauben! Bei der Finsternis in Chile 1994 hatte ich das in der Aufregung vergessen.
12.20 Uhr Der Mond hat die Sonne jetzt fast total bedeckt. Die Chromosphäre zeigt sich in einem unnatürlich wirkenden satten Rot. Und dann: Totale Sonnenfinsternis. Der Sonnenrand ist gespickt mit wunderschönen Protuberanzen, die Korona ist fast kreisrund und
sieht schon mit dem bloßen Auge sehr zerfasert aus. Venus und Merkur tauchen auf. Eine Fotoserie und dann nur noch beobachten. Zwei Minuten sind verdammt wenig.
12.22 Uhr Mit einem geradezu lehrbuchmäßigen Diamantringeffekt geht die Sonnenfinsternis zu Ende. Just in diesem Moment sorgt eine Windböe dafür, dass ausgerechnet das erste Foto dieses Effektes, das mir je gelungen ist, gehörig verwackelt. Dafür haben wir die Finsternis in ihren vollen Schönheit genießen können. Mein jüngerer Sohn steht da, vor Aufregung am ganzen Körper zitternd. Auch der Ältere ist tief beeindruckt, obwohl es für ihn nach Chile schon die zweite »Totale« in seinem Leben ist.
13.00 Uhr Wir räumen unseren Beobachtungsplatz und brechen zum Rückweg auf. Die partielle Phase ist zwar noch nicht zu Ende, aber inzwischen hat sich der Himmel wieder zugezogen und die Sonne verschwindet immer häufiger hinter dichten Wolken.
23.00 Uhr Erschöpft von einem langen Tag, aber glücklich, kommen wir zu Hause an. Hier erfahren wir, wie schlecht das Wetter in Deutschland war, und daß auf den Straßen immer noch ein ziemliches Chaos herrscht. Hunderttausende waren aufgebrochen, die Finsternis zu sehen, die meisten ohne Erfolg. Wir haben wohl einfach nur ungeheures Glück gehabt.
Ralf Koppman
Sofi im Chiemgau
»Trau den Meteorologen nicht weiter, als du sie werfen kannst!«
Andreas Murner
Das Sofi-Fieber erfaßte die chiemgauer Amateurastronomen wahrscheinlich schon vor langer Zeit, als bekannt wurde, daß dieses schöne Fleckchen Erde am 11.August 1999 vom Kernschatten des Mondes »überrannt« wird. Ich persönlich wurde im Alter von etwa zehn Jahren infiziert, als ich in einem Lexikon blätterte. Dabei entdeckte ich unter dem Stichwort »Sonnenfinsternis« eine Textstelle, die sich für immer in mein Gedächtnis ein-
brannte: »11.8.1999 über Süddeutschland«. Ich dachte damals noch, daß die zwölfjährige Wartezeit bis dahin einer Ewigkeit gleichen würde - und jetzt haben wir es doch schon hinter uns... Betrachtet man die letzten zwei bis drei Jahre, so erkennt man, daß sich viele Amateurastronomen trotz Hale-Bopp u.a. schon sehr gut vorbereitet hatten. Bei uns im Chiemgau ging es Ende 1997 los. Damals gab es die ersten
Überlegungen, was man denn machen solle, an diesem »glorreichen« Tag. Meine Familie besitzt einen Bauernhof. Einige der dazugehörigen Wiesen sind für astronomische Beobachtungen ideal gelegen. Was liegt also näher, als diese Wiesen auch zu nutzen - erst recht für die Sonnenfinsternis. Aber für »Astronomie im Chiemgau«, unseren Astronomenverein, wäre der Platz doch zu groß gewesen. Da entstand der Gedanke, den
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Ein Ring aus Protuberanzen. Foto: Kristen
Die innere Korona, aufgenommen am Plattensee, Ungarn, 1000mm-»Russentonne«, 1/125s, Kodak Gold 100. Foto: Reinhard Hinterreiter
Der 3. Kontakt, aufgenommen am Plattensee, Ungarn, 1000mm-»Russentonne«, 1/125s, Kodak Gold 100. Foto: Reinhard Hinterreiter
Der Verlauf der Finsternis, aufgenommen von Clemens Werner mit einem Meade 90/1250mm-ETX-Teleskop in Grabenstätt / Winkl.
Platz auch allen anderen Amateurastronomen zugänglich zu machen. Man nahm sich also ein Blatt Papier, schrieb den Gedanken nieder, und sandte das Ganze nach Heppenheim zu Otto Guthier. Ein paar Tage später klingelte mein Telefon das erste Mal wegen der Sonnenfinsternis. Es war ungefähr 21:00 Uhr, und am anderen Ende der Leitung war Peter Völker von der Fachgruppe SONNE. Er erhielt meinen Brief von Otto Guthier, und war von dieser Idee begeistert. Sein dritter Satz dieser Unterhaltung lautete: »Wenn ich das mal so sagen darf: einfach geil!« Das Gespräch dauerte noch fast vierzig Minuten, wobei auch schon einige detailiertere Pläne und Ideen geschmiedet wurden. In den nächsten Wochen wurde Texte für »SuW« und »Astronomie und Raumfahrt« aufgesetzt, um unser Vorhaben an die Öffentlichkeit zu bringen. Als im Sommer '98 das Angebot für unseren Beobachtungsplatz in »SuW« erschien, kam die Lawine ins Rollen. Da sich innerhalb weniger Wochen schon fünfzig Personen angemeldet hatten und auch einige Institutionen aus dem Umland Interesse zeigten, wurde klar, daß das gedachte Grundstück nicht ausreicht.
Das Morgen-Grauen...
Also wurde umgedacht. Dabei war sehr hilfreich, daß sich aus dem Häufchen chiemgauer Hobbyastronomen der Verein »Astronomie im Chiemgau e.V.« bildete. Die Organisation konnte nun im großen Stil starten. Nachdem sich der »Tourismusverband Chiemsee« einschaltete, standen neue Möglichkeiten offen. Ab Februar `99 zeigten immer mehr Gemeinden Interesse an unserem Vorhaben. Nach einigen Verzögerungen stand im Mai dieses Jahres auch der letzte unserer sechs Beobachtunqsplätze fest. Bei den Beobachtungsplätzen bildeten wir ein System, das allen Interessengruppen gerecht werden sollte. Auf der Kampenwand und auf der Hochries wurde alles für die visuellen GenießerInnen ausgelegt. Auf dem Samerberg gabe es keine großen Unterteilungen. Die bunte Mischung aus erfahrenen Amateurastronomen und Laien wurde angestrebt. In Eggstätt wurden die Kinder der Ferienprogramme verschiedener Gemeinden zusammengefaßt. In Seebruck wurde die Station für Fotofreaks und »Sekundenfuchser« eingerichtet. Trotz der »nur« 2 Minuten und 2 Sekunden dauernden Totalität in Seebruck sagten sich viele Finsternisjäger an. Mit der Zeit meldeten sich auch die verschiedenen Medien an. In den letzten Tagen vor SoFi überschlugen sich die Wettermeldungen - mal so, mal ganz anders... Der Wetterkrimi trieb allen das Adrenalin in den Kopf, und die Anspannung wurde fast unerträglich. Aber: Am 10. August kündete das ZDF Morgenmagazin von Wolkenlücken über dem Chiemgau - alle waren begeistert, doch niemand wollte es so recht glauben. Doch am Abend vor SoFi konnten wir bereits sternklaren Himmel bewundern. Dann war es endlich so weit: 11.August 1999!
Wolken, Wolken und nochmals Wolken. Sollte nun doch noch alles ins Wasser fallen? Nein! Der Föhn knackte die Wolkenwand und gab den Blick zur Sonne frei, zwar nicht überall perfekt, aber immerhin. In Seebruck und in Eggstätt gab es ein Wechselbad der Gefühle. Zum einen die Freude über eine nahende Wolkenlücke, zum Anderen die Angst vor der nächsten dicken Wolke. Doch zum Glück verzweifelte niemand, und alles lief wie geplant (zumindest alles, worauf wir Einfluß hatten). Das Bayerische Fernsehen berichtete live aus Seebruck. Ebenso wurde ein Beitrag für die »postekliptische« Abendschau gedreht. Die lokalen Radiosender »Radio Chiemgau« und »Radio Charivari« berichteten ebenfalls zum Teil live von unseren Beobachtungsplätzen. Die Totalität kann ich an dieser Stelle nicht beschreiben, da ich wie alle vom Seebrucker Beobachtungsplatz aus nur eine gigantische Wolke zum Zeitpunkt der Totalität sah. In Eggstätt lief es leider genauso ab. Unsere Stationen auf den Bergen hatten hingegen beste Sicht auf die Korona. Nach der totalen Phase breitete sich bei manchen Beobachtern in Seebruck Niedergeschlagenheit und Traurigkeit aus. Das war verständlich, hatten sie doch zum Teil lange Anreisen hinter sich. Alles in allem lief die ganze Sache aber sehr gut ab, und es bot sich uns die Möglichkeit, die Natur während der Totalität zu beobachten, was sonst meist untergeht. Deshalb würde ich den Begriff Totalverlust nicht im Zusammenhang mit SoFi bringen. Ein Spaß war`s allemal, und es entstehen bei solchen Gelegenheiten neue Freundschaften, die auch durch die Ansteckung am Finsternisfieber geprägt sind. Bis zur nächsten SoFi und Clear Skies!
Andreas Murner
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Volltreffer!
Bernd Brinkmann
Unsere Beobachtung der totalen Sonnenfinsternis in der Nähe von Shabla im Norden Bulgariens war ein großer Erfolg. Mit einer Gruppe von 2 niederländischen, 1 kanadischen, 4 bulgarischen und 7 deutschen Amateurastronomen waren wir auf einem einsamen Feldweg auf 43 Grad 32'21" Nord und 28 Grad 33'59" Ost. Wie sich später herausstellt, war dies der optimale Platz, nur 2.2 km südlich der Zentrallinie (berechnet mit dem Massenzentrum des Mondes). Korrigiert auf das tatsächliche Mondrandprofil, waren wir am idealen Ort, selbst die Vorausberechnung der längeren Totalitätsdauer war korrekt, wie am Video von Georg Dittie nachzumessen war. Der Himmel war völlig klar ohne eine Wolke. Die Korona hatte die typische Maximumform mit Streamern in alle Richtungen. Visuell waren auch einige Protuberanzen zu erkennen.
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2. Kontakt 500mm Sigma APO f/8, 1/250s auf Kodak Royal Gold 100
2. Kontakt 1100mm Maksutov Spiegeltele f/10.5, 1/250s auf Fujichrome Velvia
Korona 500mm Sigma APO f/8, 5s auf Kodak Royal Gold 100
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»Es war, als hätte sich alle Zeit
auf diesen Punkt zubewegt.«
Korona Balaton, Ungarn 500mm f/8 Teleobjektiv ca.1/4s Handbelichtung (Hutmethode) auf Kodak Gold 100 Foto: Thomas Jäger
Sonnenbrand am Plattensee Christian Lichtblau, Physik. Verein Frankfurt
Die Sonnenfinsternisexpedition an den Plattensee in Ungarn war für die Volkssternwarte Frankfurt des Physikalischen Vereins ein voller Erfolg. Obwohl es am Morgen noch kräftig regnete, hatten wir zur Finsternis hundertprozentiges Sonnenbrandwetter. Wir beobachteten visuell, mit Feldstechern und Teleskopen, machten hübsche Fotos und einen lustigen Videofilm. Alles in allem ein phantastisches Erlebnis für jeden von uns. Für diejenigen jedoch, die leider außer Wolken nichts sehen konnten, möchten wir hier ein paar unserer schönsten Aufnahmen zeigen.
Protuberanzen und Chromosphäre unmittelbar vor dem 3. Kontakt 6" f/10 Maksutov, 1/500s auf Agfa Ultra 50; Siofok / Plattensee, Ungarn Foto: C. Lichtblau und N. Diehl, Volkssternwarte des Physik. Vereins
Der 3. Kontakt 6" f/10 Maksutov, 1/500s auf Agfa Ultra 50; Siofok / Plattensee, Ungarn Foto: C. Lichtblau und N. Diehl, Volkssternwarte des Physik. Vereins
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»Das unwirkliche Licht war da.
Alle Hektik löste sich auf in Staunen - die Zeit schien stillzustehen .«
Innerste Korona und Protuberanzen 6" f/10 Maksutov, 1/125s auf Agfa Ultra 50; Siofok / Plattensee, Ungarn Foto: C. Lichtblau und N. Diehl, Volkssternwarte des Physik. Vereins
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Die unendliche Geschichte
Meine erste totale SoFi
Silvesterabend. Die Sektkorken knallen, und im Schein der Feuerwerksraketen wird das neue Jahr 1999 begrüßt. Gibt es da nicht irgendetwas außergewöhnliches? Ach ja, richtig: Im August eine totale Sonnenfinsternis - und das Saarland liegt im Kernschatten! Aber bis dahin dauert es ja noch eine ganze Weile.
In den folgenden Monaten bin ich vollauf mit meinem Physikstudium beschäftigt, an die Finsternis denke ich kaum noch. Mitte Juni. In Buchhandlungen sehe ich die ersten Broschüren über die nahende SoFi, denen auch Schutzbrillen beigelegt sind. Für unsere Clubzeitschrift TNT (Themen aus Naturwissenschaft und Technik) schreibe ich einen SoFi-Artikel. Bei BAADER wird die helle Fotofolie bestellt, bei BRENNERs Fotoversand Technical Pan. Ich habe mich nämlich dazu entschlossen, die partielle Phase auf TP zu bannen. Der bringt nun mal Sonnenflecken und Granulation am besten. Für die Totalität will ich Colormaterial verwenden, und zwar des größeren Belichtungsspielraumes wegen ebenfalls Negativfilm. Aber wer die Wahl hat, hat die Qual...
8 Sekunden mehr Sofi Inzwischen mache ich mir auch Gedanken über einen geeigneten Beobachtungsort. Nach Abwägen der Vor- und Nachteile verschiedener Beobachtungsplätze entscheide ich mich für die in der Nähe des kleinen Ortes Berus gelegenen St-Oranna-Kapelle. Entscheidend für diese Wahl ist die Länge der Totalität, die mit 2 Minuten und 8 Sekunden genau 8 Sekunden längert dauert als im heimischen Garten. Und obendrein sagt mir das Ambiente zu - im Westen der Friedhof, davor ein großer Braschenparkplatz; im Osten nur Felder.
Facelifting für die Ausrüstung 4 Wochen später. Endlich Semesterferien. Die heisse Vorbereitungsphase kann beginnen. Die BAADER-Folie und der TP sind eingetrof-
fen, also beginne ich mit den Testaufnahmen zur Bestimmung der richtigen Belichtungszeit. Wie sich nach der Negativentwicklung zeigt, werden bei Aufnahmen im Primärfokus nur etwa 26mm ausgeleuchtet (entsprechen knapp eineinhalb Grad), was meines Erachtens nach zu wenig für die Korona ist. Also wird bei BAADER ein neuer Kameraadapter mit satten 38mm Innendurchmesser bestellt. Jetzt habe ich nur noch in den Bildecken eine minimale Vignettierung.
Grundlagenforschung Weiterhin notiere ich mir aus diversen »Sterne und Weltraum«-Heften Belichtungszeiten für die totale Phase, auch das Himmelsjahr ist sehr hilfreich. Ich komme zu dem Schluß, daß bei 200 ASA eine Belichtungszeit von einer Sekunde (+- 1Blende) die Korona gut ablichten müßte. Doch welcher 200er ist der Beste? Nach langem Hin und Her entscheide ich mich für den KODAK Royal Gold 200. Der verspricht mir nämlich die beste Schärfe, die ich allerdings nur ausnutzen kann, wenn ich ohne Polarstern eine genaue Poljustierung hinbekomme.
Trainingseinheiten am Vollmond Ende Juli. Es wird ernst! Für die totale Phase habe ich ein Aufnahmeprogramm ausgearbeitet; nach meinen Probedurchgängen am Vollmond habe ich mich entschlossen, nur jede 2. Belichtungszeit zu wählen. Das bringt mir den Vorteil, daß ich nicht jedes Mal warten muß, bis die Schwingungen, die durch das Einstellen einer neuen Verschlußzeit entstehen, abgeklungen sind. So schaffe ich es nämlich, das ganze Fotoprogramm auf eine Minu-
te zu reduzieren (trotz Hutmethode bei den Langzeiten). Sehr hilfreich ist hierbei ein Countdown-Timer, der nach einer Minute piept. Ebenfalls am Vollmond übe ich das Fokussieren. Als genial erweist sich hierbei der Astromailinglisten-Tip mit der Scheinerblende, also den zwei außeraxialen Blenden, die bei Defokussierung ein Doppelbild liefern. Den genauen Fokus kreise ich durch drei Versuche ein und bringe eine Markierung auf dem Auszugsrohr an.
Sofimania Anfang August. Die Sonnenfinsternis dringt ins Bewußtsein der Saarländer. Fast täglich finde ich entsprechende Artikel in der Lokalpresse, auch im Fernsehen gibt es Sondersendungen. Es kommt zu einem regelrechten run auf Optikerläden, wo es die Schutzbrillen gibt. Kein Wunder, daß es zu Lieferschwierigkeiten und später sogar zum Ausverkauf kommt. 8. August. Das Wetter verschlechtert sich dramatisch, eine Regenfront hält Einzug. Doch ich bleibe optimistisch: Soll's doch aus Kübeln schütten, Hauptsache, am 11. ist es klar.
Gemeinsame Vorfreude 9. August, 11 Uhr. Mein Sternfreund Robert Franke aus Berlin kommt an, unser erstes Wiedersehen nach drei Jahren. Klar, daß wir uns viel zu erzählen haben. Am späteren Nachmittag, als die Sonne aus einem Wolkenloch herausguckt, machen wir Testaufnahmen mit dem Camcorder. Nach einiger Zeit haben wir eine passable Einstellung gefunden. »Nun brauchen wir nur noch gutes Wetter!« Danach sieht es am Abend aber gar nicht aus, es fängt wieder an zu gießen. Aber wir werden mit einem wunderschönen Dreifachregenbogen entschädigt. 10. August. Morgens ist alles grau in grau, aber es regnet nicht. Das Wetter bessert sich so weit, daß wir nachmittags das »1. ITR (=Internationales Teleskoptreffen Roden)« durchführen können. Das heißt im Klartext, daß wir folgende Celestron-Instrumente im
Den Lorenz dimmen bis zum...
...allerletzten...
...Rest. - Und dann...
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...Boooohh !
Die Sonnenaufnahmen entstanden auf KODAK Royal Gold 200, wobei die Fotos der partiellen Phase auf Schwarz/Weiß-Papier »Tetenal work Gradation 4« abgezogen wurden.
Garten aufbauen und miteinander vergleichen: 4,5" (f=900mm) Newton; 80/910 FHRefraktor sowie ein C8.
Gefragte Gegend 11. August - der große Tag. Noch vor dem Frühstück erhasche ich kurz einen Sonnenstrahl, ein gutes Omen. Um 9.45 Uhr ist die Ausrüstung verladen, und es geht los Richtung Berus. Es herrscht ungewohnt viel Verkehr. Der Finsternis-Tourismus hat auch das Saarland entdeckt. Ich erkenne fast nur noch auswärtige Kennzeichen. Wahnsinn! Im Vorbeifahren bemerke ich, daß ein Rastplatz kurzerhand als Beobachtertreffpunkt umfunktioniert worden ist. Manche Finsternisfreunde haben ihren Wagen kurzerhand am Straßenrand geparkt. Auch die Wiesen und Felder um Berus sind »belagert«. Ich werde nervös: »Hoffentlich ist der Parkplatz vor dem Friedhof noch frei.« Und: Glück gehabt! Also sofort alles auspacken und einen guten Platz reservieren. Man weiß ja nie, wieviele Schaulustige sich noch einfinden. Während Robert schon eifrig aufbaut, halte ich noch ein Schwätzchen mit den Freunden. Mit Poljustierung ist eh nix drin, dank der Wolken. Kurz nach dem 1. Kontakt öffnet sich ein Wolkenloch, das sich das sich gleich wieder schließt. Jetzt kann ich wenigstens ungefähr abschätzen, wo Norden ist. Also warten auf die nächsten Lücken, die sich gegen 11.40 Uhr im Nordosten zeigen - gerade da, wo ich sie
nicht brauche! Trotzdem fotografiere ich sie, getreu Motto: »Es war nicht alles grau in grau.« Doch das Glück ist nicht von langer Dauer. Auch innerhalb der nächsten halben Stunde können wir die Sonne nur blickweise erhaschen. 12.20 Uhr. Noch neun Minuten bis zur Totalität. Das Licht ist bereits fahl und kraftlos geworden - richtiges Geisterlicht. Und immer noch Wolken ohne Ende. Frustriert nehme ich den unbelichteten TP aus der Kamera und lege einen Farbfilm ein. Damit kann ich wenigstens das Horizontleuchten fotografieren. Das sieht man nämlich auch, wenn es bewölkt ist. Kommt der Finsterniswind? 12.25 Uhr. Noch vier Minuten! Selbst wenn es jetzt aufklaren würde, wäre die Zeit zu knapp für eine exakte Poljustierung. Also tausche ich den Herschelkeil gegen das Kameragehäuse aus. Nachführmotor an.
Showdown 12.27 Uhr. Endlich: Die Wolken werden dünner, und eine hauchdünne Sonnensichel scheint hindurch. Schnell das Teleskop zur Sonne schwenken, fokussieren (gelobt sei die Markierung), auslösen. Spannen, auslösen. Wie in Trance stelle ich verschiedene Zeiten ein. Aufnahme folgt um Aufnahme. Die Sonnensichel wird immer schneller immer schmäler. Da! Eine herrliche Perlschnur! Und Dunkelheit -- wobei es aber immer noch bedeutend heller als in einer Vollmondnacht
ist. Im Kamerasucher erkenne ich wunderschöne Protuberanzen, eine hat sich sogar von der Sonne losgelöst. Immer wieder ziehen Wolkenschwaden vorüber. Trotzdem riskiere ich Langzeitaufnahmen bis 2 Sekunden, damit ich wenigstens einen Teil der Korona draufbekomme. Irgendwann schaue ich nach Westen und sehe eine olivbraune Wand bis etwa 20 Grad Höhe. Fantastisch! 2 Sekunden später wird es hell. Schade, daß mein frisch eingelegter 36er schon voll ist, is wohl nix mit dem Brillianten. Aber Hauptsache, Korona und Protuberanzen sind drauf. 12.45 Uhr. Der Wettergott meint »So, genug gesehen!« und fährt eine geschlossene Wolkendecke auf. (Wie sich später herausstellte, haben wir eine der wenigen Wolkenlücken erwischt. Ja, lediglich einige hundert Meter weiter weg fand die Totalität hinter Wolken statt!) So finden wir Gelegenheit, die Videoaufnahmen vor Ort im Camcordersucher zu bewundern. Klasse, alles drauf! Am nächsten Tag zeigt sich, daß auch meine Fotos was geworden sind, sogar die 2-Sekunden-Aufnahme. Sie zeigt trotz dünner Wolken einige Koronastrahlen! Auch die Protuberanzen sind sehr schön zu erkennen. Auf dem Heimweg stecken wir in einem Stau, wie ich ihn noch nie erlebt habe. Wir benötigen über eine Stunde, um zu Hause anzukommen. Alles wegen der Finsternis!
Stefan Griesing Josefstr. 64, 66740 Saarlouis-Roden
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Saarbrücken/Spicheren, 11. August 1999, 11:25 Uhr
Text: Gernot Meiser, Fotos: Pascale Demy/Gernot Meiser
Noch vor wenigen Minuten stand die schmale Sichel der Sonne hell leuchtend zwischen den dunklen und schweren Gewitterwolken. Einige Vögel ziehen verwirrt immer enger werdende Kreise indem sie immer tiefer kommen um dann ganz in dem nahe gelegenen Wald zu verschwinden. Die Stadt Saarbrücken liegt einige wenige Kilometer von hier. Tausende von Menschen sind der Aufforderung gefolgt, auf die alten Kriegsfelder von Deutschen und Franzosen zu kommen, um gemeinsam das Phänomen Sonnenfinsternis zu beobachten.
Pascale Demy und ich haben uns zur Aufgabe gemacht, an diesem historischen Platz den Kernschatten zu erwarten. Und genau hier, wo der Mondschatten die nicht mehr wirklich vorhandene Grenze überschreitet, wollen wir Menschen beider Nationen auf das wunderschöne Naturschauspiel einstimmen. Wir stehen auf einer kleinen Plattform, um uns herum warten und verharren über 10.000 Menschen gespannt und wohl wissend, daß wir wohl keinen Einfluß auf das gerade nicht viel versprechende Wetter nehmen können. Schmerzlich erkennen wir, daß der leicht auffrischende Finsterniswind nicht ausreichen wird um die bis fast zum Boden reichenden Wolken zur Seite zu drücken. Jetzt wird es dunkel, einen kurzen Augenblick ist es nicht ganz klar, ob die Dunkelheit von den schwarzen Wolken, die gerade einen »tropischen Regen« über uns ergießen, oder von dem uns in diesem Moment erreichenden Mondschatten herrührt. Erst jetzt, nachdem es richtig finster ist, und ich mich von den Reportern losreißen kann, begreife ich mit Bedauern, daß ich nach 20 Jahren Sonnenfinsternisbeobachtung zum ersten Mal die Korona nicht sehen und fotografieren darf. Dabei war es mir doch so wichtig gewesen, daß all diese Menschen um uns herum einmal diese Schönheit und Faszination selbst erleben und sich von der Überdimensionalität einer totalen Sonnenfinsternis berühren lassen.
Es regnet in Strömen und plötzlich zucken helle Blitze auf und ein heftiger Donnerschlag demonstriert die »Macht der Götter«. Welch eine unheimliche und ergreifende Stimmung! Tausende von tropfnassen Menschen - Franzosen, Holländer, Spanier, Engländer, Amerikaner und Deutsche erleben wie der Mondschatten über sie hinweg zieht und ihre Welt in dunkle Nacht stürzt. Die Gemeinde Spicheren hat richtig gehandelt - die Straßenlaternen bleiben aus. In der Ferne liegt ein kleines französisches Dorf, dessen helle Beleuchtung der durchaus gespenstischen Stimmung noch eine weitere unwirkliche Komponente gibt. Die Menschen hier oben sind enger unter den Regenschirmen zusammengerückt, als ob sie diese »unnatürliche«, unbegreifliche Situation nur gemeinsam überstehen könnten. Für Augenblicke glaube ich eine internationale Völkerverbundenheit zu spüren. Genau jetzt verstehe ich jene alte kolumbianische Betrachtungsweise zum ersten Mal wirklich, nach der angesichts einer Sonnenfinsternis, all die Unterschiede verschiedener Anschauungen, die andauernd Kriege und Kämpfe verursachen, verfinstert werden können. Ich selbst kämpfe mit den Tränen - nicht nur aus eigener Enttäuschung über die verpaßte Totalität, nein, vielmehr weil ich die schier unglaubliche und eigentlich unbeschreibliche Stimmung in mich aufsauge und die Tränen der Enttäuschung in Tränen der Rührung und Verbundenheit sich verwandeln; Verbunden-
heit mit der Natur, mit den vielen hier versammelten Menschen, mit all den anderen, die sich voller Erwartung nach Europa in die Schattenzone begeben haben, mit den Organisatoren dieser Veranstaltung und den vielen Presse, Radio- und Fernsehjournalisten, die sich in den letzten Wochen von unserer Begeisterung anstecken ließen. Dann wird es auf ein Schlag wieder hell. Deutlich können wir den über den Wolken abziehenden Mondschatten erkennen. Die Menschen bleiben noch einige Augenblicke still. Plötzlich und für einen sehr kurzen Moment ist die schmale Sichel der befreiten Sonne im »durchgewühlten« Himmel wieder zu sehen. Die Menge demonstriert ihre Enttäuschung mit einem lauten »Buuuuh«. Es soll aber ganz bestimmt nicht dabei bleiben, schon überfallen uns die ersten Zuschauer mit vielen Fragen zur nächsten totalen Sonnenfinsternis im südlichen Afrika...
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