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TIPPS FüR BEOBACHTER
4 Auf den Spuren Messiers, Herschels und … II (Güths Torsten)
6 M wie Messier Journal 4: M 11, M 39, M 92 (Güths Torsten)
10 King - Parade der unscheinbaren Sternhaufen (Igel Günther)
10 Wie sind die Beobachtungsbedingungen in Deutschland (Igel Günther)
12 Doppelsterne in der Leier (Schoch Horst)
13 Astrofotographie - eine Einführung in die Stellarfotografie (Riepe Peter)
SPT/SONNE
14 Das Maximum des 23. Sonnenfleckenzyklus (Völker Peter)
15 Wie wird das Wetter morgen auf der Sonne? (Zunker Andreas)
18 Sonnenfleckenbeobachtung mit blossem Auge A-Netz (Fritsche Steffen)
19 Wie kann man die Sofi-Brillen weiter verwenden? (Hörenz Martin)
ASTROFOTOGRAFIE
22 Ektachrome 200, naturbelassen, nicht gehypert (Flach-Wilken Bernd)
29 Planetarische Nebel mit H-alpha Filter und CCD (Riepe Peter, Binnewies Stefan, Tomsik Harald)
CCD-TECHNIK
31 Aus dem Pixelkästchen Journal 4 (Leue H. J.)
31 Bildverarbeitung mit professioneller Software (Rendelmann Holger)
34 Keine Angst vor der Wasserkühlung (Horn Konrad)
37 CCD-Aufnahmen ohne Leitstern Teil 1 (Witt Volker)
METEORE
40 Leoniden 1999 - Berichte und erste Auswertungen (Horn Konrad, Neumann Gerhard)
44 Vollautomatische Videoüberwachung (Rendtel Jürgen, Sperberg Ulrich)
47 Leonidenschauer 1999 (Arlt Rainer)
DEEP SKY
49 Digitale Deep Sky Daten, visuelle Beobachtungen, NGC/IC-Projekt (Steinicke Wolfgang)
56 Die NGC 5278 Gruppe - visuell (Wenzel Klaus)
58 Beobachtung der Seyfert-Galaxie NGC 262 (Diederich H.-G.)
59 Extragalaktische Kugelsternhaufen (Bohle Jens)
KOMETEN
66 Tips für den Kometenbeobachter Journal 4 (Machholz Don, Kerner Heinz)
69 Komet C/1999 S4 (Linear) (Meyer Maik)
72 Beobachtungsergebnisse der Kometen C/1999 H1 und C/1999 J3 (Kammerer Andreas)
KLEINE PLANETEN
74 Wie astrometriert man Kleinplaneten? (Kandler Jens, Lehmann Gerhard)
80 Beobachtungshinweise Kleinplaneten bei Messierobjekten (Kandler Jens)
SPEKTROSKOPIE
81 Beobachtung der H-alpha-Emissionslinie im System VV Cep bei der Bedeckung 1997-1999 (Pollmann Ernst)
83 Einführungsschrift zur Astro-Spektroskopie (Pollmann Ernst)
VERäNDERLICHE
84 Auswertung visueller Lichtkurven (Braune Werner)
84 BAV - Fachgruppe Veränderliche der VdS (Braune Werner)
86 Sternbedeckungen durch Kleinplaneten (Bode Hans-Joachim)
86 Aus dem BAV Circular 2000 (Braune Werner)
DARK SKY
88 Sterne, wo seid ihr geblieben? (Hänel Andreas, Boulnois Reiner)
90 Ostallgäu zu Skybeamern: Nein Danke (Schenk Marcus, Mros Achim)
ATMOSPHäRISCHE ERSCHEINUNGEN
92 Der Regenbogen des gespiegelten Sonnenlichts (Vornhusen Mark)
94 Aureole und Kränze (Bretschneider Hartmut)
94 Nebensonne 22 Grad (Hinz Wolfgang)
AMATEURTELESKOPE
95 Amateurteleskope Steckbrief: Siberia 110 (Remmert Elmar)
97 Kompaktes Multi-Schiefspiegler-Teleskop (Wolter Heino)
102 Die Selbstherstellung eines Teleskopspiegels Teil 1 (Heising Thomas)
STERNWARTEN
105 Neues aus der Arbeit der VdS-Sternwarte Kirchheim (Schulz Jürgen)
JUGENDARBEIT
107 Astronomie für Jugendliche (Reimann Uwe)
PARAWISSENSCHAFTEN
109 Unterm Horizont: die andere Seite der Astronomie (Kendl Alexander)
BEOBACHTERFORUM
110 Nova Aquilae 1999 Nr. 2 (Sparenberg Rainer)
111 Protokoll einer Nova der Extreme: V 1494 Aql (Kaltenbrunner Thomas)
112 Neue Bahn für tau Cygni AB (Alzner Andreas)
112 Mondfinsternis über Düsseldorf (Liesenkötter Josef)
114 Eine computergesteuerte astronomische Beobachtungsstation (Kraus Stefan)
VDS-NACHRICHTEN
120 VdS 24. ordentliche Mitgliederversammlung 24.10.1999 (Celnik Werner E.)
121 VdS Mitgliederentwicklung 1999 II (Guthier Otto)
122 Jubiläen 2000 (Plötz Hildegard)
123 VdS Schnellzirkular (Guthier Otto)
124 Leserbriefe unserer Mitglieder Journal 4 (VdS-Redaktion)
VDS VOR ORT
126 Sternwarte Starkenburg 30 Jahre (Schwab Erwin)
128 Sternzeit seit 25 Jahren (Fuchs Peter)
4
0 Tagung Deep Sky Tagung 2000 auf dem Eisenberg (VdS vor Ort)
DER RüCKBLICK
130 Sofi-Exkursion des Albert-Schweitzer-Gymnasiums (Sonnemeyer Jürgen)
132 Mit Schülern zur Sonnenfinsternis (Wendt Anke, Stinner Peter)
135 Totale Sonnenfinsternis 11. August 1999 (Uhlig Joachim)
138 Leoniden in und zwischen den Wolken (Lucius Dirk)
REZENSION
143 "Buchbesprechung "Astronomie mit dem PC""" (Lüthen Hartwig)
143 "Buchbesprechung "Was man am Himmel sieht""" (Schmidt-Kaler Theodor)
VORSCHAU
144 Vorschau auf astronomische Ereignisse Journal 4 (Celnik Werner E.)
HINWEISE
147 Gedanken zum Schluß (Guthier Otto)
EDITORIAL
1 Editorial Journal 4 (Guthier Otto)
Textinhalt des Journals 04
Der Textinhalt dient zum Durchsuchen, zum Ausschneiden vorn Text und für internetgestützte Übersetzungs-Software.
Der Text ist nicht formatiert, Bildunterschriften sind irgendwo im Text eingefügt.
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RUBRIKEN
147 Editorial 1 147 Veranstaltungen 144
Impressum
11
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Inserenten
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4 SERVICE > TIPPS FÜR BEOBACHTER
Auf den Spuren Messiers, Herschels und der anderen klassischen Astronomen
von Torsten Güths
Im letzten VdS Journal habe ich ein Projekt vorgestellt, das dem breiten hobbyastronomischen Publikum die Suche nach unbekannten Objekten schmackhaft machen soll. Da bei der Suche und Beobachtung im Allgemeinen nach Sternkarten vorgegangen wird, in denen die Objekte so schön verzeichnet sind, bleibt somit nur wenig Raum für Entdeckungen und Überraschungen. Wir sollten doch auf einfachem Weg versuchen, eigene Durchmusterungen ohne Sternkarte durchzuführen, wofür ich an dieser Stelle Himmelsregionen vorschlage.
Ich stellte für den vergangenen Winter die Gegend zwischen Andromeda und Perseus vor. Leider war die Resonanz nicht gut. Mich erreichte eine Einsendung, die zwar ins Thema paßt, jedoch nicht die vorgeschlagene Himmelsregion betraf. Sie steht am Ende dieses Artikels. So habe ich mich selbst auch auf die Suche gemacht, obwohl ich durch die Auswahl der Region vorbelastet war! Ich bin aber so vorgegangen, als ob ich keine Kenntnis von dieser Gegend hätte. Immerhin kannte ich sie ja nicht auswendig. Angefangen mit dem bloßen Auge steigerte ich das Instrumentarium über einen 10 x 50 Feldstecher bis hin zum 15 cm Newton. Die Bedingungen waren gut - knapp 6mag waren im Zenit drin.
Abb. 1: Aufnahme des offenen Sternhaufens M 34 und der Galaxie NGC 891 im Grenzgebiet der Sternbilder Perseus und Andromeda. Aufgenommen mit einm 135-mm-Teleobjektiv auf ISO-400-Farbfilm.
Mit bloßem Auge: Zwei Sterne waren im Areal erkennbar (5,6 mag). Zwei weitere knapp außerhalb der Gebietsgrenze.
Mit 10x50:
Der südliche Stern von den beiden entpuppte sich im Fernglas als eine Ansammlung von Sternen. Um ein
unscharfes Zentrum herum verteilten sich ca. 10 Exemplare. (Dieses Objekt ist der offene Sternhaufen M 34
- demnach ist also M 34 mit bloßem Auge sichtbar, was ich vorher nicht wußte)
Mit 15cm Newton: Ich habe eine Vergrößerung von 23x für das ,,abscannen" gewählt. Der Stern Gamma And ist ein hübscher
Doppelstern mit leichtem Farbkontrast gelb-blau. M 34 erscheint als eine schöne auffällige Ansammlung von
gut 30 Sternen. Ein schwacher länglicher Lichtschein begegnete mir halbwegs zwischen M 34 und Gamma
Andromedae. Es ist laut Katalog die Galaxie NGC 891. Auch unter höherer Vergrößerung waren keine weite-
ren Details im Sechszöller erkennbar. Bei einem manuellen Schwenken der Optik übersah ich NGC891,
während ich bei der Methode ,,Feld einstellen - suchen, nächstes Feld einstellen etc." die lichtschwache
Galaxie ,,entdeckte".
Die überraschungen waren für mich die Sichtung von M34 mit unbewaffneten Auge. Allerdings hatte ich mit dem Erkennen von mehr Sternen mit bloßem Auge in diesem Areal gerechnet. Gamma And war ebenfalls eine Überaschung, und obwohl ich kein Doppelstern-,,Fan" bin, war ich von dem Anblick dieser beiden engen und gleichhellen Sterne sehr angetan! Sicher können Sie auch anders bei einer systematischen Suche vorgehen. Der folgende Kartenausschnitt stellt quasi die Lösung dar: die Objekte, die Amateure mit kleinerem Equipment erkennen können. Es tauchen noch weitere Galaxien auf, deren Entdeckung eine grössere Optik bei mehr Geduld erfordert hätte, als ich für meinen Versuch aufwand.
Abb. 2: Die Lösung vom Journal Herbst 1999
(Erläuterungen im Text)
SERVICE > TIPPS FÜR BEOBACHTER 5
In der heutigen Ausgabe stelle ich ein Areal in Serpens vor. Die nebenstehende Karte soll als Kopiervorlage dienen und enthält alle Sterne bis zur 6ten Größe. Glücklich sei der, dessen Standort mehr zuläßt. Tragen Sie einfach weitere Leitsterne ein und die genaue Position der Objekte (Nebel, Sternhaufen, Doppelsterne, farbige Sterne). Diese können nummeriert und in einem Anhang beschrieben oder genauer skizziert werden. Und bitte nicht vorher spicken! Angaben zur Vergrößerung und Fernrohrgröße sind natürlich essentiell. Ebenso wie Datum, Uhrzeit, Himmelsgüte (Grenzgröße, Seeing) und Besonderheiten. Nun sind Sie aufgefordert, uns Ihre Erfahrungen mitzuteilen. Wie war ihre Methodik? Welches waren ihre größten Schwierigkeiten? Welches die schönsten Momente? Erwünscht sind natürlich auch Ihre eigenen Vorschläge für eine Himmelsregion, schicken Sie sie einfach ein! Die Gegend sollte jedoch nicht gerade im Virgohaufen liegen! Einsendeschluß für Vorschläge und Beobachtungsberichte ist der 15. September 2000.
kommt's: die ist auch weder in PGC noch UGC noch LEDA oder sonstwas drin! Wir haben keine veröffentlichte Beobachtung dieser Galaxie finden können. Klaus hat sich dann den POSS aus dem Web geholt, ausgedruckt und in der Nacht vom 11.9.99 mitgenommen. In dieser Nacht stellte sich heraus, dass dort noch weitere nicht-katalogisierte Galaxien mit 16 und 17.5 Zoll Öffnung beobachtbar sind. (Mein Kommentar: hier mußten sicher wieder Kometenhoffnungen beerdigt werden!)
Abb. 3: Die neue Aufsuchekarte
(Erläuterungen im Text)
Hier nun der kurze Bericht von Frank Leiter:
Nun - Klaus Spruck und mir ist etwas passiert, was man wohl [als Entdeckung von Deep Sky Objekten] bezeichnen kann. Am 9.9.99 kam ich auf die Idee, NGC 999 zu beobachten. Also haben Klaus und ich jeweils den Uranometria geschnappt und versucht, diese Galaxie zu finden. Das war auch gar nicht so schwer. Da ja kein Fähnchen mit der NGC Nummer auf den Dingern weht, haben wir beide die Ecke mit mehreren Galaxien jeweils skizziert - und bekamen deutlich andere Ergebnisse ! Irgendwie passte es nicht so ganz. Bis ich dann mal nachzählte und feststellte: hoppla, da hat es eine Galaxie mehr als im Uranometria (die aber so hell wie die versammelten NGC's ist!). Und jetzt
Abb. 1 (zum Bericht auf der nächsten Seite ,,M11, NGC 6705, Sternhaufen im Schild"): Der Sternhaufen M11 (oben links) in der Schildwolke, aufgenommen von Otto Guthier mit seiner 10/f2.3 Schmidt-Kamera.
6 SERVICE > TIPPS FÜR BEOBACHTER
M wie Messier
von Torsten Güths
In dem in der Astronomie unübersehbaren Wust von Objektkatalogen wollen wir uns in dieser Serie den Objekten widmen, die das ,,M" als Kürzel tragen. Dieser Buchstabe steht für den französischen Astronomen Charles Messier (1730 bis 1817), der den ersten Katalog von nichtstellar erscheinenden Himmelsobjekten zusammenstellte. Dieses Werk umfaßt 110 Objekte, die größtenteils bereits mit einem guten Fernglas sichtbar sind. Somit eignen sie sich besonders für Astronomieeinsteiger. Für die hartgesottenen Beobachter unter uns stellen sie bei einer Suche nach kaum wahrnehmbaren finsteren Objekten eine willkommene ,,Lichtdusche" dar!
Messier beobachtete damals mit einem Teleskop, das ungefähr einem heutigen guten Amateurfernrohr von etwa 10cm
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 systematische 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 MessierNummer 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 Observation
mit kleinen Instrumenten ab Auge und Fernglas geeignet sind und Sie somit keine Traumsternwarte besitzen müssen, um sie zu beschreiben. In diesem zweiten Teil sind nicht nur die Beobachtungserfahrungen des Autors widergegeben, sondern auch die Berichte von Günter Igel und Gerhard Scheerle, denen ich hiermit meinen herzlichen Dank ausspreche!
Die nächsten vier Messierobjekte für die Herbst/Winterausgabe 2000 werden sein: M42/43-Orion, M35-Zwillinge, M34Perseus, M44-Krebs.
Bitte schicken Sie Ihre Beobachtungseindrücke zu diesen Objekten an die Redaktion, Stichwort Messierobjekte, zu! Einsendeschluß ist der 15. September 2000. Vergessen Sie bitte nicht, die Beobachtungsumstände anzugeben: zumindestens die Grenzgröße mit bloßem Auge, Ihre benutzten Instrumente und eingesetzten Vergrößerungen.
M 11, NGC 6705, Sternhaufen im Schild
Objekttyp:
Offener
Sternhaufen
Entfernung:
5.500 Lichtjahre
Reale Ausdehnung: 21 Lichtjahre
Anzahl Sterne:
1000
Scheinbare Helligkeit:5,8 mag
Winkelausdehnung: 13'
Koordinaten:
RA: 18h51m
Dekl. -6 Grad
Historisches: Der Berliner Astronom Kirch entdeckte ihn im Jahre 1681. Eine ganze Reihe von Astronomen beschrieben ihn bevor Messier im Jahre 1764 diesen Sternhaufen in seine Liste aufnahm. Die Natur des Objekts war lange umstritten, man vermutete lange, daß es sich angesichts der Sternenfülle um einen kugelförmigen Sternhaufen handelte. Sein ,,junges" Alter von 250 bis 500 Millionen Jahren spricht aber dagegen.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen
(visuelle beidäugige Grenzgröße mindestens 6mag)
Auge: Mit bloßem Auge habe ich ihn bisher noch nicht eindeutig sichten können.
Fernglas: In kleineren Ferngläsern können wir nur einen deutlichen Nebelflecken erspähen. Ein Einzelstern zeigte sich mir bereits in einem 10x50 Fernglas.
10cm Öffnung: Optiken ab 60mm beginnen ihn aufzulösen. Im klassischen Vierzöller erscheint er uns bereits als Paradeobjekt, wenn wir ihn höher vergrößern. Unzählige, in etwa gleich helle Sterne mit einem hellen, vermutlich nicht zum Haufen gehörenden Stern!
22,5cm Öffnung: (Günter Igel, 9"Mak): Wunderschöner, sehr reicher offener Haufen, ähnlich groß wie der Kugelhaufen M 13, mit einem sehr hellen Stern etwas außerhalb der Mitte. Am südöstlichen Rand 2 weitere, nicht ganz so helle Sterne, ob zugehörig, ist nicht ganz klar. Der Kern besteht aus relativ hellen Sternen, um den herum kaum noch aufgelöste Sterne wie ,,Puderzucker" verstreut sind. Demnach sind doch deutliche Unterschiede in der Sternhelligkeit vorhanden. Das Objekt wirkt dreiecksförmig. Schönstes Bild bei 78x, da er
hier schon sehr schön aufgelöst ist und aufgrund des gegenüber höheren Vergrösserungen relativ großen Gesichtsfeldes noch ein Teil der Umgebung sichtbar wird.
40,6cm Öffnung: (Gerhard Scheerle, 16"RC): In einem Feld von 13 Bogenminuten Durchmesser sind ca. 200 Einzelsterne von 7,8 bis 13,2mag zu sehen (Ein Stern im Zentrum von 7,8mag und zwei weitere am Rand von gut 8,5mag, der Rest ist schwächer als 9,8mag). Der sehr imposant wirkende Sternhaufen ist fast ganz aufgelöst. Nur noch in der Mitte ist eine schwache diffuse Fläche erkennbar.
Fotografie: So beeindruckend M 11 im Fernrohr ist, um ihn auf Fotopapier zu bannen, müssen wir schon Brennweiten über 500 mm einsetzen, damit wir seine Einzelsterne gut erkennen können. Ist uns eine Aufnahme gelungen, dann haben wir ein Foto, welches das Sternengewimmel von M11 inmitten eines mit Tausenden weiterer Sternen übersähten Felds der Milchstraße zeigt! Ein Anblick zum philosophieren und träumen!
SERVICE > TIPPS FÜR BEOBACHTER 7
M 39, NGC 7092, Sternhaufen im Schwan
Objekttyp:
Offener
Sternhaufen
Entfernung:
800 Lichtjahre
Reale Ausdehnung: 7 Lichtjahre
Anzahl Sterne:
30
Scheinbare Helligkeit:4,6mag
Winkelausdehnung: 31'
Koordinaten:
RA: 21h32m
Dekl. +48 Grad
Historisches: Möglicherweise schon durch Aristoteles 325 v.Chr. als kleines Wölkchen am nächtlichem Firmament erwähnt. Le Gentil wird allgemein die Entdeckung im Jahre 1750 zugeschrieben und Messier hat diesen Sternhaufen 1764 in seine Liste aufgenommen.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen
(visuelle beidäugige Grenzgröße mindestens 6mag)
Auge: Bereits mit bloßem Auge können wir ihn gerade so als kleines rundliches Wölkchen erkennen.
Fernglas allgemein: Im Fernglas lösen wir ihn bereits deutlich in die hellsten Einzelsterne auf und stellen somit die Natur des Objekts als
Sternhaufen fest. Überhaupt zeigen sich kleinere Instrumente und Vergrösserungen als sehr geeignet für die ästhetische Beobachtung von M 39 wie die beiden folgenden Berichte bezeugen:
Fernglas 8x56: (Gerhard Scheerle): M 39 erscheint als ein auffällig heller und 0,6 Grad großer offener Sternhaufen, in dem 16 Einzelsterne 7 bis 9,4mag gezählt werden können. Er sticht so sehr ins Auge, daß er problemlos selbst ,,entdeckt" werden kann.
Fernglas 16x70: (Günter Igel):Typisches Fernglas-Objekt, weil besser als im Teleskop sichtbar. Völlig aufgelöst, aber dennoch kompakt genug, um trotz der mittleren bis hohen Sterndichte der Umgebung eindeutig als offener Sternhaufen erkannt zu werden. Die Form ist dreieckig und wirkt ein bißchen wie ein Weihnachtsbaum mit der Spitze nach Norden. Gesamteindruck: Lohnenswert.
10cm Öffnung: Wir sollten keine hohe Vergrößerung anwenden, um den Eindruck eines schönen, von der Umgebung separierten Sternhaufen zu erlangen. Bereits 10
Sterne sind heller als 8,5 mag und das läßt dieses Objekt wirklich als Showobjekt für kleinere Optiken gelten. Ungefähr 10 weitere Sterne sind bis zur 10. Größe erkennbar. Seine Form ist auch nicht regelmäßig, sie erinnert an ein Dreieck. In der Mitte stehen zwei Sterne dicht beisammen.
25cm Öffnung: Der Haufencharakter geht sehr schnell verloren. Da bei zu geringer Vergrößerung das Bild leicht schmierig und aufgehellt erscheint, ist die Ästhetik nicht mehr so schön wie in kleineren Instrumenten.
Fotografie: Bei M39 schlägt auch die Stunde von kürzeren bis mittleren Brennweiten. Ab 135mm wird die Auflösung in Einzelsterne schon deutlich und mit 500mm sieht man ihn voll aufgelöst. Mit der Belichtungszeit müssen wir auch nicht an die Grenze gehen, denn dann ,,ersäuft" das Objekt im sternenreichen Hintergrund der Milchstraße.
Abb. 2: Aufsuchekarte für den offenen Sternhaufen M 11 an der Grenze zwischen den Sternbildern Adler und Schild.
Abb. 3: Aufsuchekarte für den offenen Sternhaufen M 39 im Sternbild Schwan.
8 SERVICE > TIPPS FÜR BEOBACHTER
M 92, NGC 6341 Kugelsternhaufen im Herkules
Objekttyp:
Kugelförmiger
Sternhaufen
Entfernung:
35.000 Lichtjahre
Reale Ausdehnung: 114 Lichtjahre
Scheinbare Helligkeit:6,4 mag
Hellste Sterne:
12,1 mag
Winkelausdehnung: 11,2'
Koordinaten:
RA: 17h17m
Dekl. +43 Grad
Historisches: Von J.E. Bode im Jahre 1777 entdeckt. Messier wiederum fand ihn im Jahre 1781 unabhängig auf. Dieser prachtvolle Kugelsternhaufen fristet sein Dasein im Schatten des etwas helleren und größeren Haufenkollegen M 13. Als Grund hierfür ist wahrscheinlich seine entlegene Position im Sternbild Herkules zu nennen.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen
(visuelle beidäugige Grenzgröße mindestens 6mag)
Auge: Mit bloßem Auge ist dieser Sternhaufen ,,normalerweise" nicht sichtbar.
Fernglas: In kleinen Ferngläsern bereits können wir ihn als diffusen Stern nördlich der beiden Schultersterne sichten.
10cm Öffnung: Mit einem 90mm Refraktor konnte ich ihn in den Randpartien ansatzweise auflösen. Es war nicht die beste Nacht. Er hat ein recht helles und konzentriertes Zentrum, daß von vielen kleinen
Abb. 4: Der kugelförmige Sternhaufen M 92 im Sternbild Herkules, aufgenommen von Bernd Flach-Wilken mit einer CCD-Kamera.
Sternensprenkeln umgeben Vergrößerung sollte schon betragen.
ist. Die 100-fach
22,5cm Öffnung: (Günter Igel, 9" Mak): Kleiner als M 13 aber fast gleich hell. Bereits bei 78 x gut granuliert. M 92 ist im Kern nicht ganz so konzentriert wie beispielsweise M 13 oder auch M 5, d.h. am Rand befinden sich deutlich mehr aufgelöste Sterne. Der Kern ist nicht ganz rund, sondern an einer Seite etwas abgeplattet. Außerhalb des Kerns eine Menge relativ heller
Einzelsterne, die aber offensichtlich zu dem Haufen gehören. Schönstes Bild bei 182x. M 92 wirkt dann wie ein Wagenrad mit heller Nabe und leicht geschwungenen Speichen. Ab 148x ist der Kugelhaufen sehr schön aufgelöst.
40,6cm Öffnung: (Gerhard Scheerle, 16" RC): In einem runden Feld von ca. 10 Bogenminuten Durchmesser sieht man gut 150 Einzelsterne, von denen ein Exemplar 11mag und die übrigen von 11,6 bis 14mag hell sind. In der Mitte steht eine extrem helle und relativ kleine diffuse Fläche, so dass der Kugelhaufen insgesamt stark konzentriert wirkt.
Abb. 5: Aufsuchekarte für den kugelförmigen Sternhaufen M 92 im Sternbild Herkules.
Fotografie: Wie bei allen hellen Kugelsternhaufen lohnt die Fotografie erst ab Brennweiten über 1000 mm. Die Schwierigkeiten, die ab diesen Brennweitenbereichen auftreten, läßt uns dann ein gelungenes Ergebnis vergessen! Aber auch mit geringeren Brennweiten sollten wir die Fotografie versuchen. Bei kurzen Belichtungszeiten lösen wir das Zentrum auf, während die ganze ausgedehnte Pracht erst bei Ausbelichtung des Filmes deutlich wird.
10 S E R V I C E > T I P P S F Ü R B E O B A C H T E R
King - Parade der unscheinbaren Sternhaufen
Fazit zur visuellen Beobachtung der King-Sternhaufen unter Vorstadt-Himmel
von Günter Igel
So lautet das Fazit meiner visuellen Beobachtungen der King-Sternhaufen. Sind sie wirklich unscheinbar? Oder stellen etliche der Kings, die ich so bewertete, bei Grenzgrößen über 6m vielleicht glitzernde Kleinode dar?
Bei etwas aufgehelltem Himmel jedenfalls, Grenzgröße um 5m, ist die Beobachtung der King-Sternhaufen nicht besonders sinnvoll. Die meisten sind so lichtschwach, daß sie sich vor diesem Himmelshintergrund kaum abheben. So habe ich K 7 gar nicht gefunden, und bei K 2, K 4, K 11 und K 25 bin ich mir nicht
ganz sicher, ob sie es waren. Lediglich K 14 habe ich als lohnenswert, 5 weitere Kings als weniger lohnenswert und die restlichen 18 - darunter die 4 unsicheren Kandidaten - als unscheinbar eingeordnet. K 24 konnte ich nicht beobachten, da er für meinen Beobachtungsstandort mit - 29 Grad 29` zu weit südlich steht.
Die soll aber auf gar keinen Fall eine allgemeingültige Bewertung der KingSternhaufen sein. Sie gilt einzig und allein für meinen Himmel, für mein Instrument - ein 9 Zöller Maksutov von Intes - und sie gilt auch für meine ureigene Beobachtungsfähigkeit. Insofern wäre ich gespannt, über Beobachtungen von anderen Sternfreunden Informationen zu erhalten.
Wie sind die Beobachtungsbedingungen
in Deutschland?
von Günter Igel
Das wichtigste Kriterium für jeden Amateurastronomen ist - noch vor der instrumentellen Ausrüstung - die Beschaffenheit des Himmels. Über allgemeine Lichtverschmutzung, Sky-Beamer und Streulicht ist schon viel geschrieben worden. Was aber genau so wichtig ist, ist das Wetter. Wie oft im Jahr ist es denn überhaupt möglich, am Himmel Sterne zu sehen und diese einigermaßen sinnvoll zu beobachten? Wo in Deutschland (Österreich, Schweiz) gibt es die besten Beobachtungsbedingungen unter Berücksichtigung von Wetter, Dunst und allgemeiner Lichtverschmutzung - das Streulicht von Straßenlaternen und
Nachbarn mal außer acht gelassen? Welche visuellen Grenzgrößen sind wo erreichbar?
Ich weiß nicht, ob es möglich ist, im Laufe der Zeit eine ,,Deutschland-Karte für Amateurastronomen" zu erstellen. Ich jedenfalls habe 1998 damit begonnen, an meinem Beobachtungsort die möglichen Beobachtungsabende (-nächte) zu zählen und möchte alle interessierten Amateurastronomen dazu aufrufen, ebenfalls mal Aufzeichnungen zu machen, wie oft Beobachtungen unter welchen Bedingungen möglich sind. Dabei sollen nicht nur die Abende und
Nächte registriert werden, an denen man selbst beobachtet hat, sondern alle Nächte, an denen Beobachtungen möglich gewesen wären. Im Laufe mehrerer Jahren könnte dies durchaus zumindest ein grobes Raster dafür ergeben, wie es um die Beobachtungsbedingungen in Deutschland bestellt ist. Ein Forum dafür ließe sich sicherlich finden - vielleicht bei der VdS die Fachgruppe Deep Sky.
Mein Beobachtungs- und Wohnort ist ein nördlicher Vorort von Iserlohn am Nordrand des Sauerlandes, Luftlinie etwa 20 km südöstlich der Innenstadt von Dortmund. Ich gehe davon aus, daß die Bedingungen in einem 10 km breiten und 50 km langen Streifen entlang der Verbindungslinie Hagen-Soest ähnlich sind.
Es ist halt alles ein bisschen grösser in Texas mußt du wissen...
Was ich feststellen mußte, ist leider frustrierend: 1998 waren nur an insgesamt 68 Tagen, 1999 an 77 Tagen Himmelsbeobachtungen überhaupt möglich. Das sind 18,6 bzw. 21,1 %. Davon jedoch 1998 nur an 37 (gut 10%) und 1999 an 34 Tagen (gut 9%) mehr oder weniger uneingeschränkt. Dabei verstehe ich unter ,,uneingeschränkt", daß die visuelle Grenzgröße in der ersten Nachthälfte für wenigstens 3 Stunden bei minde-
S E R V I C E > T I P P S F Ü R B E O B A C H T E R 11
stens 4m5 liegt und der Mond nicht stört. Eingeschränkt - aber für Planeten, Mond und viele Doppelsterne noch möglich - ist die Beobachtung zwischen 4m und 4m5. Von den uneingeschränkten Beobachtungsmöglichkeiten fielen 1998 noch 2 und 1999 noch 5 in die Zeit vom 23. Mai bis 21. Juli, wo an meinem Beobachtungsort ,,weiße Nächte" herrschen, d. h. die Sonne nicht mehr als 18 Grad unter den Horizont sinkt. Dafür kann
man zwar das Wetter nicht verantwortlich machen, aber die Zahl der wirklich uneingeschränkten Beobachtungsmöglichkeiten sinkt damit auf 35 (9,6%) 1998 bzw 29 (7,9%) 1999.
Die visuelle Grenzgröße bei uneingeschränktem Beobachten lag bei mir bei 5mO +- Om2. Die beste hier je erreichte Grenzgröße lag in einem einzigen Fall in diesen 2 Jahren bei 5m5.
Fazit: In einer ,,Deutschland-Karte für Amateurastronomen" könnte man einen 10 km breiten Streifen von Hagen bis Soest mit "10 % 5m" eintragen. Sicherlich gibt es in Deutschland Gegenden mit deutlich besseren Bedingungen - nicht nur in den Alpen. Aber wo sind diese? Wer macht mit bei dieser ,,Deutschland-Karte für Amateurastronomen"?
1998
1999
A
B
C
D
A
B
C
D
E
Januar
4
3
1
-
2
-
1
2
13
Februar
4
4
-
1
1
1
-
-
11
März
4
-
2
-
4
3
-
-
13
April
1
1
-
2
2
2
-
2
10
Mai
3
5
1
-
2
2
-
2
15
Juni
1
1
2
-
3
1
3
-
11
Juli
3
-
-
-
3
7
1
-
14
August
5
1
-
-
-
1
-
1
8
September
5
-
1
-
8
-
1
1
16
Oktober
1
-
-
-
4
5
2
1
13
November
5
1
-
-
5
1
-
-
12
Dezember
1
2
3
-
-
-
2
1
9
Gesamt
37
18
10
3
34
23
A = ohne Einschränkung (wenigstens 3 Std. bei mind. 4m5) C = mit Einschränkung (wenigstens 3 Std. bei 4m0 bis 4m5), nur für bes. helle Objekte geeignet E = Gesamtzahl der möglichen Beobachtungsabende pro Monat in 1998 und 1999
10
10
145
B = dto., aber Mondlicht stört D = dto., aber Mondlicht stört zusätzlich
Tab. 1: ,,Beobachtungsmöglichkeiten in Deutschland", (nördlicher Vorort Iserlohn)
IMPRESSUM
VdS-Journal für Astronomie · Mitteilungsschrift der Vereinigung der Sternfreunde (VdS) e.V.
Herausgeber: Vereinigung der Sternfreunde (VdS) e.V.
Geschäftsstelle: Am Tonwerk 6, D-64646 Heppenheim
Redaktion:
Dr. Werner E. Celnik, (Schriftführer) Otto Guthier (Vorsitzender) Dr. Axel Thomas Unter redaktioneller Mitarbeit der VdSFachgruppen-Redakteure und VdSMitgliedern
Grafik, Bildbearbeitung:
Dr. Werner E. Celnik und die Autoren
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Internet:
www.vds-astro.de
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,,VdS-Journal für Astronomie" erscheint zweimal pro Jahr und ist im Mitgliedsbeitrag von DM 42.00, bzw. ermäßigt DM 35.00 pro Jahr enthalten
Beiträge werden erbeten an: VdS-Geschäftsstelle, Am Tonwerk 6, D-64646 Heppenheim und an die Redakteure der VdS-Fachgruppen (siehe Redaktionsliste). - Der Redaktionsschluß für die nächste Ausgabe (2/2000) ist der 15. September 2000. - 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.
12 S E R V I C E > T I P P S F Ü R B E O B A C H T E R
Doppelsterne in der Leier
von Horst Schoch
Dass das verhältnismäßig kleine Sternbild Leier mehr zu bieten hat als M 56, M 57 oder und 1 und 2 zeigt z.B. ein Blick auf die stattliche Anzahl von Doppelsternen, die im altehrwürdigen Burnham´s Celestial Handbook verzeichnet sind: über 70 Objekte, alleine 3,5 Seiten voll! Für diejenigen, die an den Objekten, die unterhalb der Sichtbarkeit mit dem blossen Auge interessiert sind, stellen sie eine wahre Fundgrube dar. Nötig dazu ist nicht mehr als ein 2 - 4 zölliges Teleskop, und - was fast noch wichtiger ist - eine gute Sternkarte, wie z.B. die Uranometria oder sogar der Millenium Atlas.
Nr.
Bez. ADS RA
D
m 1
m2 d
PW
M
1
S 2351 11500 18 36.2 + 41 17 7,7
7,7
5,2
340
1132
2
S 2362 11534 18 38.4 + 36 03 7,5
8,8
4,2
183
1153
3
S 2390 11669 18 45.8 + 34 31 7,2
8,6
4,2
157
1153
4
S 2441
19 00.8 + 31 10 5,5
9,5
5,5
275
1174
5
S 2466 12071 19 07.6 + 29 48 8,5
9,0
2,4
104
1174
6
S 2483 12162 19 12.4 + 30 21 8,1
9,2
9,9
318
1174
Tab. 1: Hier nun eine erste kleine Auswahl von sechs relativ einfach zu trennenden Doppelsternen zum ,,Einsehen":
Dabei bedeuten:
Bez.: ADS: RA: D: m1: m2: d: PW: M:
Bezeichnung nach F.G.W. Struve Bezeichnung nach dem Aitken Doppelsternkatalog Rektaszension (für die Epoche 2000.0) Deklination (für die Epoche 2000.0) Helligkeit der Hauptkomponente in mag Helligkeit des ,,Begleiters" in mag Distanz (in Bogensekunden) Positionswinkel (in Grad) Karten-Nr. des Millenium-Atlas
Für den Doppelstern Nr.4 sind die Koordinaten für die Epoche 1950.0 angegeben.
Nr.1: Ein wunderbarer, enger Doppelstern, dessen Komponenten im 80/400 Refraktor (Multi 80S) bei 100x beide weiß erschienen. Das entspricht dem Spektraltyp A O der Hauptkomponente. (Im Millenium ist allerdings der PW deutlich anders).
Nr.2: Im 80/400 Refraktor ein schöner, recht enger Doppelstern, dessen Komponenten die Farben blau und gelb aufwiesen (80x). Der Spektraltyp der Hauptkomponente ist A 5.
Nr.3 Ein nicht sehr leichtes Objekt im 80/400 Refraktor. Mit 80x war ein leichter Farbkontrast gelb - blau zu erkennen; die Hauptkomponente hat den Spektraltyp A 5.
Nr.4: Ein schönes Objekt, das bereits mit 67x im 102/1000 Fraunhofer zu trennen war. Trotz des A 3 Spektrums der Hauptkomponente erschienen mir die Farben gelblich und orange-grün.
Nr.5: Im 102/1000 Refraktor ein schönes, enges Objekt, dessen Komponenten einen leichten Farbkontrast, bläulich - gelblich zeigte.
Nr.6: In der Nähe von M 56 und NGC 6765 gelegen ist dieser Doppelstern sehr einfach zu trennen. Bereits mit 45x zeigte sich ein leichter Farbkontrast, grünlich rötlich, wobei die Hauptkomponente den Spektraltyp A O (also eigentlich rein weiss) besitzt.
Inserentenverzeichnis
APM Markus Ludes, Reifenberg, ......................................................S. 9
Astro Optik Philipp Keller, Pentling........................................ S. 64
Astrocom, Gräfelfing ......................................................S. 93
Astronomieservice Copernicus Erfurt, Bad Berka..........................S. 87
Astro-Shop, Hamburg ..................................................... U2
Baader Planetarium, Mammendorf .....................................................S. 115
Bielser Observatorium, CH-Muttenz...................................S. 110
Franckh-Kosmos-Verlags GmbH, Stuttgart........................................S. 13
Fujinon (Europe) GmbH, Willich .....................................................S. 71
Intercon Spacetec, Augsburg ..................................................... S. 21
O.S.D.V. Göttker/Pietsch GmbH, Münster............................ U3 + S. 148
Paul Pleiger Maschinenfabrik GmbH & Co. KG, Witten .................................................... S. 129
Photo Universal, Fellbach ..................................................... S. 35
Star Observer, A-Purkersdorf .....................................................S. 127
Vehrenberg KG, Meerbusch-Osterath.......................U4
VdS-Reisen 2000. ......................................................S. 33
S E R V I C E > T I P P S F Ü R B E O B A C H T E R 13
Astrofotografie -
Eine Einführung in die Stellarfotografie
von Peter Riepe Fachgruppe Astrofotografie
Nach längeren Verzögerungen ist die 3. Auflage dieser Fachgruppenpublikation nun endlich fertig und verfügbar. Die ältere 15seitige 2. Auflage war in vielen Einzelheiten (Filme, CCD-Kameras, Astrozubehör usw.) nicht mehr aktuell. Sie wurde deshalb völlig neu bearbeitet, wesentlich erweitert und durch zahlreiche Abbildungen und Tabellen ergänzt. Interessenten wird nun auf etwa 100 Seiten der Einstieg in die Astrofotografie - ein faszinierendes amateurastronomisches Betätigungsfeld - leicht gemacht.
Inhaltsverzeichnis
1. Die Astrokamera 2. Aufnahmen ohne Nachführung 3. Nachgeführte Stellaraufnahmen 4. Filme in der Astrofotografie 5. Deep-Sky-Fotografie mit CCD-
Kameras 6. Das Fokussieren 7. Atmosphärische Probleme in der
Astrofotografie 8. Astrofotografische Tiefe - die
erreichbare Grenzgröße 9. Astrofotografische Exkursionen 10. Deep-Sky-Objekte in Übersichten
und Tabellen
Die Kosten betragen 12,- DM für VdSMitglieder und 16,- DM für Nichtmitglieder. Diese Kosten sind für VdSMitglieder reine Selbstkosten (Kopierund Versandkosten). Wer ,,Astrofotografie - Einführung in die Stellarfotografie" haben möchte, überweise den o.g. Betrag unter Angabe der Mitgliedsnummer als Verrechnungsscheck an die VdS-Fachgruppe Astrofotografie.
Ihre frühere Anfrage aufmerksam. Sie erhalten ,,Astrofotografie - Einführung in die Stellarfotografie" umgehend.
Etliche Amateure haben früher schon Briefmarken in kleinerer Menge eingesandt, jedoch das Skript noch nicht erhalten. Bitte senden Sie den Differenzbetrag und machen Sie noch einmal auf
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Franckh Kosmos...
14 H A U P T T H E M A > S O N N E
Das Maximum des
23. Sonnenfleckenzyklus
von Peter Völker VdS-Fachgruppe Sonne
Das spannendste Beobachtungsobjekt ist derzeit unsere Sonne. Aus diesem Grund ist ihr das Schwerpunktthema dieser Ausgabe des VdS - Journals für Astronomie gewidmet. Jeder Amateurastronom weiss, dass die Sonnenfleckenaktivität durchschnittlich 11.1 Jahre von einem Minimum bis zum Nächsten währt. Irgendwann innerhalb dieser Zeit durchläuft sie das Fleckenmaximum. Solange es die Sonnenüberwachung gibt, zeigte jeder Fleckenzyklus eine eigene charakteristische Ausprägung. Viele glichen sich zwar, woraus M. Waldmeier 1935 dann auch die bekannten Waldmeierschen Gesetze ableiten konnte, dennoch zeigte jeder Zyklusverlauf seine Individualität.
Entdeckt worden war die Periodizität der Sonnenflecken vor über 150 Jahren von dem Apotheker und Amateurastronomen Samuel Heinrich Schwabe aus Dessau, wurde aber bald darauf zur Domäne der Fachwissenschaft. Die statistische Untersuchung der Sonnenaktivität hatte ihr Weltzentrum in Zürich. Einzelheiten zur Geschichte der Eidgenössischen Sternwarte Zürich lesen Sie in Ahnerts Kalender für Sternfreunde 1997, Seite 233 ff. Im Laufe des 20. Jahrhunderts übernahm die Sonnenphysik die dominierende Rolle in der Fachwissenschaft, und so fällt die schöne und lohnenswerte Aufgabe der Sonnenüberwachung wieder in das Ressort der Amateure - mit durchaus respektablen Ergebnissen. Nachdem ich Ihnen im VdS - Journal 1997, Seiten 82 - 84, die VdS - Fachgruppe Sonne und ihre Arbeitsweisen allgemein vorgestellt hatte, möchte ich Ihnen heute einige detaillierte Einblicke in Arbeitsgebiete bringen, die zum Thema passen. Andreas Zunker und Andreas Bulling zeigen, wie faszinierend es ist, mit geringen instrumentellen Mitteln - von der Beobachtung bis zur Auswertung - die kosmischen Vorgänge auf unserem Heimatstern zu verfolgen. Zur Beobachtung sei auch an dieser Stelle noch einmal gewarnt, mit ungeschützten Augen durch ein Fernglas oder Fernrohr in die Sonne zu blicken. Sorgen Sie für genügende und richtige Lichtdämpfung! Am sichersten wenden Sie die Projektionsmethode an. Danach kommt eine kleine Sensation. Steffen Fritsche berichtet über die Beobachtung der Sonne ohne teleskopische Hilfe, jedoch mit Filtern.
Sensationell insofern, als die Ergebnisse der Sonnenbeobachtung mit bloßem Auge hier erstmals einer großen Leserschaft präsentiert werden. Sein Bericht basiert auf einem Beobachtungsprogramm, welches von H. U. Keller, Zürich, ins Leben gerufen worden war und mit dem der 22. Zyklus nahezu lückenlos überwacht wurde. Dabei gelang es Keller, dieses ungewöhnliche Beobachtungsprogramm auf ein Niveau zu heben, das es bisher - soweit ich weiß, in der gesamten Geschichte der (Amateur)Astronomie - nicht gab. Heraus kam, dass diese Beobachtungsweise eine nahezu perfekte Korrelation zu den teleskopisch ermittelten Fleckenrelativzahlen zeigt: Minimum und Maximum, Nebenmaxima und selbst kleinere Schwankungen stimmen erstaunlich präzise überein. Ob der Aussagekraft dieser Kurven gewinnt auch die alte Frage wie-
der an Aktualität, aus welchem Grund unsere Altvorderen die Flecken nicht verfolgt haben sollten, denn die natürlichen Filter wie Wolken, Nebel oder Dunst gab es auch früher, und die Astronomen waren auch vor 1000 Jahren nicht blind. Steffen Fritsche ist der Nachfolger H. U. Kellers und betreut dieses Beobachtungsprogramm weiter. Es folgen Vorschläge von Martin Hörenz, was man mit den Sonnen - Sicht - Brillen bis zur nächsten Sonnenfinsternis alles anfangen kann. Spannend ist die Lektüre über das Aktivitätsmaximum der Sonne insofern, als nach unterschiedlichen Vorhersagemethoden zum Zeitpunkt, da Sie diese Zeilen lesen, durchaus noch nicht entschieden ist, ob es bereits hinter uns liegt, ob wir es gerade durchlaufen, oder ob es noch vor uns liegt. Also: bleiben Sie an Ihren Fernrohren!
Abb. 1: Sonnenfleck mit Umbra (schwarz), Penumbra (grau) und der Granulation
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Wie wird das Wetter morgen auf der Sonne?
von Andreas Zunker Im Juni 1999 konnte man auf der Sonne besonders viele Flecken sehen. Sonnenflecken, kühlere Gebiete in der Photosphäre der Sonne, sind das auffälligste Merkmal von Sonnenaktivität, also großräumigen Bewegungen und Energieausbrüchen in der Photosphäre und darüber. Daher wird die Sonnenfleckenrelativzahl Re häufig als Leit-Index für die Sonnenaktivität herangezogen. Die von Mitgliedern der VdS-FG Sonne bestimmte Sonnenfleckenrelativzahl erreichte im Juni 1999 einen besonders hohen Wert von 133,1 (Monatsmittel), s. Abb. 1. War dies das für 1999/2000 angekündigte Maximum der Sonnenaktivität? Im November 1999 erreichte die Relativzahl einen ähnlich hohen Wert (129,3). Schon wieder ein Maximum? In Abb. 1 kann man sehen, daß die Relativzahl von Monat zu Monat relativ stark schwankt, langfristig aber ein Trend zu erkennen ist. Um diesen Trend sichtbar zu machen, wird die ,,Fieberkurve" der Monatsmittel mathematisch geglättet [1, 2]. Das Ergebnis ist die breite Linie in Abb. 1.
Abb. 1: Monatsmittel der Relativzahlen (Re) des SONNE-Netzes 1996-1999, geglättet nach der P17-Methode (ReP17)
Sie steigt bisher kontinuierlich an und zeigt noch kein Maximum. Dies wäre dann nämlich das tatsächliche Maximum der Sonnenaktivität. Leider hat das Glätten der Monatsmittel einen Nachteil: bedingt durch die verwendete mathematische Formel kann die Glättung nicht bis zum Ende der vorliegenden Datenreihe durchgeführt werden. Es werden nämlich für einen bestimmten Monat die Monate davor und danach hinzugezogen. So kann das Maximum erst einige Monate später festgestellt werden.
Da es Maxima gibt, gibt es auch Minima, wie in Abb. 2 zu sehen ist. Die Sonnenaktivität verläuft also zyklisch!
Abb. 2: Monatsmittel der Relativzahlen des SONNE-Netzes 1977-1999, geglättet nach der P17-Methode
Ein Fleckenzyklus zählt von Minimum zu Minimum, das letzte Minimum war im Juni 1996, dem Beginn des aktuellen 23. Zyklus der Sonnenaktivität. Natürlich gab es schon wesentlich mehr als 23 Fleckenzyklen, aber erst ab ca. 1750 liegen uns verläßliche Monatsmittel der Relativzahlen vor. Damals war die Sonne recht aktiv, das Minimum folgte dann im April 1755, dem Beginn des 1. Zyklus nach offizieller Zählweise. Der historische Hintergrund: Die Relativzahl wurde 1848 vom Astronomen Rudolf Wolf eingeführt, um die Fleckenaktivität verfolgen zu können. Auslöser war 1844 eine Entdeckung des Hobbyastronomen Samuel H. Schwabe aus Dessau. Er hatte anhand seiner eigenen langjährigen Fleckenbeobachtungen festgestellt, daß die Anzahl der Fleckengruppen in einem Rhythmus von etwa 10 Jahren schwankt. Mit Hilfe der Relativzahl ermittelte Wolf für die durchschnittliche Dauer eines Sonnenfleckenzyklus' einen Wert von 11,1 Jahren. Er konnte die Fleckenaktivität mit Hilfe älterer Beobachtungen bis in das Jahr 1749 zurückverfolgen. Daraufhin begannen immer mehr Amateur- und Fachastronomen, die Sonne regelmäßig zu beobachten und die Relativzahl zu bestimmen. Die Daten wurden von Rudolf Wolf und seinen Nachfolgern in Zürich gesammelt, ausgewertet und als Zürcher Relativzahlen monatlich veröffentlicht, bis 1995 das finanzielle Aus für die Zürcher Beobachter kam! Die inter-
nationale Rolle von Zürich hatte schon 1980 das neue Sunspot Index Data Center (SIDC) in Brüssel übernommen, das die Zürcher Tradition weiterführt. Damit ist die Relativzahlreihe die älteste lückenlose wissenschaftliche Beobachtungsreihe überhaupt (Abb. 3).
Abb. 3: Monatsmittel der Internationalen Relativzahl Ri (Zürich/SIDC), geglättet nach der P17-Methode
Zu ihr haben Amateurastronomen zu jeder Zeit maßgeblich beigetragen! Auch heute ist die Relativzahlbestimmung eine Paradedisziplin der Amateurastronomen, weil sie einfach ist und am Tage mit kleinen Instrumenten durchgeführt werden kann. Aufgrund des Wetters auf der Erde ist eine lückenlose Überwachung der Sonnenaktivität nur einer überregionalen Beobachtergruppe möglich, wie z.B. unserem SONNERelativzahlnetz. In Abb. 3 sieht man, daß sich die einzelnen Zyklen vor allem in ihrer Höhe deutlich unterscheiden. Die 10 höchsten Zyklen seit 1750 sind in Tab. 1 aufgelistet.
Platz Zyklus Monat Ri des Maximums
(R13)
1 19 Mai1958
201,3
2 21
Dezember 1979 164,5
3 22
Juli 1989
158,5
43
Mai 1778
158,5
5 18
Mai 1947
151,8
68
März 1837
146,9
74
Februar 1788
141,2
8 11
August 1870
140,3
99
Februar 1848
132,0
10 17
April 1937
119,2
Tab.1 : Die TOP 10 der Fleckenzyklen seit 1750 [2]
16 H A U P T T H E M A > S O N N E
Wird der aktuelle 23. Zyklus den Sprung in die TOP 10 schaffen? Um diese Frage beantworten zu können, muß man entweder warten oder eine zuverlässige Maximumsprognose machen. Dafür gibt es verschiedene Möglichkeiten.
Max Waldmeier, der bedeutendste Nachfolger Rudolf Wolfs in Zürich, veröffentlichte 1935 die Ergebnisse seiner Untersuchungen zum Verlauf der Sonnenfleckenzyklen, die sich folgendermaßen zusammenfassen lassen [3]:
1. Je höher das Maximum Rmax, desto kürzer die Anstiegszeit T.
2. Je höher das Maximum Rmax, desto länger die Abstiegszeit .
3. Je höher das Maximum Rmax, desto höher die Relativzahl R5 (fünf Jahre nach dem Maximum).
4. Je höher das Maximum Rmax, desto größer die Abstiegsfläche S2.
5. Die Anstiegsfläche S1 ist von der Höhe des Maximums Rmax fast unabhängig.
Diese fünf Waldmeierschen Gesetze sind normalerweise mathematisch formuliert, sie beziehen sich auf die Monatsmittel der internationalen Relativzahl Ri, geglättet nach der R13-Methode. Das erste Waldmeiersche Gesetz lautet zum Beispiel in mathematischer Form
log Rmax = (2,50 + 0,10) - (0,11 + 0,02)T
Die wichtigsten Kenngrößen des Sonnenfleckenzyklus' sind in Abb. 4 angegeben. An dieser Stelle sei darauf hingewiesen, daß es sich hier nicht um Naturgesetze handelt, sondern um statistisch ermittelte Näherungsgleichungen. Die Zahlenwerte in der Gleichung werden nach jedem Zyklus neu berechnet, obige Formel ergibt sich aus den Zyklen 1 - 21. Die Waldmeierschen Gesetze sind nicht für die Vorhersage des gesamten Zyklus' geeignet. Deshalb veröffentlichte M. Waldmeier im Jahre 1968 die Normalkurven, eine Art Musterzyklen, die den Waldmeierschen Gesetzen genügen [4].
Abb. 4 zeigt exemplarisch drei der zehn Normalkurven (zwei extreme und eine durchschnittliche). Eine Aussage dieser Normalkurven ist zum Beispiel, daß das Maximum ca. 2 Jahre nach dem Überschreiten der geglätteten Relativzahl Ri=50 erreicht wird. Auf den aktuellen Zyklus angewendet würde das auf ein Maximum im Mai 2000 hindeuten. Abb. 5.
zeigt allerdings, daß diese Faustregel nicht sehr zuverlässig ist.
Abb. 4: Kenngrößen des Sonnenfleckenzyklus an einer Normalkurve (Prinzipdarstellung, nicht maßstäblich)
Abb. 5: P17-geglättete Monatsmittel des SONNE-Netzes für die Zyklen 21 - 23
Der Mitte 1998 aufgetretene ,,Knick" bei Re=65 findet sich in einer der Normalkurven wieder, dort jedoch 6 Monate später. Daraus läßt sich ein Maximum Mitte 1999 bei Re=110 ,,vorhersagen". Auch dies ist noch im Bereich des Möglichen, würde aber voraussetzen, daß die Aktivität schon in 2000 merklich abnimmt. Allgemein kann der neue Zyklus schon nach ca. 2 Jahren einer der Normalkurven zugeordnet und damit grob charakterisiert werden (z.B. langer Anstieg, flaches Maximum). Damit wird die Planung von Beobachtungsprogrammen (Internationales Geophysikalisches Jahr zum Rekord-Maximum 1957/58) und Raumfahrtvorhaben (SolarMax, Ulysses, SOHO) möglich. Der Vergleich der geglätteten Relativzahlkurve mit der ähnlichsten Normalkurve kann auch für quantitative Vorhersagen der Aktivitätsentwicklung genutzt werden. Diese Methode ergab laut SIDC [5] zuletzt ein Maximum von Ri=112 im Januar 2000. Das SIDC verwendet seit einiger Zeit parallel zur ,,Standardmethode" (SM) der Normalkurven die neue ,,Combined Method" (CM) von K. Denkmayr [6], die aktuelle Vorhersage ergibt hier Ri=132 im August 2000. Im Gegensatz zur zeitlich stabilen SM-Prognose schiebt das SIDC die CM-Prognose ,,vor sich her": das Maximum wird immer für sieben
Monate nach dem aktuellen Monat vorhergesagt. Eine weitere Möglichkeit ist natürlich, den Relativzahlverlauf mit echten, vorherigen Zyklen zu vergleichen. Dies ist in Abb. 6 geschehen. Lange ähnelte der 23. Zyklus dem 13. Zyklus, seit einem halben Jahr ist dies zum Glück vorbei und der stärkere 17.
Abb. 6: Int. Relativzahlen Ri (Zürich/ SIDC), Monatsmittel, P17-geglättet; Zyklen 23, 6, 19, 13,17
Zyklus bietet sich eher zum Vergleich an. Nun scheint es fast sicher, daß der aktuelle Zyklus Ri=100 überschreiten wird, ob er es mit Ri>119,2 (Zyklus 17!) in die TOP 10 schaffen wird, darf noch bezweifelt werden.
Eine genaue Vorhersage von Zeitpunkt und Höhe des Maximums ist mit den herkömmlichen Methoden schwierig, auch kurzfristige Änderungen der Sonnenaktivität, einschließlich der (ungeglätteten) Monatsmittel, sind mittel- und langfristig nicht genau vorhersagbar. Ausgeprägte Doppelmaxima, wie sie z.B. in den Zyklen 21 und 22 auftraten (s. Abb. 2), sind weder in den Waldmeierschen Gesetzen noch in den Normalkurven vorgesehen. Neben den Waldmeierschen Gesetzen gibt es noch andere Formeln und Faustregeln, die jedoch meist nur für bestimmte Zyklen oder unter speziellen Voraussetzungen gelten.
So versuchen Wissenschaftler immer wieder, bessere Vorhersagemethoden zu entwickeln. D.H. Hathaway et al. [7, 8, 9] verglichen verschiedene Methoden der Relativzahlvorhersage. Dabei fanden sie heraus, daß die leistungsfähigsten Methoden auf Beobachtungen des (von der Sonnenaktivität beeinflußten) Erdmagnetfeldes zurückgreifen. Die beiden besten Methoden wurden kombiniert und resultierten in der in Abb. 7 gezeigten Vorhersage. Dabei werden ordnungsgemäß auch die Fehlergrenzen angegeben!
H A U P T T H E M A > S O N N E 17
Setzt man die untere Fehlergrenze als realistische Vorhersage an, ergibt sich das Maximum Mitte 2000 mit Re=115.
Abb. 7: Vorhersage nach Hathaway et al. [7] und tatsächliche Relativzahlkurve (Ri,P17), 1997-2006
In Tab. 2 werden die verschiedenen Maximumsprognosen noch einmal gegenübergestellt. Zusammenfassend läßt sich sagen, daß ein Maximum über Re=100 sehr wahrscheinlich ist, der Zeitpunkt ist jedoch noch unsicher, dürfte aber im ersten Halbjahr 2000 liegen. Wenn Sie, liebe VdS-Mitglieder, diese Zeilen lesen, ist das Maximum also wahrscheinlich schon eingetreten. Natürlich werden wir das wegen der Glättungsverzögerung (s.o.) erst über ein halbes Jahr später genau wissen. Vielleicht können wir aber auch schon im nächsten VdS-Journal für Astronomie von einem Maximum 1999 berichten.
Methode SONNE-Netz Knick Normalkurven Re=50 SIDC Normalkurven Combined Method Zyklus 17 Hathaway, untere Grenze
Zeitpunkt Re
Mitte 1999 110 Mai 2000 -
Jan. 2000 112 Aug. 2000 132 Feb. 2000 120 Juni 2000 115
Tab. 2: Vergleich verschiedener Max.-Prognosen
Aufruf an die VdS-Mitglieder Alles, was in diesem Artikel bisher beschrieben worden ist, Waldmeiersche Gesetze, Normalkurven, Daten bisheriger Zyklen, Prognosen etc., gäbe es nicht ohne die unermüdliche und vor allem regelmäßige Beobachtungstätigkeit zahlreicher Amateurastronomen über die Jahrhunderte hinweg! Natürlich wird die Sonne heutzutage von SOHO pausenlos überwacht, aber wie die Vergangenheit gezeigt hat, kann SOHO auch mal ausfallen...! Außerdem sind die Beobach-
tungsergebnisse je sicherer, desto mehr Beobachter zu ihnen beitragen. Daher sind regelmäßige Sonnenbeobachtungen durch Amateure immer noch unverzichtbar. Die FG Sonne der VdS betreibt seit 1977 das SONNE-(Relativzahl-)Netz, in dem pro Jahr ca. 130 Beobachter aus aller Welt etwa 15000 Beobachtungen zusammentragen. Seit 1980 kann die Relativzahl lückenlos (ohne Fehltag) bestimmt werden. Die Ergebnisse des SONNE-Netzes werden u.a. in SONNE, SONNE-Datenblatt, SuW, Ahnerts Kalender für Sternfreunde und im Internet veröffentlicht. Nehmen Sie bitte mit uns Kontakt auf, falls Sie bisher die Sonne ,,im stillen Kämmerlein" beobachten! Ihre Beobachtungen sind zu schade, um in Ihrem Beobachtungsbuch zu vereinsamen! Oder setzen Sie sich mit uns in Verbindung, und beginnen Sie mit unserer Hilfe die regelmäßige Sonnenbeobachtung. Selbstverständlich gibt es neben der ,,Standarddisziplin" Fleckenbeobachtung und Relativzahlbestimmung weitere interessante Arbeitsgebiete, z.B. Positionsbestimmung und Tageskarten, A-Netz (siehe den folgenden Beitrag von S. Fritsche), Fackeln, Protuberanzen, Lichtbrücken, H-Alpha, Fotografie etc..
Bitte beachten Sie aber, daß die Sonne niemals mit ungeschütztem Auge beobachtet werden darf! Für die direkte Beobachtung haben sich Objektivfilter bewährt, preiswerter ist die Projektionsmethode. Hierbei wird das vom Objektiv entworfene Bild durch das Okular auf einen Schirm projiziert. Das hat den Vorteil, daß mehrere Personen gleichzeitig die Sonne beobachten können und daß der Projektionsschirm gleichzeitig als Zeichenunterlage verwendet werden kann, auf der man in ein aufgelegtes weißes Blatt (Protokollblatt) die Sonnenflecken einzeichnet. Die Relativzahl ergibt sich dann aus der Anzahl der Gruppen g und der Anzahl der Flecken f:
Re = (10 x g) + f
Die VdS-FG Sonne hält für Einsteiger die ,,Einführung in die Sonnenbeobachtung" von W. Paech et al. bereit. Grundkenntnisse vermittelt der Übersichtsartikel [10], ausführliche Informationen enthält das Standardwerk ,,Die Sonne beobachten" [2]. Wer regelmäßig aktuell informiert sein möchte, bezieht ,,SONNE, Mitteilungsblatt der Amateursonnenbeobachter" (4 Hefte pro Jahr, Vorzugspreis für VdS-Mitglieder), für eine unverbindliche Information halten wir ein kostenloses Infoblatt für Sie bereit. Viele interessante Informationen findet man auch auf der Website der FG Sonne im Internet: http:/ / neptun.uni-sw.gwdg. de/ sonne.html
Literatur: [1]: P. Völker, K. Reinsch: Die Sonnenaktivität
1994. in: Ahnerts Kalender für Sternfreunde 1996, S. 203-207 (1995) [2]: K. Reinsch, R. Beck, H. Hilbrecht, P. Völker: Die Sonne beobachten. Reihe Astro-Praxis, Verlag Sterne und Weltraum (1999) [3]: M. Waldmeier: Neue Eigenschaften der Sonnenfleckenkurve. in: Astr. Mitt. Stw. Zürich Nr. 133, S. 105 (1935) [4]: M. Waldmeier: Sonnenfleckenkurven und die Methode der Sonnenaktivitätsprognose. in: Astr. Mitt. Stw. Zürich Nr. 286 (1968) [5]: http://www.oma.be/KSB-ORB/SIDC/DATA/ [6]. K. Denkmayr, P. Cugnon: About Sunspot Number Medium-Term Predictions. in: G. Heckman et al.: Solar-Terrestrial Prediction Workshop V, Hiraiso Solar Terrestrial Research Center, Japan, S. 103 (1997) [7]: D.H. Hathaway, Wilson, Reichmann: J. Geophys. Res. 104, 22,375-22,388 (1999) [8]: http://science.nasa.gov/ssl/pad/solar/predict. htm [9]: http://science.nasa.gov/newhome/headlines/ ast22jul99_1.htm [10]: M. Hörenz, A. Zunker: Auf der Sonne ist ´was
los! in: SuW-Special 4: Sonne, S. 70-77 (1999)
Kontaktadresse der VdS-Fachgruppe Sonne:
Peter Völker, Wilhelm-Foerster-Sternwarte, Munsterdamm 90, 12169 Berlin
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Sonnenfleckenbeobachtungen
mit blossem Auge - das A-Netz
von Steffen Fritsche
Im Rahmen der VdS-Fachgruppe Sonne existiert seit 1984 eine Beobachtergruppe, die Sonnenbeobachtungen mit blossem Auge durchführt - das A-Netz. H.U. Keller (Zürich) betreute das Netz von 1984 bis 1998. Zur Zeit senden bis zu 52 Beobachter, hauptsächlich aus Deutschland und der Schweiz, ihre Ergebnisse ein. Ein Austausch erfolgt dann mit einer französischen Beobachtergruppe. Anfang des Jahres 1999 habe ich diese Aufgabe übernommen und will Ihnen das A-Netz nun kurz vorstellen.
1. Beobachtungsweise
Die Sonne wird mit blossem Auge, das heisst ohne Vergrösserungsinstrument, aber durch ein lichtabsorbierendes Schutzfilter beobachtet. Dabei gibt es verschiedene Möglichkeiten. Schweissgläser sind für wenig Geld in Schweisszubehörgeschäften erhältlich, wo sie auch als ,,Strahlenschutzgläser" bezeichnet werden. Die Abmessungen betragen 110/85 mm und erlauben eine beidäugige Beobachtung. Es gibt sie in verschiedenen Nummern mit unterschiedlichem Lichtdurchlass: geeignet sind die Nummern 12, 13, und 14. Weit verbreitet sind Objektiv- als auch Okularsonnenfilter, sie eignen sich auch für die Beobachtung mit blossem Auge. Objetivfilter können für die beidäugige Beobachtung verwendet werden, sind aber relativ teuer. Okularfilter sind billiger, erlauben aber nur eine einäugige Beobachtung. Folienfilter bestehen aus Plastik-Mylar oder Metall-Folie und sind seit der Sonnenfinsternis im August 1999 jedem bekannt. Achtung: Nicht zu verwechseln sind diese Mylar-Folien mit den sogenannten Rettungs- oder Weltallfolien, die ungenügenden Schutz bieten und für das Auge gefährlich sind (siehe hierzu den nachfolgenden Artikel von Martin Hörenz). Nach Möglichkeit wird täglich eine Beobachtung durchgeführt und die als schwarze Punkte auf der Sonnenscheibe mit blossem Auge sichtbaren Flecken werden gezählt (Fleckenzahl A). Jeder gesichtete Fleck wird unabhängig von seinem Aussehen - ob er punktförmig, flächig oder länglich erscheint - nur als 1 Fleck gezählt (A=1). Nahe beieinanderliegende Flecken müssen eindeutig voneinander trennbar sein, um als 2 Flecken gezählt zu werden. Unbedingt sind auch alle Beobachtungen jener Tage aufzuführen, an denen kein Fleck gesehen
wurde (A=0). Es sollen aber nur Tage aufgeführt werden, an denen tatsächlich eine Beobachtung möglich war (keine Schätzungen oder Interpolationen!).
2. Der aktuelle Sonnenfleckenzyklus
In der Abbildung 1 sind die Monatsmittel der A-Zahlen von Januar 1995 bis Dezember 1999 dargestellt. Außerdem sind die ausgeglichenen Mittel angegeben. Wir sehen, dass die Aktivität immer noch ansteigt. Der Monat mit der bisher höchsten Aktivität war der November 1999 mit A=0,74. Der Mai hatte zwar nur A=0,41 zu bieten, war aber der einzige Monat des Jahres, an dem an jedem Tag mindestens ein Fleck mit blossem Auge sichtbar war.
An 118 Tagen im Jahre 1999 konnte kein Fleck mit blossem Auge beobachtet werden. Das entspricht einem Anteil von 32% aller Tage des Jahres. Nach [1] liegt der Anteil im Maximum bei 40%, so dass nicht mehr mit einem starken Anstieg der Aktivität zu rechnen ist. Dafür spricht auch der Vergleich mit dem letzten Zyklus (siehe Abbildung 2).
Beide Kurven geben die ausgeglichenen Monatsmittel der Zyklen wieder. Bei bei-
den wurde mit dem Minimumszeitpunkt begonnen. Die Einheit auf der Zeitachse beträgt ein Jahr. Während der 22.Zyklus nach 4,5 Jahren bereits das sekundäre Maximum erreicht hatte, zeigt der aktuelle Zyklus nach fast 4 Jahren gerade mal eine halb so große A-Zahl. Deutlich wird auch der viel flachere Anstieg.
3. Vergleich von A-Zahl und Wolf'scher Relativzahl
Man kann sich sicher die Frage stellen: ,,Reichen nicht die vielen verschiedenen Maßzahlen der Sonnenaktivität? Muss es auch noch eine A-Zahl geben?" Ich meine ja! Nicht nur, dass es eine besonders einfach zu bestimmende Zahl ist, sie gibt auch die Möglichkeit, an die teilweise recht alten Beobachtungen aus vorteleskopischer Zeit anzuknüpfen. Dazu ist es allerdings notwendig, auf den Filter zu verzichten und Dunst oder Sonnenauf- bzw. Untergang zu nutzen. Die so ermittelten Werte nennen wir dann A*. Es zeigt sich, dass Sichtungen auf diese Art und Weise selten auftreten. Eine statistische Auswertung ist momentan noch nicht möglich. Die ,,normale" A-Zahl zeigt beim Vergleich mit der Wolf'schen Relativzahl gute Übereinstimmung (siehe Abbildung 3).
Abb. 1: Monatsmittel und ausgeglichenes Mittel des aktuellen Zyklus
H A U P T T H E M A > S O N N E 19
Der Faktor 100 bei der A-Zahl wurde willkürlich gewählt und soll nur zu einer besseren Darstellung führen. Einen Nachteil der Sonnenfleckenbeobachtung mit blossem Auge darf ich natürlich nicht verschweigen. Man benötigt teilweise recht viel Geduld, wenn man immer und immer wieder nur eine O als A-Zahl eintragen kann. Viele Beobachter des A-Netzes können nur von Zeit zu Zeit einen Fleck mit blossem Auge erkennen. Um so mehr Anerkennung verdienen die vielen Beobachter, die durch ihren Einsatz das ANetz erst möglich machen. Über neue Beobachter freuen wir uns jederzeit. Wenn Sie Interesse haben, wenden Sie sich an die Kontaktadresse für das A-Netz:
Abb. 2: Vergleich des aktuellen mit dem vorangegangenen Zyklus
Steffen Fritsche Sonnenbühlstr 6 D-95189 Köditz A-netz.fritsche@gmx.net www.planet-interkom.de/steffen.fritsche
[1] Reinsch u.a. (Hrsg.).:Die Sonne beobachten, Sterne und Weltraum, Hüthig GmbH, Heidelberg 1999von Steffen Fritsche
Abb. 3: Vergleich der monatlichen Relativzahlen von SONNE und 100*A
Wie kann man die Sonnenfinsternisbrillen weiter verwenden?
von Martin Hörenz Pohla
Sie haben sich zur Finsternis im vergangenen August eine Sonnen- Sicht- Brille gekauft? Nun ist die Sonnenfinsternis vorbei, vielerorts ließen die Wolken einen ungetrübten Blick auf die Sonne nicht zu. Wohin nun mit der Brille? Auf keinen Fall wegwerfen! Spätestens am 31. Mai 2003 wird man die Brille wieder brauchen, denn an diesem Tag wird in den frühen Morgenstunden über Deutschland die nächste partielle Sonnenfinsternis zu sehen sein (siehe Tab.1). Und was in Sachen
Augenschutz bei einer Sonnenfinsternis gilt, ist auch an einem normalen sonnigen Tag zu beachten. Nur selten dämpft die Erdatmosphäre z.B. durch Nebel das Sonnenlicht ausreichend, deshalb ist ein guter Schutz notwendig. Bis zur nächsten Sonnenfinsternis können die Brillen deshalb beim Beobachten von Sonnenflecken mit bloßem Auge Verwendung finden. Da Sonnenflecken eine Größe vom Mehrfachen des Erddurchmessers erreichen können, sind sie manchmal auch
Datum
31.05.03 03.10.05 29.03.06 01.08.08 15.01.10
Bemerkungen
etwa 80% Bedeckung, bei Sonnenaufgang etwa 50% Bedeckung etwa 40% Bedeckung etwa 25% Bedeckung <5% Bedeckung, bei Sonnenaufgang
Tab. 1: Sonnenfinsternisse in Deutschland bis 2010 (alle partiell)
mit bloßem Auge sichtbar. Gerade jetzt in der Zeit des Maximums kommt es häufig vor, daß sogar mehrere Flecken gleichzeitig zu sehen sind. Ihre Sichtbarkeit hängt aber nicht nur von der Größe des Sonnenfleckes ab, sondern auch von der Güte des verwendeten Filters [2], also z.B. der Sonnen- Sicht-
Sichtbarkeitskriterien für Sonnenfleckenbeobachtungen mit
bloßem Auge
A: Objekt vielleicht blickweise gesehen
B: Objekt blickweise, aber eindeutig gesehen
C: Objekt schwach, aber konstant oder fast konstant gesehen
D: Objekt mühelos und konstant gesehen
E: Objekt auffallend und nicht zu übersehen
20 H A U P T T H E M A > S O N N E
Brille. Im vergangenen Jahr habe ich über mehrere Wochen mit drei dieser Brillen Sonnenflecken beobachtet. Dabei handelt es sich zum einen um zwei Brillen mit Metallfolie (die KosmosSonnenfinsternisbrille und die ZeissSonnen- Sicht- Brille) und zum anderen um eine Brille mit Polymerfolie. Die Metallfolienbrillen unterscheiden sich in der Helligkeit des Sonnenbildes, wobei die Kosmos- Brille das hellere Bild liefert. Bei beiden hatte ich den Eindruck, daß das Bild leicht bläulich wirkt. Die Polymer- Brille liefert dagegen ein angenehmeres orangefarbenes Bild. Außerdem hat diese Brille den Vorteil, das keine störenden Reflexe auftreten. Zur Einschätzung der Sichtbarkeit von Sonnenflecken habe ich dabei das Klassifikationsschema nach U.Bendel [3] verwendet.
Abb. 4: Die Abhängigkeit der Lichtundurchlässigkeit zweier Sonnenfinsternisbrillen von der Lichtwellenlänge.
Wellenlängenabhängige Absorption bei unterschiedlichen Brillen gegenüber Neutralglas: die Polymer-Brille (orangefarbenes Bild) läßt am meisten Licht im roten Bereich (>640 nm) durch, die Zeiss-Brille dagegen im blauen Bereich (<490 nm)
Trotz der störenden Reflexe konnten mit den Metallfolien- Brillen die Sonnenflecken deutlicher und kontrastreicher gesehen werden. Fotografische Untersuchungen mit unterschiedlichen Folien [4] führten zum gleichen Ergebnis. Auch wenn Sie Zuhause nun gerade eine Brille mit Polymerfolie liegen haben, lassen Sie sich nicht entmutigen. Jede Finsternisbrille oder auch z.B. Schweisser-Gläser sind zur Beobachtung geeignet. So wird von derzeit etwa 50 Beobachtern des sogenannten A-Netzes die tägliche Fleckenzahl mit bloßem Auge ermittelt. Bitte beachten Sie hierzu den vorausstehenden Artikel von Steffen Fritsche.
Literatur: [1] Mark Littmann, Ken Willcox, Fred Espenak:
Totality Oxford University Press, 1999 [2] E. Remmert: Sonnenfleckenbeobachtung mit
dem bloßem Auge SONNE 7 (August 1978), S.99f [3] U.Bendel: Sonnenfleckenbeobachtung mit dem bloßem Auge SONNE 9 (März 1979), S.10-15 [4] H. Middelhauve: Panik und Stimmungsmache Ein Nachtrag Mitteilungen der Volkssternwarte Darmstadt 10/11 1999, S.139
Tag 01.08. 02.08. 03.08. 04.08. 05.08. 06.08. 07.08. 08.08. 09.08. 10.08. 11.08. 12.08. 13.08. 14.08. 15.08. 16.08. 17.08. 18.08. 19.08. 20.08. 21.08. 22.08. 23.08. 24.08. 25.08. 26.08. 27.08. 28.08. 29.08. 30.08. 31.08.
Ø
Kosmos-Brille 3-D,E,C 3-E,E,C 3-E,E,A 4-A,E,D,C
1-C
0 0 0
Zeiss-Brille 3-D,E,B 3-E,E,B 3-E,D,A 3-A,E,D
1-C
0 0 0
0 1-B 1-D 1-E 1-E
1-D
2-C,D 2-D,B 1-D 2-B,E 3-C,A,D 3-C,B,E
4-A,C,B,B
1,7
0 1-B 1-D 1-E 1-E
1-D
2-C,C 2-D,A 1-D 2-A,D 3-B,A,D 3-B,B,B
4-A,B,A,B
1,7
Tab. 2: Die Ergebnisse meiner Beobachtungen im August 1999.
Polymerfolienbrille 3-D,E,B 2-E,D 2-E,D 2-D,D
1-A
0 0 0
0 1-A 1-C 1-D 1-D
1-C
2-B,B 1-C 1-C 1-C 1-C 1-B
2-A,B
1,2
Einladung
an alle VdS-Mitglieder aus der Region rund um Köln / Bonn / Koblenz zum
Sommerseminar der AG Planeten der Volkssternwarte
Bonn e. V.
am Samstag, den 12. August 2000 um 15:00 Uhr. Ort: Refraktorium (VSB), Poppelsdorfer Allee 47, 53115 Bonn. Dies ist das 42. Seminar der Bonner AG Planeten, und wie immer ist das Sommerseminar mit einem Grillfest verbunden (für Getränke und ,,Grillhardware" ist gesorgt, Grillgut bitte nach Eigenbedarf selbst mitbringen). Diesmal sollen über den Kreis der Volkssternwarte hinaus VdS-Mitglieder animiert werden, sich auf diesem Wege zu einem Regionaltreffen zusammenzufinden, sich untereinander und die Volkssternwarte Bonn kennenzulernen.
Geboten wird ein attraktives Vortragsprogramm zu den Themen:
· Erfahrung mit CCD-Technik und Bildverarbeitung · Aktuelle Berichte aus Astronomie und Raumfahrt · Ein spezieller Mondfinsternis-Reisebericht aus Australien
(Infrarotbeobachtungen) (geplant!) Die Seminarteilnahme ist kostenlos. Für unsere Planungen bitten wir bei Interesse um eine Teilnahmebestätigung bis zum 01.08.2000 an:
Paul Hombach Gottfried-Keller-Str. 3 53757 St. Augustin Tel./Fax: 02241/21563 Phombach@aol.com
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22 F A C H G R U P P E > A S T R O F O T O G R A F I E
EKTACHROME 200, naturbelassen, nicht gehypert
Ein sehr subjektiver Erfahrungsbericht zu einem interessanten ,,Astrofilm"
von Bernd Flach-Wilken
Als unverbesserlicher ,,Quartalsbeobachter", der immer wieder seine Beobachtungsschwerpunkte wechselt, bleibt bei mir zwangsweise die wissenschaftliche Betrachtungsweise von Beobachtungen und auch deren Techniken sehr im Hintergrund. Ich kann mich aus Zeitgründen nicht methodisch ausführlich mit im Raum stehenden diversen Beobachtungsproblematiken befassen, wie z. Bsp. der Frage, ob denn nun das 99er Jupiter SEB-Revival bereits ab Frühherbst in seinen ersten Andeutungen zu erkennen war, oder ob die Supernova in NGC 7714 schon Anfang November 99 wieder die 21. Größenklasse unterschritten hatte.
besser als 0,9 auch für Teleskopblenden kleiner als 6 eignen würde und das bei sehr feinem Korn. Der Himmelhintergrund bliebe angeblich weitgehendst neutralwenn man die Belichtungszeit nicht allzu sehr ausdehnen würde. Klang doch gut, oder? Nur damals war ich gerade in einer CCD Phase und somit gar nicht so sehr an diesen Neuigkeiten interessiert. Einen zweiten Kontakt mit diesem Film hatte ich dann, als in der Fachzeitschrift COLOR FOTO [1] dieser Film (auch als Amateurversion unter der Bezeichnung KODAK Elite Chrome 200 (ED) erhältlich, auf Anhieb den 200er Diavergleichstest mit deutlichem Abstand gewann.
dieses erst zu Hause anzutun und auf die Schnipseldiaentwicklung dort oben in über 3100m Höhe zu verzichten und in großem Gottvertrauen Belichtungen mit dem neuen Material, mit und ohne Deep-Sky-Filter, aufs geradewohl auszuführen. Ohne Risiko ist das Leben doch langweilig....
Der 1998er Leonidensturm war bekanntermaßen einer der Extraklasse, meine
So nimmt es nicht Wunder, daß es mir bisher nur ein einziges Mal gelungen ist, für mich einen ,,neuen" Astrofilm der Sonderklasse zu entdecken, welcher es nach vielen Praxistests nachher doch nicht war (gehyperter EKTAR 25). Ich bin somit immer auf Tipps und Hinweise anderer aktiver Beobachter angewiesen.
War der Interessenaustausch vor der Internetoffensive der letzten Jahre ein mühsames Unterfangen, so ist es heute durch das Mitwirken in diversen Newsgroups kein Problem mehr, aktiv wie passiv auf dem Laufenden zu bleiben.
So machte mich vor etwa zwei Jahren Bernd Bleiziffer aus der VdS-Fachgruppe ,,Astrophotographie" darauf aufmerksam, daß der soeben auf den Markt gekommene Diafilm KODAK Professional Ektachrome E 200 ein recht interessantes Material sei, welches sich durch einen Schwarzschildexponenten von
Und plötzlich zog der November 1998 ins Land und die Vorbereitungen zur geplanten Leoniden-Gornergrat-Tour warfen die Frage auf: nun hast Du mit deiner 1:1.7/300mm-Schmidtkamera bereits viele Objekte des Herbst- und Winterhimmels mit gehypertem TP 2415 als auch dem bekannten Negativfilm KODAK Pro Gold 400 (GPY) abgelichtet, versuche doch einmal etwas Neues! Also klar, dass es dieser Ektachrome 200 sein sollte, ungehypert, von mir ungetestet aber eben laut des nun vorliegenden Katalogs des Brenner Foto Versands: ,,...ein Film mit völlig neuer Emulsionstechnik. Er ist sehr detailgenau und extrem feinkörnig..." Na, das klang doch sehr gut! Immer meinen Astrofreund Stephan Binnewies anlässlich unserer Hale-Bopp-Gornergratreise in seinem Kulmhotelzimmerchen inmitten diverser temperierter Plastikschüsseln aus dem Fußboden sitzend den Diaentwicklungsprozess E 6 beschwörend vor Augen, entschloss ich spontan, mir
Abb. 1: Mit einem solch ausgeprägten magnetafarbenen Himmelshintergrund reagiert der E200 auf herkömmliche Deep-Sky-Filter wie dem von Lumicon oder Kenko.
Mit einer Keller-Schmidtkamera 1:1,7/300mm wurde auf dem Gornergrat 45 Minuten durch ein Lumicon-DSF der Nordamerikanebel NGC7000 am 17.11.98 überbelichtet.
F A C H G R U P P E > A S T R O F O T O G R A F I E 23
Schmidtkameraaufnahmen mit dem E 200 leider nicht. Aber das habe ich ja erst zu Hause merken können-nach dem E 6 Prozess im Fotolabor! Schade....
Überzeugen konnten die Ergebnisse allerdings in zweifacher Hinsicht: die Feinkörnigkeit und Detailzeichnung waren wirklich überzeugend - fast schon wie TP in Farbe! Und schnell war er: ohne Filter unter Gornergrathimmel besserer Güte war bereits nach 10 Minuten der Himmelshintergrund sehr stark aufgehellt - aber leider auch in einem leichten Grünton erfasst - nicht so ganz mein Geschmack. Eine versehentlich bereits nach 6 Minuten abgebrochene FuhrmannZenitaufnahme jedoch lies das erkennen, was Bernd Bleiziffer mir im Frühsommer mitgeteilt hatte: der Hintergrund bleibt weitgehendst neutral. Man darf nur nicht zu lange belichten! Die TP Formel Tmax = 2.5N (N=Effektivblende der Kamera) darf abgewandelt werden in TmaxE200 = 1.2N, wobei meine Schmidtkamera die nominellen 1,7 nicht erreicht, da durch eine 6x6cm Filmkassette erheblicher Lichtverlust
durch zentrale Obstruktion eintritt und die Effektivblende nur etwa 2 beträgt. Der Film läßt sich außerdem sehr gut pushen, ohne die Farbbalance zu verlieren und ohne allzu grobkörnig zu werden. Mehr als 3 ISO (Erstentwicklung +3 Minuten Pushstufe 1) allerdings vergrößern das Korn dann doch deutlich! Was mir nach dieser ersten E 200 Erfahrung an diesem Film weniger gefiel: ,,Astrogrün" bei OIII-Strahlern registriert er ebensowenig wie der GPY und ganz und gar grässlich reagierte die Himmelshintergrundwiedergabe bei Verwendung eines Lumicon Deep-SkyFilters. Er malte einen derartig starken ,,Magentastich" auf die Gelatine, daß ein Ausfiltern im Fotolabor zur Herstellung von Dia-Direkt-Abzügen unmöglich war (Abb. 1). Die bekannte Objektkontraststeigerung hat durch die länger mögliche Belichtungszeit zwar stattgefunden, allerdings scheint mir der Preis dafür zu hoch. Dem kann allerdings demnächst abgeholfen werden: die Firma TOKAI bietet seit kurzem einen neuartigen Deep-SkyFilter an, welcher nur noch das Licht der Störlinien herausfiltert und gerade mit
dem E 200 sehr gut harmonieren soll! [2]. Ein Düsseldorfer Astrohändler will diesen Filter ab Frühjahr 2000 auch in Deutschland anbieten. Die Tante eines Astrofreundes konnte bereits einen dieser neuen Deep-SkyFilter in den USA besorgen. Da dieser Freund noch kein passendes Fernrohr dazu besitzt, lieh er mir großzügigerweise seinen TOKAI-Filter welchen ich sofort einem harten Praxistest am Wirgeser Stadthimmel unterzog. Das Ergebnis zeigen die (Abb. 2+3): es ist einfach überwältigend wie gut der E 200 mit diesem Filter harmoniert! Wieder im lichtverseuchten Westerwald beobachtend, versuchte ich, da noch etwas E6-Chemie ihrer Verwendung harrte, das eigentlich Unmögliche: mit meinem 400mm-Keller Hypergraphen 1:8/3200mm mit E 200 ein 60-minütiges Plejadenfoto inmitten meiner 6000 Seelen-Heimatgemeinde, welche dann das vorläufige Ende meiner E200 Versuche darstellte. Auf (Abb.4) sieht man die Grenzen von Farb-Deep-SkyAufnahmen unter diesen Bedingungen ohne Deep-Sky-Filter wiederum allzu deutlich: kein Kontrast, keine Detail-
Abb. 2: Eine extrem diesige Wetterlage mit der visuellen Grenzgröße von etwa 3 mag herrschte am Abend des 24.01.2000, an welchem ein Kurztest des neuen TOKAI-DSF zeigen sollte, wie es um die Werbeaussagen des Herstellers bestellt ist. Diese blassgrüne Aufnahme von M42 mit meinem 400mmHypergraphen 1:8/3200mm wurde ohne irgendwelche Filter 30 Minuten auf 200 belichtet.
Abb. 3: Dieses Bild zeigt das anschließend an Abb. 2 gewonnene Orionnebelportrait mit dem neuen TOKAI-Nebelfilter. Die Belichtungszeit und das Instrumentensetup waren mit Abb. 2 identisch!
Aufnahmeort war in beiden Fällen mein heimischer, leider heute sehr lichtverschmutzter Beobachtungsplatz inmitten einer Kleinstadt. Wer glaubt da nicht an Zauberei? Die Harmonie der Kombination E 200-Film und TOKAI-DSF ist augenfällig!
24 F A C H G R U P P E > A S T R O F O T O G R A F I E
Abb. 4: So gibt der E 200 den Himmelshintergrund ohne Deep-Sky-Filter bei mir Zuhause unter guten Beobachtungsbedingungen wieder. Die Plejaden wurden 60 Minuten am 20.11.98 mit dem 400mm-Hypergraphen 1:8/3200mm belichtet. Ohne digitale Bildaufbereitung sind unter solchen Bedingungen keine Farbaufnahmen astronomischer Objekte mehr möglich! Wo sind die blauen Reflektionsnebel?!
abbildung, keine Tiefe, grünstichiger Himmelshintergrund...einfach zwecklos. So habe ich dann das Thema wieder gewechselt, sofern es das 99er Wetter überhaupt zuliess.
mein Hypergraph mit aufs Gornergrat, allerdings scheiterte dieses Vorhaben zunächst an der zwar geplanten, aber noch nicht anwesenden stationären großen Montierung dort oben.
Dass der E 200 aber inzwischen auch von anderen Amateuren ,,entdeckt" worden war, konnte man in [3] nachlesen. Ich zitiere Alan Dyer, der hier sinngemäß schreibt: ,,dieser Film ist sehr farbneutral und in der leicht gepushten (2 ISO) Form sogar dem nominell empfindlicheren KODAK Elite Chrome 400 überlegen". Wusste ich doch schon, aber so eine Bestätigung gefiel mir trotzdem gut. Zur Leonidenexkursion 1999 sollte eigentlich
Mein Freund Otto Guthier war inzwischen stolzer Besitzer eines Keller Deltagraphen [4] mit den optischen Daten 1:3,3/990mm Brennweite geworden, einer reinen Astrokamera, welche bis zu ihrem Serieneinsatz bei der Jagd auf Kometen, erst nochmal richtig auf Herz und Nieren geprüft werden sollte (Abb. 5). Ich war neugierig auf diese Aufgabe und das alles unter eigentlich in
Beobachterkreisen unmöglichen Vorraussetzungen: verreise nie mit unbekanntem Fernrohr und auch nie mit ausschließlich neuem Filmmaterial! Das konnte dann also nur noch gutgehen....zumal ich diesesmal allerdings E6Chemie dabei hatte. Nach einigen Problemen mit der Teleskopsteuerung (die Anleitung lag in Heppenheim) und bis heute nicht geklärten Schwierigkeiten durch die berüchtigte Polwanderung (?) gelangen zunächst einige weniger gute Ergebnisse: alle Aufnahmen der ersten Nacht waren viel zu hell: ich hatte wieder mit 2.5N viel zu lange belichtet und zudem den E6-Prozess um 2 Stufen gepusht: in der Höhenluft passieren die merkwürdigsten Dinge! Es bestand also Hoffnung der positivsten Art: einfach kürzer belichten und typgerechter entwickeln! Welchem Astrofotografen geht da nicht das Herz auf? Aber erst einmal ging der Himmel zu, entgegen der langjährigen Gornergrat- Wetterstatistik für den November- oder lieber Martin, stimmt die etwa nach den letzten el Ninos nicht mehr? Die nächsten klaren Nachtstunden kamen doch noch und so ging es also mit Macht ans Werk: alle Klassiker des Herbst- und Winterhimmels wurden innerhalb weniger Stunden trotz mechanischer Nachführschwierigkeiten abgelichtet. Bei Belichtungszeiten von je 15 Minuten sicher keine große Kunst! Mit einer Pushstufe überentwickelt, sahen die Ergebnisse schon ganz passabel aus. Eine Kostprobe eines einfachen Abzugs auf Diadirektpapier zeigt (Abb. 6), wobei die Plejadenpositionierung mangels Sucher an der Kamera leider nur randnah gelang. Der Himmelshintergrund (hier keine Korrekturfilterung beim Positivprozess!) drängt zwar immer noch nach grün, aber doch sehr dezent und ist in den nachfolgenden Bearbeitungsschritten einfach ausfilterbar. Die Auflösung der Aufnahme ist durch leichte Nachführfehler etwas beschränkt, jedoch kann der Auschnitt (Abb.7) in etwa einen Eindruck vermitteln, wie die Kornstruktur beschaffen ist. Beeindruckend am E 200 ist die hervorragende Blauempfindlichkeit, welche die des heutigen Standardastrofilms KODAK Pro Gold 400 GPY [5], welcher leider nur noch in Restbeständen verfügbar ist, deutlich übertrifft. Dadurch werden leider die Rottöne etwas weniger sauber wiedergegeben,
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aber die Empfindlichkeit in diesem Spektralbereich ist immer noch sehr gut. Schon vorhin bemängelt hatte ich die fehlende OIII Empfindlichkeit, ein Merkmal welches leider 90% aller auf dem Markt befindlichen astrotauglichen Filme auszeichnet. Ich habe dem EKTAR 100/125 schon manche Träne nachgeweint: solch schöne Cirrus-oder Ringnebel sind mir nie mehr gelungen [6]. Obwohl Papier sehr geduldig ist, sei hier noch die von KODAK veröffentlicht Sensibilitätskurve wiedergegeben: das soeben beschriebene Spektralverhalten findet sich hier sehr gut bestätigt (Abb. 8). Mit Hilfe eines Flachbettscanners und eines RAM-starken PCs bietet sich heute die Möglichkeit an, mehr aus den zuge-
gebenermassen immer noch flauen Astroaufnahmen zu machen. Die Direktdigitalisierung von 6x6cm-Negativoder Diavorlagen scheitert bei NichtFremdvergabe noch immer am hohen Preis der Scanner (ich bin noch immer der Meinung: Astrobilder gehören selbstverarbeitet). Deshalb bietet sich bei Besitz eines Fotolabors an (noch nicht alle sind der Digitalisierungswelle zum Opfer gefallen), Vorlagen nach Anfertigen eines Papierabzugs mit einem heute preiswerten und trotzdem guten Flachbettscanner zu digitalisieren. Die anschließende Bildverarbeitung ist beileibe nicht so einfach, wie es sich mancher vorstellt: es ist hier ein mindestens genauso aufwendiger Lernprozess
notwendig wie im herkömmlichen Fotolabor. Manche Stunde und manche schöne Festplatte wurden schon Opfer von letztendlich doch unbefriedigenden Bemühungen, mehr aus den Bildern herauszuholen. Meist waren am Schluss nur die Farben bunter, der Kontrast steiler und die Bildfehler stärker erkennbar, so wie es eben nicht unbedingt erstrebenswert ist. Schwierigkeiten mit dem Farbmanagment des heimischen PCs sind ebenfalls ein Stolperstein vieler Bemühungen, im Druck sieht jedes Monitorbild doch eben wieder anders aus... Ich selbst bin leider selbst noch kein Experte dieses recht neuen Metiers, habe aber schon manch bewölkte Nacht verdigitalisiert. Stand meiner Kunst zeigt die (Abb.9), welche auf Aufnahme (Abb.6) beruht und mit solch schönen Softwareprogrammen wie Paint Shop Pro [7] und Picture Window Pro [8] bearbeitet wurde. Ein anderes Ergebnis, welches die Rotempfindlichkeit des E 200 demonstrieren soll, zeigt (Abb.10). Für Kometenfreunde ist hierauf noch etwas besonderes sichtbar: Der im Juli 2000 auf etwa 4. Größenklasse prognostizierte Komet Linear S4, welcher auf der Ausschnittsvergrößerung (Abb. 2, siehe Seite 70) bereits als etwa 14mag helles, deutlich blaues Wölkchen erkennbar ist. Der E 200 steht anscheinend in besonders guter Harmonie zu Kometen! Noch ist die Welt nicht restlos digitali-
Abb. 5: Zwar gehört die zu erkennende Teleskopsäule zu einem Bruchteil mir, der Rest des Equipments allerdings ist Eigentum von Herrn Otto Guthier, der mir dieses dankenswerterweise zum Testen zu Verfügung stellte. Der KellerDeltagraph hat sich als transportable Astrokamera beträchtlicher Größe bewährt und inzwischen als sehr robustes, praxistaugliches Instrument erwiesen. Sie besitzt einen Formel-1 ähnlichen Carbontubus, welcher über einen Temperaturbereich von über 10 Grad C einen konstanten Fokus garantiert! Der im Rennsport obligate Crashtest wurde noch nicht durchgeführt - die Chancen diesen zu bestehen, sind aber recht gut.
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Abb. 6: Wie der E 200 auf guten Himmel reagiert (hier Gornergrat) zeigt dieses Bild. Im November 1999 wurde diese Aufnahme 15 Minuten lang durch einen Keller-Deltagraphen 1:3,3/990mm ohne Filter belichtet. Im Vergleich zu Abb. 4 sind die Bildverbesserungen, die ein dunkler Beobachtungsstandort bringt, augenfällig.
Abb. 7: Dieser stark vergrößerte Ausschnitt von Abb. 6 zeigt zwar auch die nicht 100%-ig exakte Nachführung, soll aber eigentlich die Feinkörnigkeit des E 200 demonstrieren. Weniger schön sind die alle helleren Sterne zierenden roten Höfe: das Resultat von Lichtstreuung in den E 200-Farb-und Filterschichten!
siert, noch immer zeigt die Fotochemie, welche hervorragenden Ergebnisse, gerade bei größerflächigen Aufnahmeformaten, sie produzieren kann. Die Geschichte scheint noch lange nicht zu Ende zu sein: seid kurzem ist im Internet geradezu [9] Sensationelles zu lesen!
Es ist einem Forscherteam um Jaques Belloni gelungen, durch Zugabe eines Elektronenfängers in die lichtempfindliche Schicht konventionellen Films, die Empfindlickeit auf sensationelle 95% Quantenausbeute zu steigern. Zu Verdeutlichung: heutiger Film schafft ungehypert so gerade 3-5%, gehyperter TP und andere mit Mühe und Not 10%, die besten CCD-Chips (back illuminated) erreichen in bestimmten Wellenlängen schon über 90%, aber diese Ankün-
digung aus Frankreich ist einfach unglaublich! Hoffentlich handelt es sich um keine Hoax-Meldung!?!? Ich für meine Person jedenfalls, habe mich entschlossen, meine Fotolaborausrüstung weiterhin ,,warm" zu halten, die letzte Stunde der konventionellen Fotografie hat noch lange nicht geschlagen, der neue KODAK Professional Ektachrome E 200 ist wahrscheinlich nur ein kleiner, neuer Meilenstein einer jetzt über 100-jährigen Erfolgsstory.
Quellenangaben: [1] Test 200er Diafilme,2 neue 200er
Diafilme,COLOR FOTO,40 [7/1998] [2] http://www.sciencecenter.net/ hutech/tokai/filt-
plt.htm [3] Alan Dyer,News from the front, SKY & TELES-
COPE 97,143 [1/1999] [4] http://www.astrooptik.com [5] Stefan Biennewies,Peter Riepe,Harald
Tomsik,KODAK Ektacolor Pro Gold 400, Neue Maßstäbe im Mittelformat,STERNE und WELTRAUM 35,484 [6/1996] [6] Bernd Koch,Handbuch der Astrophotographie,Springer-Verlag 1995,167 [7] http://www.jasc.com (Version 6.01) [8] http://www.dl-c.com (Version PW Pro 2.5) [9] http://www.cybersciences.com/ Cyber/3.0/N1616.asp
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Abb. 8: Die spektrale Empfindlichkeit des Kodak Elitechrome 200. Sowohl die fehlende OIII- als auch die gute H-alpha-Empfindlichkeit des E 200 lassen sich aus dieser KODAK-Sensibilitätskurve herauslesen.
Abb. 9: Wird die Aufnahme Abb. 6 digital aufbereitet und bearbeitet, kann unter doch beträchtlichem Zeitaufwand mehr aus dem Original herausgeholt werden, als es zunächst möglich scheint. Die Verstärkung der Bildinformation zum Zwecke der besseren visuellen Erkennbarkeit muß unabhängig von der Verstärkung der Störsignale wie z.B. der Körnigkeit oder der Vignettierung erfolgen.
Abb 10: Dass der E 200 auch die zarten H-alpha Rottöne des Californianebels wiedergeben kann, zeigt diese 15-minütige E 200-Belichtung durch den Deltagraphen am 15.11.99 auf dem Gornergrat. Bei genauerem Hinsehen offenbart die Aufnahme noch eine kleine Besonderheit, nämlich den Kometen C/LINEAR 1999 S4 am nördlichen Rand des Nebels (S. Abb. 2 auf Seite 70).
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Planetarische Nebel aufgenommen mit H-Filter und CCD-Kamera
von Harald Tomsik, Peter Riepe, Stefan Binnewies
Die hier vorgestellten Planetarischen Nebel sind allesamt Objekte mit sehr lichtschwachen Ha-Strukturen in ihrem Umfeld. Zu ihrer Fotografie haben wir keinen Film eingesetzt, sondern die SBIG CCD-Kamera ST-8. Grund dafür: Mit Hilfe des hohen Signal-Rausch-Verhältnisses eines tief-gekühlten Chips lassen sich die Belichtungszeiten erheblich kürzer halten als bei der konventionellen Fotografie auf Filmmaterial. Dies wird insbesondere dann wichtig, wenn es um die InterferenzfilterFotografie geht. Und genau das hatten wir vor, um die schwachen Außenhüllen Planetarischer Nebel abzubilden.
Das Prinzip ist einfach: HInterferenzfilter schalten den überwiegenden Anteil des urbanen Streulichtes aus, lassen aber das Licht der Wasserstofflinie bei 656 nm nahezu ungestört passieren. Zwar wird bei dem engen spektralen Durchlaß eine längere Belichtungszeit nötig, um auch den Himmelshintergrund klar über das Untergrundrauschen zu heben, es können aber die H-Strukturen viel kräftiger belichtet werden, woraus der merklich höhere Bildkontrast resultiert.
Die Halbwertbreite des von uns benutzten Filters [1] beträgt 11 nm, eng genug für die Rotfilter-Fotografie, aber breit genug, um auch im konvergenten Strahlengang arbeiten zu können. Man bedenke, daß Interferenzfilter eigentlich in den parallelen Strahlengang gehören, also vor die Eintrittsöffnung des Teleskops oder zur visuellen Beobachtung hinter den Austritt eines auf Unendlich fokussierten Okulars. Fällt das Licht nicht senkrecht auf die Filteroberfläche, so wird das Transmissionsintervall verschoben. Ab einem gewissen Winkel kann es gerade bei engen Interferenzfiltern passieren, daß diese Verschiebung so groß ist, daß das Objektlicht die veränderte Filterdurchlaßkurve verfehlt.
Wassermann. Dort ist eine schwache äußere Nebelschale östlich der eigentlichen Ringstruktur schon lange bekannt. Auf tiefen rotgefilterten Technical PanAufnahmen und selbst Farbnegativmaterial vieler Amateure ist sie zu erkennen. Weitere, sehr viel schwächere Nebelanteile wurden 1972 von Araya entdeckt und erstmals komplett von D. Malin Ende der 70er Jahre mit dem Siding Spring 1,2-m-Schmidt-Teleskop in Australien fotografiert [3]. Erst nach einer Hochkontrastverstärkung der noch auf klassischem Filmmaterial (Kodak 098-04-Emulsion) gewonnenen Platten zeigten sich weitere schalenförmige Strukturen. Interpretiert werden sie als Reste eines oder mehrere Zentralsternausbrüche aus früheren Zeiten, als der
heutige Zentralstern noch ein Roter Riese war. Unsere Aufnahme entstammt der letzten Namibiaexkursion. Wenigstens beim Himmel wollten wir keine Abstriche gegenüber den Profis in Kauf nehmen müssen. Und tatsächlich, bereits das Rohbild am Monitor offenbarte zusätzliche Nebelteile, die sich bisher unseren fotografischen Bemühungen entzogen hatten (Pfeile in Abb.1).
Durch den Erfolg ermutigt, versuchten wir uns mit dem Interferenzfilter vom Rande des Ruhrgebiets. Unter dem Stadthimmel von Marl war das nächste Ziel M 57 in der Leier. Auch um das Paradeobjekt unter den nördlichen Planetarischen Nebeln sind schwache Hüllen lange bekannt [4]. Trotz CCD-
Abb.1: ST-8-Aufnahme des Helixnebels durch Vixen 200-mm-Newton f/4 mit Komakorrektor. Namibia, Farm Tivoli, 22.07.98, 40 Minuten durch H-Filter. Autoren: H. Tomsik, P. Riepe, S. Binnewies, R. Sparenberg, B. Schröter.
Während in der konventionellen Interferenzfilterfotografie selbst bei lichtstarken Objektiven um f/2 Belichtungszeiten von mehreren Stunden nötig sind [2], genügen für unsere Kombination aus Öffnungsverhältnis f/4 bzw. f/4,5 und ST8-Chip Belichtungszeiten zwischen 40 und 60 Minuten.
Begonnen haben wir die Aufnahmeserie mit dem Helixnebel NGC 7293 im
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Einsatzes gelang es uns bisher nicht, diese Strukturen darzustellen. Erst der Ha-Filter brachte den Erfolg. In einer Nacht mit nicht optimaler Transparenz und vorzeitigem Abbruch der Belichtung wegen durchziehender Cirren entstand Abb.2. Erkennbar wird eine den Ringnebel komplett umgebende Nebelgirlande. Ein zusätzliches Ringfragment zeigt sich weiter außen im Südwesten, und noch schwächere Nebelhüllen deuten sich im Süden an (Pfeile).
Als bisher letzten Planetarischen Nebel nahmen wir KjPn (Kazarian-Parsamian) 8 in der Cassiopeia aufs Korn ( = 23 h 24 min; = +60 Grad 56 min). Wieder war der Standort am Rande des Ruhrgebiets, nur die Nacht bot jetzt eine konstant gute Transparenz. Schalenförmige Strukturen waren bei diesem PN erst 1994 von einer auf diesem Gebiet sehr erfolgreichen Gruppe der Nationalen Autonomen Universität von Mexiko entdeckt worden [5]. Mit einer Ausdehnung von 16 Bogenminuten bringen die Ausläufer den sonst winzig erscheinenden Nebel unter die Größten seiner Klasse. Aufnahmeinstrument bei den Profis war ein 2,1-m-Teleskop unter dem exzellenten Himmel des San Pedro MartirObservatoriums. Doch auch unsere Aufnahme (Abb.3) zeigt die schwachen Nebelschalen, die sich bipolar in ostwestliche Richtung erstrecken. Nordwestlich und südöstlich des PN fallen kleine diffuse Knoten auf, Ansammlungen von Herbig-Haro Objekten (Pfeile).
Abb. 2: ST-8-Aufnahme des Ringnebels in der Leier (Ausschnitt) durch NGT-18C 450-mmNewton f/4,5. Marl, 12.09.99, 38 Minuten durch H-Filter. Autoren: H. Tomsik, S. Binnewies, P. Riepe.
Literatur: [1] Hersteller: Dr. Hugo Anders GmbH,
Waldnaabburg [2] F. Hase et al.: Zur Photographie schwacher
Emissionsnebel; SuW 30, 264 (4/1991). [3] D. Malin, P. Murdin: Colours of the Stars;
Cambridge University Press 1984. [4] R. Burnham, Jr.: Burnham´s Celestial Handbook,
Vol. II; Dover Publications, Inc., New York 1978. [5] Sky&Telescope Vol. 91, No. 4, 15 (April 1996).
Abb. 3: ST-8-Aufnahme von KjPn 8 (Ausschnitt) vom 16.10.99, zweimal 40 Minuten. Bildbearbeitung mit Starlink. Teleskop, Filter, Aufnahmeort und Bildautoren wie bei Abb. 2. Sämtlichen Aufnahmen ohne Binning.
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Aus dem Pixelkästchen ...
von Hans Joachim Leue
Während der Ankündigung und besonders nach der Erstausgabe des VdSJournals häuf(t)en sich die Beiträge für die Fachgruppe CCD-Technik. Wie der Einsatz der Kamera, ist auch das Themenspektrum breit gefächert. Die beschränkte Seitenzahl macht es deshalb nötig, Artikel zuweilen im Fortsetzungsmodus abzudrucken, um zumindest eine begrenzte Vielfalt zu erhalten. Ich bitte dazu um Verständnis.
Mit dem Jahreswechsel habe ich für die Fachgruppe auch die Funktion des Referenten übernommen. Es zeichnet sich eine rege Anfragetätigkeit von CCDEinsteigern und ,,Astronomie-Jüngern" ab. Aber auch auf dem ,,Profi" - Sektor tut sich einiges: Nach dem weltweiten Erfolg der Cookbook-Kamera kommt das
Audine-Projekt zunehmend ins Gespräch und in die Anwendungsphase. Ein gemeinsames Treffen von Selbstbauern in Verbindung mit der CCDTagung in Kirchheim ist in der Planung.
Für die FG-Arbeit wünsche ich mir eine Belebung, wobei die Schwerpunkte zunehmend auf Erfahrungsaustausch, Beratung und Empfehlung liegen könnten.
Den fachspezifischen Beiträgen steht das vorliegende Journal sowie die Homepage der Fachgruppe zur Verfügung. Denn beim Kauf einer CCD-Kamera müssen nicht notwendigerweise der Zufall oder unseriöse Geschäftspraktiken darüber entscheiden, ob mit dem Gerät zu arbeiten ist oder man eventuell einen frustrierenden Weg - bis hin zu den Gerichten - vor sich hat.
Die Zeiten, in denen u.a. die nicht ausgereifte Kamera, eine schlampig programmierte Aufnahmesoftware oder das RGB-Filterrrad ohne Sperrfilter vom Käufer als Schicksalsakt geschluckt wurde, sollten eigentlich der Vergangenheit angehören. In diesem Sinne: Ich würde keine Kamera ohne ausreichende Testphase und einer Rücknahmegarantie erwerben.
Bildverarbeitung mit professioneller Software
von Holger Rendelmann
UNIX-Derivat. Linux ist also ein UNIX Betriebsystem für PC, welche auf einer Intelarchitektur basiert. Mittlerweile gibt es Linux aber auch für andere Hardwareplattformen, wie z.B. dem DECAlpha Chip.
Etwas Geschichte
Wie manche CCD-Beobachter und Bildverarbeiter vielleicht nicht wissen, gibt es professionelle Bildverarbeitungsprogramme, die unter die Public Domain Bestimmungen fallen. Diese Bestimmungen sagen u.a. aus, dass die Software frei kopierbar und verteilbar ist, sie aber jedoch ohne ausdrückliche Genehmigung des Autors nicht verändert werden und nicht für kommerzielle Zwecke genutzt werden darf. Selber arbeite ich schon seit 5 Jahren mit dieser Software und bin von der Funktionsvielfalt und Effektivität begeistert und überzeugt. Bei der Software handelt es sich um MIDAS und Eclipse von der ESO und einem Softwarepaket aus England vom Project Starlink.
Voraussetzungen
Die ,,Achillesferse" dieser Software ist, dass sie nicht in der bekannten, schön bunten Windowsumgebung, mit viel ,,Mausgeschubse" läuft, sondern unter einem ,,richtigen" Betriebsystem ;-). Es handelt sich dabei um Linux, einem
Der ,,Vater" von Linux ist ein finnischer Informatikstudent namens Linus Torvalds, der ein multitaskingfähiges Betriebssystem für seinen Rechner geschrieben hat. Dieses System, welches auf einen geschützten ProgrammKernel aufbaut, ist mit den Jahren dank der Mithilfe unzähliger Programmierer über das Internet immer weiter gewachsen und erweitert worden. Es ist nun zu einem ernstzunehmenden, sicheren und sehr schnellem 32-Bit Betriebsystem geworden, welches zudem noch Public-Domaine ist. Es wird mittlerweile auch im kommerziellen Bereich als Serverbetriebsystem, Webserver und auch für Arbeitsplatzrechner eingesetzt. Eine 64-Bit Variante ist fast fertig.
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Linux macht seinen Weg
Auf jeden Fall erkennt man seinen Rechner nicht mehr wieder, wenn er unter Linux läuft. Die Performance ist atemberaubend. Man erfährt zum ersten Mal was richtiges Multitasking ist, von der extremen Betriebssicherheit ganz zu schweigen. In 5 Jahren Linux ist mir noch nie das System abgestürzt. Abstürze wie sie Windows95 oder Windows98 produzieren gibt es nicht, da der Betriebsystemkern und die Anwendungsprogramme strikt getrennt wurden. Die Anwendungen laufen im sogenannten Usermodus, während der Betriebssystemkern im geschützten Kernelmodus läuft. Sollte sich mal ein Anwenderprogramm ,,aufhängen", kann der Programmprozess aus dem Arbeitsspeicher entfernt werden, ohne dass es sich auf die Stabilität des Betriebssystems auswirkt. Diese Möglichkeit bietet in der MS-Welt nur noch Windows NT und zukünftig noch Windows 2000. Man sollte vielleicht noch erwähnen, dass die Wurzeln von Windows NT in der UNIX-Welt liegen. Im Herbst 1988 kaufte Herr Gates der Firma DEC (Digital Equipment) ein komplettes UNIX-Entwicklerteam ab. Dieses Team entwickelte für ihn Windows NT. Daher die Ähnlichkeit zu UNIX ! Das Angebot an Software steigt von Monat zu Monat. Namhafte Softwareschmieden portieren ihre Programme nach Linux. Da wären z.B. Corel, SAP, Stardivison - das Staroffice 5.1, welches im Funktionsumfang dem MS-Office97 nichts nachsteht, ist sogar kostenlos.
Installation ist aber ähnlich einfach gehalten. Natürlich gibt es noch weitere Linux Distributionen, die ich jedoch keinem Anfänger empfehlen möchte.
Anforderungen an die Hardware
Die Hardwareanforderungen für Intel sind mindestens ein 386SX mit 8MB RAM. Das sind aber auch wirklich die Mindestanforderungen um Linux mit XWindows zu installieren. An ein flüssiges Arbeiten, ist mit dieser Gerätekonfiguration natürlich nicht zu denken ! Ich selber benutze einen AMD K6-2 mit 400 MHz und 64 MB RAM, der bei dem Eclipse Benchmark den Speedindex 108,5 erreicht, wobei 100 für eine Ultra Sparc Workstation steht. Die Installation kann von einer bestehenden DOS Partition aus erfolgen. Ich boote mein Linux mit einem Bootmanager. Die Linux Partition auf meinem Rechner ist 4 GB groß. Außer der gesamten Palette von Bildverarbeitungsprogrammen enthält die Partition noch diverse Officeapplikationen, Netscape und LAN-WAN Anbindungssoftware. Frei habe ich noch ca. 2,2 GB für Bilddaten. Man kommt auch mit weniger aus, je nachdem welche Anwendersoftware gebraucht wird. Für das Grundsystem mit X-Windows (GUI) braucht man ca. 300 MB Plattenspeicher.
Nach der Linux- Installation stehen nun
die Türen in die UNIX- Welt und der zugehörigen Software weit auf. Diese Auflistung beinhaltet nur einen Teil der Software, die für Amateur CCDBeobachter wohl am interessantesten sein könnten. Einige Programme sind auf spezielle Beobachtungsinstrumente zugeschnitten und viele sind für die Spektroskopie. Falls Fragen zu den obigen Ausführungen bestehen, oder jemand genaueres über ein Programm wissen möchte: einfach mailen unter holger.rendelmann@t-online.de
ESO-ECLIPSE
Mächtiges Tool zur automatisierten Addition von Einzelaufnahmen.
Wo bekomme ich die Software ?
Wo bekomme ich Linux ?
Die Installation von Linux gestaltet sich auch nicht mehr so schwierig, wie vor 5 Jahren. Die Firma S.u.S.E. >>> http://suse.de bietet zum Beispiel eine hervorragende Linux-Version an. Für 98,00 DM erhält man 5 CD-ROM, eine Bootdiskette und ein gutes Handbuch. Dank des ausgefeilten Installationstools von SuSE geht die Installation und Konfiguration sicher und schnell. Wenn Probleme auftreten sollten, erhält man vom Suse-Team schnell Hilfe per eMail oder Telefon. Eine weitere gute Linux Distribution für Anfänger bietet die Firma Red Hat. Die mitgelieferte Software ist allerdings nicht so umfangreich, wie bei der SuSE Distribution. Die
MIDAS ist erhältlich direkt vom ESO Server unter: http://www.eso.org/research/data-man/data-proc/systems/esomidas/ Als Quellcode, sowie als ausführbare Programme.
Eclipse ist ebenfalls von der ESO und erhältlich unter: http://www.eso.org/projects/aot/eclipse/index.html Nur als Quellcode, Programm muss auf eigener Maschine kompiliert werden. (ANSI-C)
Starlink Software ist erhältlich beim Rutherford and Appleton Laboratory in England unter: http://star-www.rl.ac.uk/ Als ausführbare Programme. Zwingend erforderlich ist die neue glibC (Red Hat 5.0 oder SuSE Linux ab Version 6.0)
Weitere interessante Astronomiesoftware Quellen für Linux findet man hier: http://bima.astro.umd.edu:80/ nemo/linuxastro/ http://SAL.KachinaTech.COM/index.shtml
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ESO-MIDAS
1. Grundbefehlssatz 2. CCD 3. Inventory
4. Romafot 5. Daophot II 6. Wavelet 7. Surfphot 8. Imres 9. Astromet
Grundsätzliche Verarbeitungstools, Filter, FFT, Deconvolution. CCD Preprocessing (Flatfielding etc.) Objekterkennung und Klassifizierung, Erzeugung einer PSF. Aperturphotometrie Automatische Apertur- und PSF-Photometrie für Sternhaufen. Waveletanalyse und Deconvolution.(RL und van Cittert) Flächenphotometrie und Deconvolution. Bildrestauration (Coadding und RL.Deconvolution) Astrometrie
1. Kappa
2. CCD-Pack 3. Daophot II 4. Pisa 5. ESP 6. GAIA
7. SAO-Image 8. Astrom
STARLINK
Grundsätzliche Verarbeitungstools, Filter, FFT, Deconvolution,inkl. Maximum Entropy. CCD Preprocessing, automatische Bildaddition und Mosaike. Wie bei MIDAS. Position und Konturanalyse. Flächenphotometrie. Bildanalyse, Aperturphotometrie, Astrometrie, Onlinezugriff auf ESOKataloge. Bildbetrachter vom Smithsonian Institut. Astrometrie
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Keine Angst
vor der Wasserkühlung
von Konrad Horn
Im Laufe meiner immer größer werdenden Erfahrung mit CCD Kameras sowie durch viele Diskussionen mit befreundeten Amateuren und Tests von Kameras verschiedener Hersteller hat sich leider der Schwachpunkt von käuflichen Systemen immer wieder klar gezeigt: die Kühlung. Dort verspricht man dem Verbraucher oft Temperaturwerte, welche in der Praxis nicht gehalten werden. Der Grund ist sehr einfach zu erklären: kaum ein Hersteller bietet seine Kamera mit einer Wasserkühlung an. Dabei ist dies die mit Abstand wirkungsvollste Art, ein Peltierelement effektiv zu betreiben.
Begonnen hat alles mit dem Kauf einer Starlight-SX Kamera. Diese hatte am Anfang eine konvektive Luftkühlung. Bald war klar, dass dies die schlechtest mögliche Kühlart war, da sich die Kamera, oder präziser ausgedrückt die heiße Seite des Peltierelements, im Laufe der Nacht um bis zu 15-20 Grad erwärmte. Und mit ihr natürlich der Bildaufnahme-Chip. Also habe ich kurzerhand einen kleinen CPU-Lüfter angebaut und die Kühlrippen zur Vergrößerung der Oberfläche mit der Eisensäge alle 4mm etwas eingesägt. Dies brachte eine deutliche Verbesserung und die Kamera erwärmte sich fortan nur noch um etwa 8 Grad über die Umgebungstemperatur. Da sich der Rauschpegel eines CCD-Chips mit ca. 6 Grad tieferer Temperatur halbiert, beschloß ich den Bau einer Wasserkühlung, um auch die letzte Differenz zur Umgebungstemperatur noch zu beseitigen.
Bau des Kühlaggregats:
Einige Dinge waren dabei von vornherein klar und bestimmten letztendlich auch den Lösungsweg:
1) Klein und transportabel, da keine feste Sternwarte zur Verfügung steht
2) Versorgung mit einer Batterie, wenig Stromverbrauch
3) Möglichst Geräuscharm
All diese Eigenschaften mußte das Kühlaggregat erfüllen, um für den flexiblen Einsatz geeignet zu sein. So kam mir die Idee, einen Autokühler einzusetzen, um die am Peltierelement entstehende Wärme mittels eines Wasserkreislaufs wirkungsvoll an die Umgebung abzugeben. Der Heizungskühler eines PKW ist dafür sehr gut geeignet. Auf dem Schrottplatz bekam ich einen aus einem Ford-PkW mit den Maßen 15 X 28 X 6cm. Der Kühler wurde in eine kleine Holzbox eingebaut und schließt die Vorderseite dicht ab. (Bild 1)
Damit möglichst viel Luft durch die Box strömen kann, kommen auf der Rückseite 3 CPU-Lüfter zum Einsatz. Der Innenraum ist mit Pappwänden in 3 Kammern unterteilt, für jeden Lüfter eine. Dadurch wird ein ungestörter Luftstrom durch die Box gewährleistet. (Bild 2)
Abb. 2: Die drei Lüfter-Kammern im Innenraum der Box sorgen für optimale Belüftung.
Das schwierigste Problem stellt die Pumpe dar. Die Forderungen waren: leise, geringer Stromverbrauch, guter Druckaufbau. Dafür kommt meines Erachtens nur eine Zahnradpumpe in Betracht. Eine solche habe ich in die linke Kammer des Kühlaggregats eingebaut. Sie ist mit Gummidämpfern am Gehäuse befestigt, damit kein unnötiger Lärm nach außen übertragen wird. Bei nur 400mA Stromverbrauch fördert diese Pumpe 300ml/min. Da die Pumpe von einem Gleichstrom-
Abb. 1: Der Kühler in der Holzbox schließt die Vorderseite dicht ab.
motor angetrieben wird, entstehen am Kollektor Funken, welche sich im CCDBild als Störungen bemerkbar machen können.
Bei der Starlight-SX führen folgende Maßnahmen zur Abhilfe:
1) Einbau eines Entstörsatzes an den Motor ( Conrad-Modellbau)
2) Motor mit Metallfolie abschirmen (Bierdose!!)
3) Kühlaggregat mit eigener Batterie betreiben
Da das komplette Aggregat (Pumpe + 3 Lüfter) nur 700mA benötigt, reicht ein kleiner 12V/7Ah Akku völlig aus.
Test des Kühlaggregats:
In den Wasserkreislauf wurde eine 20Watt-Heizung eingebaut. Dies ist etwa die Wärme, welche die 2stufige Peltierkühlung der Starlight-SX im Maximum produziert. Mit 2 Meßfühlern wurde nun die Umgebungstemperatur sowie die Wassertemperatur hinter dem Kühlaggregat gemessen. Das Ergebnis kann sich sehen lassen. Das Wasser erwärmt sich nur noch um 1 Grad gegenüber der Umgebungsluft. Damit hat das Kühlaggregat den sehr guten Wärmewiderstandswert
Rth = 0.05 K/Watt
Anzeige 1/1S s/w - Photo Universal
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Zum Vergleich die Werte der beiden anderen Kühlarten:
erzwungene Luftkühlung: Rth ~~ 0.3 K/Watt
freie konvektive Luftkühlung: Rth ~~ 1 K/Watt
Eine solche Wasserkühlung ist damit in der Lage, die heiße Seite des Peltierelements einer CCD-Kamera praktisch dauerhaft auf Umgebungstemperatur zu halten. Das hat mehrere Vorteile:
1) Maximales T der Kühlstufe 2) Die Chiptemperatur kann auch ohne
aktive Regelung über einen längeren Zeitraum konstant gehalten werden
Einbau des Kühlers in die Kamera:
Um sich unnötige Umbauarbeiten an einer Kamera zu ersparen, kann ich jedem Neueinsteiger in die CCDFotografie, welcher das Optimum aus seiner Kamera herausholen möchte, nur dringend dazu raten, auf Wasserkühlung und Temperaturanzeige zu achten. Ein Hersteller, der das nicht anbietet, ist in meinen Augen nicht auf dem neuesten Stand der Technik. Meine Starlight- SX aus dem Jahr 1994 hatte natürlich noch keine Wasserkühlung und so war ich gezwungen, selbst einen Kühler einzubauen. Das hört sich schlimmer an als es ist. Man braucht dazu die Kamera noch nicht mal zu öffnen, da der Kühler auf die Rückseite der Kamera geklebt wird.
Doch der Reihe nach: Zuerst habe ich die Zwangsluftkühlung (Bild 3) entfernt und alle Fenster und Stecker mit Tape abgeklebt. Dann wurden die nach hinten stehenden Kühlrippen vorsichtig mit der Metallsäge abgetrennt. Dabei ist darauf zu achten, daß man nicht in die hintere Kamera-Abschlussplatte sägt. Lieber noch ein paar Millimeter Kühlrippen stehen lassen. Damit der Alukühler gut aufgeklebt werden kann, sollte man die hintere Kameraplatte (darunter ist übrigens das Peltier-Element mit seiner heißen Seite aufgeklebt) noch plan fräsen. Wer gut mit der Feile arbeitet, kann die überstehenden Rippen auch abfeilen und das Ganze dann mit Schmirgelpapier glätten. Die Kamera hat nun eine
Abb. 4: Der Alukühler wird auf die plane Kamera-Rückseite geklebt.
Abb. 5: Die fertige Kamera mit Wasserkühlung.
Abschließend noch ein paar Worte zum praktischen Einsatz der Kamera:
Sie hängt bei mir ständig über 2.6m Schläuche am Kühlaggregat. Der Wasserkreislauf bleibt also immer geschlossen! Beides zusammen steht in einer kleinen Transportkiste und ist sehr schnell aus dem Auto zu holen und auch wieder zu verstauen. Der Anschluß ans Teleskop ist genauso einfach wie vorher, nur daß jetzt zusätzlich zu den eh schon vorhandenen Kabeln noch 2 Schläuche dabei sind. Das ist alles so einfach, daß ich mir mittlerweile gar nichts anderes mehr vorstellen kann.
Technische Daten:
etwa 46 X 52mm große, plane Rückseite. Auf diese wird der Alukühler (Bild 4) mit UHU 300 aufgeklebt. Für den Bau dieser Kühlplatte ist allerdings eine Fräse nötig. Die schlangenförmige Vertiefung sollte etwa den gleichen Querschnitt wie die Wasserzuführung aufweisen. Ich verwende Schläuche mit 4mm Innendurchmesser. Die fertige Kamera mit aufgeklebtem Kühler ist in Bild 5 zu sehen.
Strom:
700 mA
Spannung: 12 Volt
Kühlflüssigkeit: 250 ml Wasser (mit 30% Glycol im Winter)
CPU-Lüfter:
60X60X25mm, 100 mA (Conrad, Best.-Nr. 439 398 )
Pumpe:
Zahnradpumpe (Conrad, Best.-Nr. 223 778)
Abb. 3: Die Zwangsluftkühlung wurde entfernt.
Fördermenge: 300 ml/min
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CCD-Aufnahmen ohne Leitstern - oder die Frage nach
Belichtungszeit und Grenzgröße
Teil 1: Wieviele Elektronen erzeugt ein Stern im Chip?
von Dr. Volker Witt
Neben manch anderen Vorteilen bietet die CCD-Technik die Möglichkeit, bei lange belichteten Aufnahmen auf die Nachführung mittels visueller Kontrolle eines Leitsterns verzichten zu können. Die automatische Verfolgung des Leitsterns durch einen Nachführchip in der CCD-Kamera selbst oder durch einen Autoguider an einem separaten Leitrohr entlastet den Amateur während der Aufnahme ganz erheblich. Es geht aber auch ganz ohne Leitstern - wenn nur die Aufnahmedauer kurz gewählt wird, und man dafür entsprechend viele Einzelaufnahmen überlagert. Wie sich nun hierbei das Ausleserauschen auf die Bildqualität auswirkt, und welche Grenzgröße im einzelnen Fall zu erreichen ist, das soll in diesem Bericht untersucht werden.
Eine kurze Belichtungszeit bei CCDAufnahmen kann sich aus verschiedenen Gründen empfehlen, sei es, daß sich ein heller Stern in der Nähe eines schwachen Objekts durch unschönes Auslaufen der Pixel (Blooming) störend bemerkbar macht, sei es, daß ein sich schnell zwischen den Sternen bewegender Komet oder Asteroid festgehalten werden soll, oder daß man einfach den Schneckenfehler der Montierung unterlaufen möchte, um sich die Nachführung ganz zu ersparen. Diese zuletzt genannte Möglichkeit erlaubt in der Praxis eine sehr bequeme Aufnahmetechnik, da hierbei auf den Leitstern verzichtet wird. Es entfällt dadurch auch das zeitraubende Kalibrieren der Nachführelektronik, und im Falle eines separaten Autoguiders spart man das zusätzliche Leitrohr ein. Die Steuersoftware einiger CCD-Kameras ermöglicht die Erstellung von Serienaufnahmen, wobei dann nur die Belichtungszeit der Einzelaufnahmen sowie deren Anzahl am Rechner einzugeben ist. Die Belichtungszeit liegt dabei typischerweise im Bereich einer halben Minute, was für die Aufnahme schwacher Deep-Sky-Objekte schnell zu hohen Bildraten führt. Damit ergeben sich gewisse Mindestanforderungen an die verwendete Hardware: Das Herunterladen der Einzelaufnahmen sollte nur wenige Sekunden dauern, auf der Festplatte sollte genügend Speicherplatz für die vielen Teilbilder reserviert sein und die Nachführgenauigkeit der
Montierung sollte ausreichend hoch sein. Die Überlagerung der Einzelaufnahmen zum endgültigen Bild geschieht dann durch eine spezielle Software, die die Teilbilder an Hand eines ausgewählten Sterns automatisch auf Pixelbruchteile genau zur Deckung bringt und dabei gleichzeitig auch den Dunkelbildabzug sowie eine eventuelle Flatfieldkorrektur vornimmt. Jeder CCD-Erfahrene wird aber sogleich den Pferdefuß dieser Aufnahmetechnik erkennen, die auch unter der Bezeichnung ,,shift-and-add" oder ,,track-and-stack" firmiert: es ist das Rauschen des Ausleseverstärkers, das jetzt durch jedes der vielen Teilbilder offensichtlich zu einem weit höheren Rauschuntergrund des Gesamtbildes beiträgt, als dies bei einmaligem Auslesen der Fall wäre. Wie sehr nun dieser Umstand tatsächlich die Qualität des CCD-Bildes beeinträchtigt, und wie man dem Qualitätsverlust durch Wahl einer ,,richtigen" Belichtungszeit gegensteuern kann, das soll hier am Beispiel der Cookbook-Kamera CB245 aufgezeigt werden.
Das Signal-Rausch-Verhältnis
Ein Pixel eines CCD-Chips kann im weitesten Sinne als Teilchenzähler aufgefaßt werden, wo jedes ankommende Lichtquant (Photon) mit einer bestimmten Quantenausbeute ein Photo-
elektron erzeugt, d. h. ein Elektron aus dem Valenzband des Siliziumkristalls ins Leitungsband überführt, wo es frei beweglich ist und als elektrische Ladung registriert werden kann. Da die Zählereignisse voneinander unabhängig sind, unterliegen sie der üblichen Zählstatistik. Wenn also mehrmals hintereinander während einer bestimmten Zeit t im Mittel Ne- Elektronen (e-) gezählt wurden, dann beträgt der mittlere Fehler der Einzelzählung (Standardabweichung) Ne- Elektronen. Wurden bei einer Messung zum Beispiel 100 Elektronen gezählt, dann ist der mittlere statistische Fehler (näherungsweise) 100 = 10 Elektronen. Anders ausgedrückt bedeutet dies, daß bei einer wiederholten Zählung in 68% der Fälle das Zählergebnis zwischen 90 und 110 liegen wird. In der Meßtechnik gibt es dafür den Begriff ,,Signal-Rausch-Verhältnis" S/N (N von Noise = Rauschen). Es beträgt im vorliegenden Fall Signal (100 e-) / Rauschen (10 e-) = 10, was auch so verstanden werden kann, daß in 68% der Fälle das Zählergebnis um höchstens +10% (= 1/10) vom Mittelwert abweichen wird. Will man ein doppelt so hohes SignalRausch-Verhältnis erzielen, muß das Signal viermal so groß wie vorher sein oder es muß bei gleicher Zählrate die Meßzeit um den Faktor 4 verlängert werden. Dann ist S/N = 400/400 = 20 und somit weicht das Zählergebnis nur mehr um +5% (= 1/20) vom Mittelwert ab.
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Allgemein wird also das Signal-RauschVerhältnis berechnet:
S/N = Ne- /Ne- = Ne-
Wer sich über diese einführenden Bemerkungen hinaus intensiver mit der Materie befassen will, sei auf die Artikelfolge von M.V.Newberry in der Zeitschrift CCD Astronomy verwiesen [1]. Um nun zu berechnen, wie sich das Rauschen des eigentlichen Signals, des Dunkelstroms, des Himmelhintergrunds und des Ausleseverstärkers insgesamt auf die Bilderzeugung in der CCDKamera auswirken, findet man glücklicherweise schon die dazu benötigte Theorie in der einschlägigen Literatur [2,3], sodaß auf eine Herleitung hier ganz verzichtet werden kann. Damit der interessierte Leser den Gang der Rechnungen verfolgen kann, werden diese im nächsten Abschnitt kurz skizziert. Durch entsprechende Änderung der Eingangsdaten können dann auch beliebige andere Systeme (Teleskop + Kamera) gerechnet werden.
Etwas Theorie
Die hier verwendete Formel zur Berechnung des Signal-Rausch-Verhältnisses findet sich in dem Buch von McLean [2], eine davon etwas abweichende Beziehung wird von Rybski in der Zeitschrift CCD Astronomy angegeben [3]. Da die tatsächlichen Verhältnisse bei der Erzeugung des Bildsignals in der CCD-Kamera sehr komplex sind, soll zur Vereinfachung angenommen werden, daß · ausreichend viele Dunkel- und Flat-
fieldbilder gemittelt wurden, · der Himmelhintergrund homogene
Helligkeit besitzt, · Dunkelstrom und Ausleserauschen für
jedes Pixel den gleichen Wert haben, · das Seeingscheibchen eines Sterns
sich gleichmäßig auf k Pixel verteilt.
Nach [2] läßt sich dann das SignalRausch-Verhältnis S/N im Fall eines stellaren Objekts nach folgender Formel berechnen:
S/N = S T / S + k (B + D + R2/t)
(1)
Hierin bedeuten
· S das Signal in Elektronen pro Sekunde (e-/s)
· T die Gesamtbelichtungszeit (Integrationszeit) in s, die sich aus n Teilbelichtungen der Dauer t zusammensetzt (T = n · t),
· B und D den Beitrag des Himmelshintergrunds (Background) bzw. des Dunkelstroms (Dark current) in Elektronen pro Sekunde pro Pixel (e-/s/Pixel) und
· R das Ausleserauschen (Read noise) in Elektronen pro Pixel (e-/Pixel).
(Die im englischsprachigen Schrifttum übliche Bezeichnungsweise wurde beibehalten.) Für die Cookbook-Kamera CB245 gelten die Werte (aus der Literatur):
R = 30 e-/Pixel und D = 1 e-/s/Pixel (im low-dark-current-Betrieb)
Das Teleskop sei ein Schmidt-Cassegrain-Spiegel von 20 cm Durchmesser (z.B. C8), dessen Brennweite durch einen Fokalreduktor auf 1300 mm bei einem Öffnungsverhältnis von 1:6,3 verkürzt wurde. Um die Nachweisempfindlichkeit einer CCD-Kamera und ihre Beeinträchtigung durch das Rauschen abzuschätzen, soll zunächst der einfachste Fall, nämlich die Abbildung eines einzelnen Sterns betrachtet werden. Das dafür geeignete Maß ist das Signal-Rausch-Verhältnis nach (1). Für dessen Berechnung muß das von einem Stern erhaltene Signal S in e-/s bestimmt werden. Es muß also folgende Frage geklärt werden: Wieviele Elektronen erzeugt der einzelne Stern?
Dazu berechnet man die wirksame Strahlungsleistung Pl (in Watt) eines Sterns am CCD-Chip nach folgender Beziehung [2]:
P = · · ATel · · F (0) · 10-0,4m
(2)
Der Transmissionsgrad t drückt die Lichtverluste im System Teleskop + Kamera aus und läßt sich multiplikativ aus den Einzelkomponenten berechnen. In der hier beschriebenen Konfiguration werden folgende Werte angenommen:
· 2 Teleskopspiegel, aluminiumbeschichtet, Reflexionsgrad je 92%,
· Schmidt-Platte und Kamerafenster, 4 Flächen, Transmissionsgrad je 96%,
· Fokalreduktor mit 3 Linsen, Transmissionsgrad je Linse 96%.
Daraus ergibt sich der Gesamttransmissionsgrad zu = 0,922 · 0,964 · 0,963 = 0,64 = 64%.
Die Quantenausbeute ist stark von der Wellenlänge des Lichts abhängig und muß aus dem Datenblatt des verwendeten CCD-Chips entnommen werden. Für den TC245 von Texas Instruments sind die entsprechenden Werte in der Tabelle 1 angegeben.
Die Fläche ATel der Fernrohrapertur wird für das C8 mit 300 cm2 angenommen. Weiterhin bedeuten in der Formel (2) das Wellenlängenintervall in mm (z.B. Breite des Spektralbandes bei Verwendung eines Filters) und F (0) die Strahlungsleistung eines Standardsterns nullter Größe oberhalb der Atmosphäre (z.B. Wega). F (0) hat die Dimension Wcm-2m-1 und ist ebenfalls in der Tabelle 1 in Abhängigkeit von der Wellenlänge aufgeführt. Damit kann für einen Stern der scheinbaren Helligkeit m die Strahlungsleistung P nach (2) berechnet werden.
Wieviele Elektronen erzeugt ein Stern?
Mit der Annahme, daß jedes ankommende Photon die Energie E = h · = h · c/l besitzt und mit der Wahrscheinlichkeit ein Photoelektron erzeugt, kann deren Erzeugungsrate S direkt aus P berechnet werden:
S = P / E = P · / hc
(3)
(h = Plancksches Wirkungsquantum, c = Lichtgeschwindigkeit, 1 / hc = 5 · 1018 J-1 m-1, in mm)
Für den Standardstern der Helligkeit m = 0 (Wega) ist das somit resultierende Signal S(0) auch in der Tabelle1 berechnet worden - mit der Maßgabe, daß das Wellenlängenintervall D in jedem Spektralband konstant zu 100 nm = 0,1 mm angenommen wird. Die Berechnung der Signale in der letzten Spalte der Tabelle 1 sei hier kurz am
F A C H G R U P P E > C C D T E C H N I K 39
Spektralband
Wellenlänge in m
Quantenausbeute des TC245
Strahlungsleistung F (0) des Standardsterns in Wcm-2m-1 (aus [2])
Signal S(0)in e-/s
U
0,36
B
0,43
V
0,54
R
0,70
I
0,80
Tab. 1
<0,01 0,15 0,25 0,40 0,60
4,35 · 10-12 7,20 · 10-12 3,92 · 10-12 1,76 · 10-12 1,20 · 10-12
- 4,46 ·107 5,08 ·107 4,73 · 107 5,53 · 107 = 1,98 · 108 e-/s
Beispiel des B-Bands (zweite Zeile) gezeigt.
S(0) = 0,64 · 0,15 · 300 · 0,1 · 7,20 · 10-12 · 0,43 · 5 · 1018 = 4,46 · 107 e-/s Um nun das über den gesamten Empfindlichkeitsbereich des CCD-Chips entstehende Signal zu berechnen, müßte die Gleichung (3) eigentlich über alle Wellenlängen integriert werden. Stattdessen werden als Näherung die in den Spektralbändern B,V,R und I erhaltenen Signale (letzte Spalte in Tabelle 1) aufsummiert. Für den Standardstern (m=0) resultiert damit ein Signal S(0) = 1,98 · 108 2 · 108 e-/s und allgemein für einen Stern (Wega-ähnlich!) der scheinbaren Helligkeit m
S = S(0) · 10-0,4m = 2 · 108-0,4m e-/s
(4)
In der Tabelle 2 sind einige mit der Beziehung (4) berechnete Werte von S für schwache Sterne zusammengestellt:
Der Einfluß des Rauschens auf das Bildsignal soll durch Vergleich der Abbildungen 1a und 1b demonstriert werden, die den Kugelhaufen M13 im Herkules zeigen. Die Abb. 1a kam durch Mittelung von 36 Einzelaufnahmen zustande, die mit der Cookbook-Kamera CB245 am C8 jeweils 25 Sekunden belichtet wurden. Der in dem vergrößerten Ausschnitt des Insets mit einem Pfeil markierte Stern kann neben seinem wesentlich helleren Nachbarstern ohne weiteres aufgelöst werden. In der nur 25 s belichteten Einzelaufnahme (Abb. 1b) geht dieser Stern jedoch im Rauschen unter und kann nicht sicher identifiziert werden. Im Teil 2 dieses Artikels wird an Hand detaillierter Rechnungen gezeigt, daß die durch Überlagerung kurz belichteter Aufnahmen erhaltenen Ergebnisse mit Langzeitbelichtungen bezüglich des Rauschverhaltens durchaus konkurrieren können, wenn nur die Aufnahmeparameter entsprechend optimiert werden.
Literatur:
[1] Michael V. Newberry, The Signal to Noise Connection, CCD Astronomy, Summer 1994, p.34 (Part I) und Fall 1994, p.12 (Part II)
[2] Ian S. McLean, Electronic Imaging in Astronomy, John Wiley & Sons, Chichester 1997, ISBN 0-471-96972-9, p.298
[3] Paul M. Rybski, What Can You Really Get from Your CCD Camera?, CCD Astronomy, Summer 1996, p.17 (Part I) und Fall 1996, p.14 (Part II)
Helligkeit m in mag
Signal S in e-/s
15 16 17 18 19 20 21
Tab. 2
200 80 32 13 5 2 0,8
Abb. 1a: Mittelung von 36 Einzelaufnahmen von M13, die mit der Cookbook-Kamera CB245 jeweils 25 Sekunden durch ein C8 bei f/6,3 belichtet wurden. Der in dem vergrößerten Ausschnitt des Insets mit einem Pfeil markierte Stern kann ohne weiteres aufgelöst werden.
Abb. 1b: Die nur 25 s belichtete Einzelaufnahme von M13 läßt wegen des hohen Rauschuntergrunds keine sichere Identifizierung des markierten Sterns zu.
40 F A C H G R U P P E > M E T E O R E
Leoniden 1999 Berichte und
erste Auswertungen
Die Beiträge der FG Meteore in der letzten Ausgabe dieses Journals für Astronomie standen ganz im Zeichen der Leoniden. Groß waren die Erwartungen und mindestens genau so groß war die Unsicherheit. Stimmten die Vorhersagen? Würde das Wetter mitspielen? Die Vorhersagen stimmten, fast auf die Minute genau. In Deutschland war es nahezu komplett bewölkt, aber auch da gelangen einige Beobachtungen. Der harte Kern der Beobachter war ohnehin an klimatisch begünstigtere Orte gefahren: Südspanien, Teneriffa, Jordanien. Der Aufwand hat sich wieder einmal gelohnt. Die Leoniden regneten kräftig herab. Um einen kleinen Eindruck vom Geschehen zu vermitteln sind hier einige Erlebnisberichte zusammengefaßt.
von Konrad Horn und Gerhard Neumann
Leonidensturm in den Alpen
Als wir am 17.11 gegen 14:00 MEZ noch einmal die aktuellen Wetterbilder angeschaut hatten, war die Frustration groß. Nicht die kleinste Wolkenlücke über Deutschland und der Schweiz. Was also tun? Da kam ein kleiner Hoffnungsschimmer auf. Der Schweizer Wetterbericht sprach von aufkommendem Nordföhn für die Südschweiz. Da wir wußten, daß Nordföhn Aufklaren bedeuten würde, haben wir uns um 16:00 MEZ ins Auto gesetzt und sind Richtung San Bernadino aufgebrochen. Vom Bodensee
bis Chur schneite es ununterbrochen. Dann plötzlich wurden die Wolken dünner und man konnte schemenhaft den Mond erkennen, kurze Zeit später die ersten helleren Sterne und Jupiter. Als wir den Pass erreicht hatten, war der halbe Himmel klar und der Nordföhn hatte tatsächlich schon eingesetzt. Unsere Suche nach einem geeigneten Beobachtungsort führte uns in einen etwa 900m hoch gelegenen Ort mit dem klangvollen Namen Santa Maria. Einen kleinen Feldweg, welcher weit genug von der Strassenbeleuchtung entfernt war, hatten wir dann nach einiger Suche auch gefunden. Gegen 23:30 MEZ bau-
ten wir das Stativ mit den drei Kameras auf und es konnte losgehen. Mittlerweile pfiff ein beträchtlicher Nordwind über uns hinweg und es war keine Wolke mehr am Himmel. Wir konnten unser Glück kaum fassen und warteten gespannt auf die ersten Schnuppen. Um 0:30 MEZ war noch nichts zu sehen. Das war nicht weiter beunruhigend, da der Leonidenpeak ja sehr schmal ist. Und tatsächlich ging es dann um 0:45 MEZ mit den ersten zaghaften Versuchen los, sich zu einer wahren Sturmnacht aufzuschwingen. Obwohl wir keine Profis in Sachen Meteorzählung sind, möchte ich hier doch versuchen, unseren subjektiven Eindruck zu schildern. Von 1:00 bis 3:15 MEZ nahm die Anzahl stetig zu um dann zwischen 3:15-3:20 MEZ einen ersten Höhepunkt zu erreichen. Wir haben versucht, im Maximum zu zählen. Rücken an Rücken hat jeder ein anderes Areal beobachtet (Gerhard um den Orion, ich um den großen Wagen) und laut gezählt. Wir haben zusammen etwa jede Sekunde einen Meteor gesehen, also hochgerechnet auf eine Stunde etwa 1800 je Beobachter. Es war einfach grandios und die Leoniden hatten sich tatsächlich zu einem Meteorsturm entwickelt. Sehr gut konnte man den Radianten erkennen. Es war alles vertreten; von lichtschwachen Schnuppen bis solchen, welche etwa fünf Sekunden nachgeleuchtet haben. Allerdings ein deutlicher Unterschied zu den Feuerkugeln 1998. In der ganzen Nacht haben wir nur etwa fünf Feuerkugeln gesehen, davon eine indirekt als hellen Blitz mit deutlichem
Abb. 1: Leonidensturm, Komposit aus fünf Einzelaufnahmen, Vivitar 20, Bl. 3,8 (Foto: K. Horn, G. Neumann)
F A C H G R U P P E > M E T E O R E 41
Schattenwurf. Eine davon hatte eine tolle Nachleuchtspur, welche wir etwa 10 Minuten sehen konnten. Diese entwickelte sich sehr schnell von einer geraden Linie zu einem Rechteck und anschließend zu einem Dreieck. Nach dem ersten Peak nahm die Anzahl wieder stetig ab und so gegen 4:20 MEZ beobachteten wir nur noch etwa alle 10 Sekunden ein Meteor. Dann allerdings gab es zwischen 4:35-4:45 MEZ unserer Meinung nach ein deutliches Nebenmaximum, wobei wir nicht gezählt haben. Die Raten des Hauptmaximums wurden aber nicht mehr erreicht. Nach 4:45 MEZ ging die Rate dann stetig zurück. Gegen 5:30 MEZ war unsere Kondition am Ende und wir machten uns auf den Nachhauseweg. Diese Nacht wird uns unvergeßlich bleiben! Nun haben wir nach den Feuerkugeln von 1998 und der schwachen Folgenacht auch mal einen richtigen Leonidensturm erleben dürfen. In unserer astronomischen Laufbahn ein echtes Highlight. Wir haben eine ganze Reihe von Bildern gemacht. Eingesetzt haben wir drei Kameras mit folgenden Objektiven: 1) Olympus 50mm, 1:1.8,
Belichtungszeit immer 5 min 2) Zenitar 16mm, 1:2.8, Belichtungszeit
immer 10min 3) Vivitar 20mm, 1:3.8, Belichtungszeit
immer 10min Als Film diente Fujicolor 1600 Super HG Alle Objektive wurden bei voller Blende betrieben. Dabei stellte sich heraus, daß das Vivitar bei weitem die beste Abbildung hatte, gefolgt von Olympus und Zenitar.
Abb. 2 - 4: Entwicklung des Nachleuchtens einer Leonidenfeuerkugel über einen Zeitraum von sechs Minuten. Das Meteor in Abb. 2 ist nachträglich per Bildbearbeitung eingefügt wurden. (Fotos: K. Horn, G. Neumann)
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Wolkenlückenmeteore - Leoniden in Deutschland
von Ina Rendtel und Marion Rudolph
Nachdem uns das Wetter letztes Jahr Richtung Hamburg getrieben hat, verhieß die Wettervorhersage dieses Jahr nichts Gutes. Stetige Anfragen beim Meteorologischen Dienst in Potsdam ergaben gegen Abend des 17. November geringe Chancen in Richtung Westen. "Im Emsland ist die Wahrscheinlichkeit einiger Lücken am größten", verkündete der diensthabende Meteorologe, Herr Döring, nach Blick auf die Satellitenbilder und die Stationswerte. Es war
gegen 21 Uhr, plötzlich tat sich in Potsdam über uns eine Lücke auf, nach 5 min war sie wieder zu. Schade. Letztes Telefongespräch - und der letzte Hinweis: hinter Braunschweig. Um 23 Uhr ging es dann los, bei Magdeburg waren die ersten Sterne zu sehen. Südlich von Helmstedt war dann schnell ein freies Stück Acker gefunden und die erste Wolkenlücke stellte sich ein. Pünktlich gegen 1.30 Uhr ging es dann los: 5 min Beobachtung - 15 min Pause - 3 min Beobachtung - 12 min Pause - 8 min Beobachtung - 20 min Pause. Bei einer cB von 2,5 (cB ist ein Korrekturfaktor für den Grad der Bedeckung
des Himmels mit Wolken. cB =1/(1-k), wobei k der Anteil des Himmels ist der bedeckt ist. Bei k=1 ist alles bedeckt, bei k=0 sind keine Wolken und cB wird dann 1) und Grenzhelligkeiten von ca. 4m,5 war nur zu erahnen, was bei besserem Wetter zu sehen wäre. Die Meteore kamen oft kurz hintereinander und in Wolken waren plötzliche Aufhellungen zu sehen. Trotz der schlechten Beobachtungsbedingungen hat sich der ,,Ausflug" wieder gelohnt, den ,,Eindruck" eines Meteorregens konnten wir jedenfalls erahnen. Bis dann, in 33 Jahren.
Der Tanz auf dem Vulkan
von Petra Rendtel und Hartwig Lüthen
Teneriffa konnte im letzten November einen sprunghaften Anstieg von einreisenden Amateurastronomen, meist leicht am stattlichen Übergepäck zu erkennen, verzeichnen. Eine bunt zusammengewürfelte Gruppe deutscher und englischer Amateurastronomen hatte sich im höchstgelegenen Hotel der Insel einquartiert. Höchstgelegen bedeutet in 2100 m üNN, unmittelbar am Fuße des Teide (3700m), des höchsten Berges Spaniens. Die Wahl eines geeigneten Beobachtungsortes fiel für die Leoniden aufgrund der insgesamt sehr unsicheren Wetterbedingungen im November recht schwer. Die geographischen Besonderheiten ließen die Vulkaninsel Teneriffa als einen der geeigneteren Plätze erscheinen. Sollte dichtere Bewölkung die Kanarischen Inseln heimsuchen, bestand immer noch die berechtigte Hoffnung (und jahrelange Erfahrung Teneriffa-süchtiger Amateurastronomen nährten diese), daß der Teide die Wolkendecke durchstößt und in seinem ,,Windschatten" ein Wolkenloch entsteht. Außerdem war im Zeitraum der Planungsphase die minutengenaue Prognose des Maxiumuszeitpunkts durch David Asher noch nicht publiziert. Teneriffa bot die nötige Zeitreserve, sollte der Meteorsturm erst 2 bis 3 Stunden nach dem Knotendurchgang eintreten. Nachteil: Zum vorausberechneten Maximum würde der Radiant noch recht niedrig am Himmel stehen. Diese Überlegungen, die Verfügbarkeit von einigen größeren Fernrohren direkt
Abb. 5: Gruppenfoto der AKM-Meteorbeobachter auf Teneriffa. Im Hintergrund der Teide (3717 m)
auf dem Hotelgelände und die gute Infrastruktur der Insel lockten den West London Astronomy Club und sechs deutsche Amateurastronomen in die Hochebene der Caldera. Außer uns waren noch eine weitere AKM-Gruppe (Mirko Nitschke, Ulrich Sperberg, Jörg Fritsche, Roland Winkler), zwei weitere britische Gruppen, einige Belgier sowie eine Gruppe von US-Beobachtern auf der Insel unterwegs. Mark Kidger, ein auf Teneriffa arbeitender Berufsastronom mit Amateurambitionen, hatte sogar versucht, die Aktivitäten dieser Gruppen ein wenig zu koordinieren, was sich aber aufgrund der unterschiedlichen Anreisedaten schwierig gestaltete. Die meisten konnten das Maximum nicht erwarten und reisten schon etwas früher an. Leoniden gab es zwar noch keine,
aber man hatte die Chance, sich schon an die Höhe zu gewöhnen, argwöhnisch vorbeiziehende Wolken zu betrachten und mit den Fernrohren zu spielen. Wenige Tage später hatten sich dann 15 Amateurastronomen im Hotel Parador versammelt. Tagsüber wurden verschiedene astronomische Themen diskutiert, nachts folgte dann der praktische Teil (Deep-Sky-Beobachtung mit einem 60cm Dobson, Fokalfotografie mit einem 25cm Newton und natürlich Meteorbeoachtung). Nach vier klaren Nächten und interessanten Tagesausflügen über die Insel waren wir nicht wirklich unglücklich, als uns gegen ein Uhr nachts beim Öffnen der Tür Richtung Beobachtungsplatz ein leichter Landregen entgegenrieselte. Ab der Nacht vor dem Maximum wurde
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dann das Beobachtungsprogramm auch Südwesten, bis wir klares Wetter antref- man außerdem noch die Ausrufe der
der eingefleischteren Deep-Sky-Beob- fen würden.
Engländer: ,,Amazing ! Brilliant! Oh look
achter endgültig auf Leoniden umge- Beim Lavastrom befand sich auch gegen at that one!" Zeitweise sah man 4-5
stellt Natürlich wurde nun auch das Mitternacht tatsächlich immer noch die Schnuppen gleichzeitig, aber man konn-
Wetter schlechter! Generell hatten wir erhoffte wolkenfreie Zone. Die Beob- te sie sich durchaus merken und dann
eine starke Nordostströmung, die achter verteilten sich auf einem Pfad aus dem Gedächtnis in kurzen Phasen
Schauerwolken vom Atlantik heranführ- über den Lavastrom. Die Scheinwerfer geringerer Aktivität aufs Diktiergerät
te. Im Norden und Osten der Insel stau- vorbeifahrender Autos störten nicht, sprechen. Auffällig war, daß es zum
ten sich die Wolken, und es regnete oft denn die Straße verlief in einem Leidwesen der Fotografen überhaupt
in Strömen. Mitunter schwappten die Durchbruch durch den Lavastrom tief keine wirklich hellen Meteore gab. Die
Wolken auch auf die Hochfläche. Der unter uns, und schattenspendende meisten Sternschnuppen hatten 3. oder
Norden und Osten der Hochfläche, und Lavabrocken gab es ja genug.
4. Größe. Ein Einzelbeobachter notierte
somit die bekannte Sternwarte in Izaña
zwischen 2.12.00 und 2.14.40 UT 77
waren ständig in den Wolken. Bei uns Kaum war der Radiant aufgegangen, Meteore. Die urtümliche Landschaft, der
im Parador-Hotel war das Wetter etwas waren da auch schon einzelne Leoniden. bizarre Lavastrom und der ferne Kegel
besser, aber immer wieder zogen auch Das ließ sich ja gut an! Gegen 1.20 Uhr des Teide gaben dem Feuerwerk am
hier Wolken durch.
sahen wir zwei sehr helle, lange Himmel einen zusätzlichen Reiz. Als
Ausführliche Erkundungsfahrten erga- Leonidenspuren. Um 1.30 riefen sich die gegen 3.00 Uhr die Raten deutlich
ben, daß es im Wolkenschatten des Beobachter bereits zu, daß die Aktivität zurückgegangen waren, machten mehre-
Teide stets einen Streifen mit wolkenlo- ja enorm hoch war. Und das war erst der re Beobachter eine kurze Pause und dis-
sem Himmel gab. Das Parador-Hotel lag Anfang. Von Minute zu Minute stieg die kutierten über das Gesehene. Hatten wir
in der Nacht vom 16. zum 17.11. genau Rate. Bald sah man überall am Himmel soeben einen echten Meteorsturm
am Rande dieses Streifens. Wir Meteore. Sie schienen schubweise zu erlebt? Immerhin konnten wir die einzel-
beschlossen uns zu teilen. Ein kommen - was aber ein rein statistischer nen Meteore noch einigermaßen sicher
Beobachter blieb beim Hotel, drei unter- Effekt sein soll. In jedem Schwall wurde zählen, was beim Meteorsturm von 1966
nahmen eine Erkundungsfahrt mit dem es schwieriger, die Helligkeiten auf das definitiv nicht möglich war. Ein kurzer
Mietwagen. Das Ergebnis: Häufige wol- Diktiergerät zu sprechen: ,,3, 4, 3, 5, 3, Überschlag ergab eine geschätzte maxi-
kenbedingte Unterbrechungen beim 3....", längere Abschnitte lief das male ZHR von 3000, was den später von
Hotel, aber konstant gute Bedingungen Diktiergerät nonstop. Auf dem Band hört der IMO herausgegebenen Ergebnissen
nur vier Kilometer westlich.
der globalen Analyse nahekommt.
Wir waren froh, einen geeigneten
Die Raten waren also viel höher als
Beobachtungsplatz gefunden zu
bei dem Schauer von 1900 (ZHR
haben, zumal er inmitten einer
1000), etwas unter dem Sturm von
bizarren Vulkanlandschaft lag. Hier
1866 (ZHR 5000-10000), aber natür-
durchbrach die Straße einen breiten,
lich VIEL niedriger als bei den
schwarzen Lavastrom. Viele
großen Stürmen 1799, 1833 und
Leoniden sahen wir noch nicht, aber
1966 (ZHR 15000-150000 je nach
immerhin waren sie bereits aktiver
Autor). Angesichts der Raten waren
als die Tauriden, a-Monocerotiden
wir aber alle bereit, dieses Ereignis
und sporadischen Meteore zusam-
als den vierten Meteorsturm des 20.
mengerechnet. Vorsichtiger Opti-
Jahrhunderts zu verbuchen (nach
mismus machte sich breit, zumal wir
den Draconiden 1933 und 1946
inzwischen das lokale Wetter durch-
sowie den Leoniden 1966).
schaut hatten.
Bis 5 Uhr setzten wir unsere Beob-
Am Morgen des Maximumstag war
achtungen fort. Immer noch waren
dennoch Nervosität spürbar. Die
mehr Meteore zu sehen als bei
Engländer eröffneten zwecks
irgendeinem Perseidenmaximum.
Ablenkung eine Art Software-
Am Ende der Nacht verließ einer der
Workshop an einem Laptop. Die
Engländer den Beobachtungsplatz
Wetterlage draußen war unverän-
mit den Worten: ,,Ladies and
dert. Immer noch zogen düstere
Gentlemen, good night. It was a
Wolken über das Parador, immer
pleasure."
noch gab es weiter westlich den
Wolkenschatten des Teide. Im
Recht hatte er. Und wenn David
Osten, Richtung Izaña, sah es wei-
Asher nicht irrt, darf man sich in
terhin trostlos aus. Genaue Wetter-
den nächsten Jahren auf noch stär-
beobachtungen und längere Erkun-
kere Leonidenschauer freuen. Für
dungsfahrten führten zu dem Abb. 6 - 7:
noch mehr pleasure ist also
Entschluß, in Richtung unseres Leoniden, aufgenommen mit der Videokamera VK gesorgt.
Beobachtungsplatzes der vorigen 1 am 18. 11. von Mirko Nitschke, Dresden, in
Nacht fahren, oder weiter nach Teneriffa
44 F A C H G R U P P E > M E T E O R E
Vollautomatische
Videoüberwachung
von Jürgen Rendtel und Ulrich Sperberg
An verschiedenen Stellen ist bereits über die Möglichkeit der Meteorbeobachtung mit Videokameras, die einen integrierten Bildverstärker besitzen, berichtet wurden. In der Fachgruppe Meteore existieren sieben derartige Kameras. Bisher wurden sie nur zu bestimmten Zeitpunkten betrieben, die Daten auf Videobändern aufgezeichnet und später einer Auswertung unterzogen. Da aber die Geschwindigkeit der verfügbaren Rechner in den letzten Jahren drastisch angestiegen ist und mit dem Programm Metrec von Sirko Molau eine leistungsfähige Auswertesoftware zur Verfügung steht,
sind seit letztem Jahr vier Kameras im Routineeinsatz. Das heißt, es werden an allen Tagen, auch bei Mond, durchziehenden Wolken oder Cirrusbewölkung, also an Tagen wo eine visuelle Beobachtung wenig erfolgversprechend ist, Daten gesammelt. Der Grund dafür ist, daß neben den bekannten und in der Regel gut beobachteten Strömen wie Perseiden, Orioniden, Geminiden, eine Vielzahl kleiner Ströme existieren, von denen relativ wenige Daten vorliegen. Aber auch bei diesen kleinen Strömen ist immer eine Überraschung möglich. Die Raten können plötzlich auf das zehn- oder mehr-
fache ansteigen. Derartige Ausbrüche sind schwer vorherzusagen und da sie meistens nur eine kurze Dauer haben (Größenordnung eine Stunde und geringer), war bisher die Gefahr groß, daß sie unbeobachtet vergingen. Mit der neuen Videoüberwachung steigt die Chance für die Beobachtung. Die Kameras, die übrigens in Aachen, Kühlungsborn, Marquardt und Salzwedel stationiert sind, erledigen die Beobachtung ziemlich selbständig. Sie sind mehr oder weniger fest auf dem Dach, Balkon oder in einer Luke stationiert und werden nicht nachgeführt. Mit Hilfe eines Timeinserters wird Datum und
Abb. 1: Verlauf eines Blitzes eines Iridiumsatelliten, aufgenommen auf mehreren Frames mit der Videokamera AVIS von S. Molau, Aachen
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Uhrzeit in das Bild eingespielt. Das Videosignal wird mittels Framegrabber in einen Rechner übertragen. Die Erkennung der Meteore erfolgt durch das Programm Metrec. Dieses Programm erkennt nicht nur Meteore, sondern bestimmt auch deren Koordinaten und ordnet sie den bekannten Strömen zu. Gleichzeitig wird die Helligkeit bestimmt. Von allen Meteoren werden Bilder auf der Festplatte abgelegt und stehen für die weitere Bearbeitung zur Verfügung. Über den Verlauf der gesamten Beobachtung wird ein Logfile angelegt. Dieses wird nach der Beobachtung durch den Operator mit einem Zusatzprogramm gesichtet. Somit ist die Möglichkeit gegeben falsch erkannte ,,Meteore"- dabei kann es sich z.B. um Iridiumblitze oder angestrahlte Insekten handeln- zu entfernen. Die astrometrischen Daten werden weiterhin in einem Datenbankformat gespeichert, das eine weitere Bearbeitung z.B. mit der bekannten Software Radiant von Rainer Arlt erlaubt. Damit kann dann nach
Abb. 2: Geminid am 14.12.1999 um 04:10:41, Helligkeit etwa 0m, durch leichten Nebel, Summenbild von mehreren Frames, aufgenommen mit der Videokamera ADAM von U. Sperberg, Salzwedel
Radiantstrukturen oder auch neuen Radianten gesucht werden.
Ein weiterer Vorteil der Video-Meteorkameras ist ihre relativ geringe Empfindlichkeit gegenüber störendem diffusen Licht (Stadtlicht, Mond, selbst Streulicht in Cirrusbewölkung). Dadurch können weit längere Beobachtungszeiten abgedeckt werden, als durch andere Beobachtungsverfahren. Durch diese Art der Beobachtung stehen erstmals astrometrische Daten mit hinreichender Genauigkeit in großem
Umfang zur Verfügung. Obwohl das Netz erst im März mit einer Kamera gestartet ist und die anderen ab Sommer 1999 arbeiteten sind etwa 6500 Meteore aufgezeichnet wurden (Tab. 1). Die Programme Metrec und Radiant stehen unter: www.informatik.rwth-aachen.de/I6/ Colleagues/molau/software zum Download bereit.
Monat Nächte Teff
Meteore
Januar Februar März 6 April 5 Mai 7 Juni 6 Juli 14 Aug. 23 Sept. 19 Okt. 19 Nov. 11 Dez. 10
36.8 23.4 24.9 23.2 95.7 152.1 196.2 227.0 174.4 48.7
91 57 54 62 503 1584 525 1514 1749 326
Gesamt 120
1002.4 6475
Tab. 1: Monatliche Verteilung der Meteorbeobachtungen 1999
Dieses international neuartige Beobachtungsprogramm könnte den Prototyp für Untersuchungen dieser Art darstellen. Innerhalb eines überschaubaren Zeitraumes (je nach Wetterbedingungen etwa 3-5 Jahre) erhält man ein weitgehend komplettes Bild der Radiantenpositionen und eine ungefähre Information über die Aktivität innerhalb dieser Periode. Ganz besonders ist dies für die Südhemisphäre von Interesse. Dort finden wir außer den eta Aquariden und einigen periodisch aktiven Strömen keine nennenswerten Quellen. Durch die geringere Anzahl visueller Beobachter und die Bevorzugung nicht gut geeigneter Beobachtungsmethoden ist auch nach über 12 Jahren international standardisierter visueller Beobachtungen die Kenntnis der kleinen Südströme mangelhaft. Natürlich sind die Daten nach rund
einem halben Jahr Einsatzzeit der
Kameras unter mitteleuropäischen
Bedingungen noch recht lückenhaft. In
Zeiten mit verbreitet klaren Nächten ist
aber die Zahl der beobachteten Meteore
ausreichend, um ein paar Ergebnisse
abzuleiten. Beispielhaft soll daher ein-
mal nicht von den bekannten großen
Strömen die Rede sein, sondern von den
delta Aurigiden, die im September
erscheinen. Dieser Strom wurde von
Hoffmeister [6] unter der Bezeichnung
,,September-Perseiden" beinahe als per-
manenter Strom aus seinen langzeitigen
Beobachtungen
herausgearbeitet.
Besonders um den 10. September treten
Meteore aus einem Radianten im
Nordostteil des Perseus auf. Die visuelle
Rate erreicht dann eine ZHR von 5. Die
später nachweisbaren delta Aurigiden
(bis Oktober) passen zu den September-
Perseiden, da sich ein Radiant wegen
der Bewegung der Erde um die Sonne
pro Tag um rund ein Grad parallel zur
Ekliptik nach Osten verlagert. Aus die-
sem Grund werden die delta Aurigiden
gegenwärtig als ein Strom in der IMO-
Arbeitsliste geführt [7]. Einige Unter-
suchungen aus dem AKM [8] weisen dar-
auf hin, daß es aber wahrscheinlich
doch zwei getrennte Quellen sind. Im
Jahre 1999 wurden im September im
Rahmen eines Meteor-Camps in Ketzür
bei Brandenburg/Havel gleich drei
Video-Kameras eingesetzt. Da auch wei-
tere Nächte in der ersten September-
hälfte wolkenfrei waren, liegen für den
Zeitraum Positionsdaten von 130 Video-
Meteoren vor. Abb. 3 zeigt ein Meteor
des Stromes. Video- und visuelle
Beobachtungen ergeben einen gut defi-
nierten Radianten der delta Aurigiden. Er
befindet sich im ausgewerteten Zeitraum
bei a = 65 Grad , d = +45 Grad (bezogen auf den
10. September; Koordinaten J2000; Abb. 4).
Aha, ein Okularrevolver
46 F A C H G R U P P E > M E T E O R E
Wegen der hohen Eintrittsgeschwindigkeit von 64 km/s sind die Meteore leicht erkennbar solange das Blickfeld nicht in großem Abstand vom Radianten liegt. Dann nämlich erscheinen sporadische Meteore aus dem Bereich des Apex in fast der gleichen Richtung und ebenfalls mit hoher Geschwindigkeit. Die Zuordnung wird dann natürlich unsicher. Die Beobachtungsreihe endet wetterbedingt mit dem 19.9., so daß insbesondere über den Zeitraum des überganges von den eindeutig nachweisbaren frühen delta Aurigiden (alias SeptemberPerseiden) zu den von Drummond [9] und Rendtel [10] gefundenen (eigentli-
chen) delta Aurigiden im Jahre 1999 nicht erfaßt wurde. Durch die regelmässigen Video-Meteorbeobachtungen wird innerhalb eines überschaubaren Zeitraumes die Lage der Radianten und die
Abb. 3: Ein Meteor der delta Aurigiden am 13. September 1999 südlich von Perseus in Richtung der Plejaden, aufgenommen von der Meteorkamera CARMEN in Marquardt um 02:18 UT.
relative Intensität von Meteorströmen während des gesamten Jahres bestimmbar. Allerdings wird die visuelle Beobachtung wegen der weitaus größeren Verbreitung bei vielen Ereignissen ihren Platz behalten.
Literatur:
Abb. 4: Radiant der delta Aurigiden aus 130 Videometeoren, die im September 1999 von den Kameras CARMEN, ADAM und VK-1 aufgezeichnet wurden. Mit der Software RADIANT von R. Arlt werden Richtung und Winkelgeschwindigkeit der Meteore ausgewertet. Die Position des Radianten ist zu dieser Zeit nordöstlich des Perseus.
[1] Molau, S., M. Nitschke: ComputerBased Meteor Search: a New Dimension in Video Meteor Observation, WGN, Journal of IMO, 24:4 (1996), S. 119
[2] Molau, S. et al.: Video Observations of Meteors: History, Current Status, and Future Prospects, WGN, Journal of IMO, 25:1 (1997), S. 15
[3] Molau, S.: The Meteor Detection Software METREC , Proceedings IMC Stara Lesna 1998, S. 9
[4] Molau, S., R. Arlt: Die Meteorströme des Jahres 1996, SuW 36 (1997) 7, S. 579
[5] Molau, S., The meteor detection software Metrec. In: W. J. Baggaley, V. Porubcan (eds.): Meteoroids 1998, Astron. Inst. Slovak Acad. Sci., Bratislava 1999, 131-134.
[6] Hoffmeister, C., Die Meteorströme. J.A. Barth, Leipzig 1948.
[7] Rendtel, J.,R. Arlt, A. McBeath (Hrsg.): Handbook for Visual Meteor Observers. IMO, Potsdam 1995.
[8] Schreyer, T., Die delta-Aurigiden Ergebnisse visueller Beobachtungen, Meteoros, 2 (1999) 159-165.
[9] Drummond, J., A note on the Delta Aurigid meteor stream, Icarus, 51 (1982), 655-659.
[10] Rendtel, J.: Radiants and orbits of Delta Aurigids and September Perseids, Proc. IMC Smolenice, IMO 1992, 67-73.
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Der Leonidenschauer 1999
von Rainer Arlt
Vorhersagen Die Geschichte der Erforschung der Meteore und der Kleinstkörper des Sonnensystems fand ihren entscheidenden Impuls im großen Meteorschauer der Leoniden von 1833. Etwa alle 33 Jahre erhöht sich die Aktivität dieses Meteorstroms im Zusammenhang mit dem Periheldurchgang des Mutterkometen 55P/Tempel-Tuttle, der seit einigen tausend Jahren seine Bahn mit Staubpartikeln anfüllt, die bei entsprechenden bahnmechanischen Bedingungen mit der Erde kollidieren und Meteore produzieren. Erst seit etwa tausend Jahren liegen die Bahnen von Komet und Teilchen dicht genug an der Erdbahn, um einen beachtlichen Anteil der Partikel auf Kollisionskurs zu bringen. Die Variabilität der Teilchendichte in den verschiedenen Bahnabschnitten und die Bahnentwicklung haben zu sehr unterschiedlichen Meteorfallraten selbst in den Jahren um den Periheldurchgang des Kometen geführt. Inzwischen haben Autoren von Computermodellen es geschafft, die Entwicklung der Bahnparameter von solchen beim Perihelvorbeigang ausgeworfenen Teilchenwolken zu verfolgen (Kondrat'eva & Reznikov 1995, Asher 1999, McNaught & Asher 1999) oder sogar den gesamten Strom in seiner Dynamik zu verfolgen (Brown 1999), wobei über 1 Million Teilchen über bis zu 2000 Jahre mit genauesten numerischen Verfahren unter Einschluß der Störungen aller Planeten mit Ausnahme von Merkur und Pluto verfolgt werden. Die Prognose war recht eindeutig: Die ersten drei Quellen gaben einen Maximumszeitpunkt am 18. November um 3h 8m MEZ an, Brown gab 3h 20m MEZ an. Da sich mit den Modellen auch die meisten der vergangenen Leonidenausbrüche reproduzieren ließen, war das Vertrauen in die Prognose groß.
Reisen in Gegenden mit besseren meteorologischen Aussichten. Von Jordanien bis La Palma waren die Beobachter verstreut. Schon während der Beobachtung zeichnete sich die Präzision der Vorhersage des Maximumszeitpunkts ab. Die Aktivität war außerordentlich beeindruckend und lag deutlich höher als alle Prognosen. Die visuellen Beobachter erreichten teilweise die Grenzen der Aufzeichnungsmöglichkeiten individueller Meteore. Die noch im Laufe der Nacht in der Zentrale bei Marc Gyssens, dem Herausgeber der Zeitschrift der IMO, eintreffenden Berichte zeigten neben der Spitze kurz nach 3 Uhr MEZ deutliche Strukturen im Aktivitätsprofil. Oft glätten sich solche Strukturen, wenn mehrere Beobachter oder gar mehrere Beobachtergruppen zusammengefaßt werden und gemittelt werden. Das Gesamtprofil aller bisher eingeschickten Berichte, die etwa 277000 Leoniden umfassen, zeigt Abbildung 1, die der ersten weltweiten Auswertung (Arlt 1999) entnommen wurde. Der Maximumszeitpunkt liegt bei 3h 2m +-2m MEZ, die höchste ZHR liegt bei 3700+-100. Der Begriff der ZHR als eine stündliche Rate bezeichnet hier einen entsprechenden Wert, wenn die Aktivität eine Stunde angedauert hätte. Tatsächlich waren natürlich nicht 3700 Meteore in einer Stunde zu sehen,
selbst bei idealen Bedingungen. Die Halbwertsbreite der Aktivitätskurve beträgt etwa 45 Minuten, was einer Ausdehnung der "Stromschicht" senkrecht zur Bahnebene von etwa 23000 km entspricht. Die Streuung der individuellen ZHR-Werte ist naturgemäß sehr groß, niemand wird sich unter den außergewöhnlichen Bedingungen eines Meteorschauers wirklich als erfahrenen Beobachter bezeichnen können. So findet man Beobachtergruppen, die recht konsistent von Maximalraten um 5000 sprechen, andere Berichte erreichen gerade eine ZHR von 2000. Über die statistische Streuung hinaus kann es durchaus reale Gründe für solche Unterschiede geben: Die oft beschriebene Unzulänglichkeit der geometrischen Zenitkorrektur könnte ein Grund sein, die tatsächlich räumlich sehr variable Häufigkeit der Meteoroide im Strom selbst könnte ein anderer sein, der Beobachter an sehr verschiedenen Orten verschiedene Raten registrieren läßt, wenngleich die Distanzen auf der Erde klein sind gegenüber der Dicke des Stromfilaments. Die Strukturen im Meteorstrom werden im allgemeinen als schichtförmig beschrieben, mit geringer Ausdehnung vertikal zur Bahnebene, sehr breit parallel zur Bahnebene. Diese Annahme läßt sich mit Aktivitätsprofilen prüfen, die
Beobachtungen Nach geometrischen Erwägungen waren alle europäischen Orte für die Leonidenbeobachtung geeignet, inklusive der Türkei, dem Nahen Osten und Nordafrika. Viele deutsche Beobachter studierten die Wetterkarten und planten
Abb. 1
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von verschiedenen geographischen Positionen gewonnen wurden. Dabei spielt im Falle der Leoniden vor allem die geographische Länge eine Rolle, da die Leonidenbahnen nur wenig gegen die Erdbahn geneigt sind. In der Tat zeigen sich durchaus verschiedene Profile wie die in Abbildung 2 gezeigten von Beobachtergruppen in Südspanien, Südfrankreich und aus dem Nahen Osten.
Teilchenhäufigkeiten im Strom Die Zenitraten des Leonidenschauers lassen sich auch in tatsächliche Teilchenanzahlen in gegebenem Volumen des Stroms umrechnen. Wir finden eine maximale Teilchenzahldichte von 5 Partikeln in einer Million Kubikkilometer, also einem Würfel von 100 km Kantenlänge, die Meteore heller als +6m.5 produzieren. Ein solcher Würfel ist vom Beobachter in etwa einer guten Sekunde überschaubar. Daß ein Beobachter selbst unter optimalen Bedingungen auf Dauer keine 4-5
Meteore pro Sekunde sah, liegt an der
eingeschränkten
Entdeckungs-
wahrscheinlichkeit für schwache
Meteore und Meteore bei größeren
Abständen vom Blickfeldzentrum. Der
Leonidenstrom ist keineswegs ein
besonders dichter Strom. Die hohen
Meteorraten sind ein Ergebnis der hohen
Eintrittsgeschwindigkeit von 72 km/s.
Dadurch werden zum einen die
Volumina viel schneller durchquert und
viel mehr Meteore aufgesammelt als bei
einem langsamen Strom, viel maßgebli-
cher leuchten aber wesentlich mehr
Meteoroide kleiner Massen im visuellen
Helligkeitsbereich auf, die bei geringerer
Geschwindigkeit zu schwache Meteore
produzieren würden. Beziehen wir uns
auf eine feste Massengrenze statt einer
Helligkeitsgrenze, so erhalten wir für
Teilchen mit mehr als 10 mg Masse eine
Dichte von 0.03 Teilchen im 100-km-
Würfel, also in 33 solcher Würfel ein
Teilchen. Ganz im Gegensatz dazu rech-
net sich die Maximums-ZHR des
Draconidenausbruchs von 1998 in einer
Teilchenzahldichte von fast 4 Teilchen mit mehr als 10 mg Masse pro 100-kmWürfel um. Die Eintrittsgeschwindigkeit der Draconiden beträgt nur etwa 20 km/s. Der Strombereich der Draconiden, den wir durchqueren, ist über 100mal dichter mit Partikeln besetzt als der der Leoniden.
Literatur Arlt, R., Bellot Rubio, L., Brown, P., Gyssens, M.: Bulletin 15 of the International Leonid Watch: First Global Analysis of the 1999 Leonid Storm. WGN 27:6 (December 1999), S. 286-295 Asher, D.: The Leonid meteor storms of 1833 and 1966. Mon. Not. R. Astr. Soc. 307 (1999), S. 919-924 Brown, P.: Evolution of two periodic meteoroid streams: The Perseids and Leonids. PhD Thesis (1999), S. 171-258 Kondrat'eva, E.D., Reznikov, E.A.: Comet TempelTuttle and the Leonid meteor swarm. Sol. Syst. Res. 19 (1985), S. 96-101 McNaught, R.H, Asher, D.J.: Leonid Dust Trails and Meteor Storms. WGN 27:2 (1999), S. 85-102
Abb. 2
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Digitale Deep Sky Daten, visuelle Beobachtung und das NGC/IC Projekt
von Wolfgang Steinicke
1. Einleitung
Bis zum Ende des 19. Jahrhunderts war die visuelle Beobachtung ein wesentliches Element der Fachastronomie, dann wurde der Astronom mehr und mehr vom Okular verbannt, an die Stelle des blossen Auges traten diverse Detektoren. Später wurde ihm gar der Zugang zum Teleskop verwehrt. Bei großen Observatorien kümmert sich ein Operator um die Hardware, der Fremdastronom sitzt derweil im Nebenraum vor dem Monitor. Selbst der Berg und damit ein unvergleichlicher Himmel ruft nicht mehr - um Reisekosten zu sparen wird vom heimischen Institut via Internet ,,beobachtet".
Das Ganze hat nicht mehr viel mit jener Astronomie zu tun, die die meisten Berufsastronomen in ihrer Jugend begeistert hat. Eine Entwicklung, die manchen Profi mitunter neidisch auf die Amateure blicken läßt. Zunehmend entwickelt sich aber auch die Amateurastronomie in diese Richtung. Man kann per Computer Objekte auswählen, die das Teleskop selbständig aufsucht. Mit der CCDKamera lassen sich schnelle Bilder schießen, so dass der enorme Aufwand einer langbelichteten Aufnahme entfällt. Warum sollte man sich überhaupt in Kälte und Dunkelheit wagen, wenn doch per Internet oder auf CD-ROM alles an aktuellen Aufnahmen und Daten bequem zu haben ist? Die Digitaltechnik bringt zweifellos enorme Erleichterungen, man sollte dabei aber nicht den realen Himmel aus den Augen verlieren und zum bloßen Schreibtischtäter werden!
Welcher Reiz geht von digitalen Deep Sky Daten aus und welche Bedeutung hat heute die visuelle Beobachtung? Beide Fragen möchte ich aus meiner persönlichen Sicht und langjährigen Erfahrung diskutieren. Die Inhalte hängen, wie ich meine, eng zusammen und
beeinflussen sich auf faszinierende Weise, wie etwa im Fall des NGC/IC Projekts (siehe Kap. 5). Beispiele für diese Wechselwirkung finden sich auch in der Arbeit der VdS-Fachgruppe Deep Sky (www.naa.net/deepsky). Ich denke da etwa an die Beobachtungen der Hickson- und Shakhbazian Galaxiengruppen, an die komplette Galaxiendurchmusterung des Sternbild Leo Minor, mit genauen Positionen und Daten von 1379 Objekten, aber auch an das Projekt ,,Deep Sky Buch". Schließlich glaube ich, dass gerade das VdS Journal hervorragend geeignet ist, ein joint-venture zwischen Beobachtung und Computerastronomie zu fördern.
Die visuelle Beobachtung scheint mir bei weitem nicht überholt und ich sehe nach einer anfänglichen digitalen Euphorie heute eine gewisse Rückbesinnung auf ,,Astronomie pur", nicht zuletzt durch den enormen Erfolg der DobsonTeleskope. Es macht einfach Spaß, unter freiem Himmel Objekte selbständig und mitunter mühsam aufzusuchen und deren oft schwaches Licht auf sich wirken zu lassen. Ich halte diesen direkten Kontakt, der auch dazu führt, dass man sich ,,am Himmel auskennt", für enorm wichtig. Ebenso wichtig ist, etwas über die Vorgeschichte der Beobachtungsobjekte und ihre Natur zu wissen. Der Computer kann bei der Auswahl und Identifizierung der Objekte ein nützliches Hilfsmittel sein. Es gibt hierzu gibt eine ganze Reihe von Programmen, sie enthalten Daten aus den klassischen und modernen Katalogen.
Im Bereich nichtstellarer Objekte ist der New General Catalogue (NGC) und der Index Catalogue (IC), mit insgesamt über 13000 nichtstellaren Objekten (siehe Kap. 2), nach wie vor die wichtigste Referenz. Selbst mit 10"-12" sind fast 6000 Objekte erreichbar, mit 12-14" schon ca. 9500 und mit 14-16" über 11000. Für das schwächste, die Zwerg-
galaxie IC 4107 mit 18,5m (photographisch entdeckt von Max Wolf ), braucht man allerdings deutlich mehr als 20". Auch herausragende visuelle Beobachter wie etwa Steve Gottlieb in Kalifornien haben erst knapp die Hälfte geschafft. Doch schon hallt der Ruf nach mehr Objekten durch die Deep Sky Gilde. Ich interpretiere das eher als den Wunsch, noch ausgefallenere, weniger bekannte und damit meist schwächere Objekte zu beobachten. Nimmt man alle NGC/IC Objekte zusammen, so ergibt sich ein mittlerer Abstand von etwa 60'. Wem das noch nicht reicht, dem stehen eine Menge weiterer Kataloge (s. Kap. 3) zur Verfügung. Nimmt man etwa den Catalogue of Principal Galaxies (PGC) von 1996 mit seinen ca. 100000 Galaxien, so bekommt man schon alle 26' ein neues Objekt ins Rohr - vorausgesetzt die Öffnung stimmt. Faßt man alle bekannten Kataloge zusammen, so kommt man auf 18'.
Welche Qualität haben die Deep Sky Daten und mit ihnen die gängigen Skyprogramme? Sie sollen den realen Himmel widerspiegeln, aber bei feinerer Betrachtung zeigen sich deutliche Schwächen. Die Beobachtung bekommt dann einen neuen Wert. Sie ist geeignet, mehr Ordnung in die Datenwelt zu bringen. Doch gehen wir zunächst zurück zum Ende des 19. Jahrhunderts...
2. Die Ursprünge des NGC/IC
Es waren visuelle Beobachtungen von Amateur- oder halbprofessionellen Astronomen, die zum Ende des 19. Jahrhunderts zu bedeutenden Fortschritten in der Astronomie führten. So errichtete William Parson, der dritte Earl of Rosse, 1845 auf Birr Castle, Irland seinen 72" Reflektor. Der ,,Leviathan von Parsonstown" (Abb. 1) wurde erst mit der Inbetriebnahme des 100" HookerTeleskops auf dem Mount Wilson im Jahre 1918 übertroffen. Lord Rosse und
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sein Sohn (der vierte Earl of Rosse) sowie John Louis Emil Dreyer, der 1874 nach Irland gekommen war, verbrachten viele Jahre damit, die damals bekannten ,,Nebel" zu beobachten und sie entdeckten dabei immer neue Objekte [1]. Bei diesen Beobachtungen wurde Dreyer klar, dass John Herschel's General Catalogue of Star Clusters and Nebulae von 1864 aufgrund der vielen Neuentdeckungen überarbeitet und ergänzt werden mußte. Die Aufstellung von Beobachtungslisten oder einfach die
Abb. 1: Lord Rosse's 72-Zoll-Reflektor auf Birr Castle (Foto: Harold Corwin)
Frage, ob ein Objekt bereits von einem anderen Beobachter gefunden worden war, erwies sich als sehr zeitaufwendig. Die Royal Astronomical Society beauftragte Dreyer daraufhin, einen ,,New General Catalogue" zusammenzustellen. Er fügte ca. 2000 Objekte aus Listen diverser Beobachter hinzu und sortierte die Daten nach Rektaszension für das Äquinoktium 1860. Das Ergebnis, der NGC, wurde 1888 publiziert und enthält 7840 nichtstellare Objekte. Die Arbeit am NGC stellte Dreyer vor die schwierige Aufgabe, die Notizen der diversen Beobachter zu bewerten und zu vergleichen. Die meisten Probleme resultierten aus den Positionsangaben und Objektbeschreibungen, denn die benutzten Teleskope reichten von 2" bis 72" und
die Qualität der Beobachtungen reichte von ,,schlampig" bis ,,exzellent". Aufgrund der enormen Anzahl der Objekte konnte er nur wenige Fälle überprüfen, vieles mußte er einfach akzeptieren. Glücklicherweise hatte Dreyer ein gutes Gefühl dafür, wessen Beobachtungen verlässlich waren und wessen nicht und er war überdies ein sehr sorgfältiger Mensch - nur wenige Fehler entstanden bei der Übertragung von Beobachtungsdaten. Dabei kam am häufigsten vor, dass er die Präzession mit dem falschen Vorzeichen der Deklination anbrachte.
Die Flut neuer Beobachtungen veranlaßte Dreyer, den NGC zweimal zu ergänzen. Der Index Catalogue(IC I) von 1895 enthält 1520 nichtstellare Objekte und der Second Index Catalogue (IC II) von 1908 listet weitere 3866 auf, beide werden heute als IC zusammengefaßt. Alles in allem ist der NGC/IC ein Kompendium des ,,Guten" und des ,,weniger Guten", z.B. erwiesen sich ca. 1000 Einträge später als Sterne. Kurioserweise sind auch helle Sterne vertreten, wie etwa Beta CVn = NGC 4530 (der Grund hierfür ist aber, dass John Herschel einen umgebenden Nebel gesehen haben will, was sich nicht bestätigte). Dreyer publizierte lange Korrekturlisten von Fehlern, die er oder andere Beobachter mit der Zeit gefunden hatten. Sein Verdienst ist auch, für jedes Objekt genaue Quellenangaben gemacht zu haben. Kurioser-
Abb. 2: Guillaume Bigourdan (1851-1932), einer der letzten visuell beobachtenden Fachastronomen.
weiser greifen die meisten späteren Versuche, den NGC/IC zu revidieren nicht auf diese Quellen zurück! Man ging nach der Devise vor: befindet sich ein nichtstellares Objekt in der Nähe der Katalogposition, dann wird es schon das richtige Objekt sein, falls nicht, dann existiert es eben nicht (ich werde dazu später einige Beispiele bringen). Wesentlich gewissenhafter ging Guillaume Bigourdan (Abb. 2) vor, einer der letzten visuell beobachtenden Fachastronomen. Die Leistung dieses bemerkenswerten Mannes, der am Observatorium in Paris arbeitete, ist heute wenig bekannt und noch weniger anerkannt: die visuelle mikrometrische Vermessung von mehr als 6600 NGC/IC Objekten! Er begann damit bereits 1884 und veröffentlichte seine Ergebnisse 1919 in einen 5-bändigen monumentalen Werk, für das er die Goldmedaille der Royal Astronomical Society erhielt. Die Vollständigkeit und Genauigkeit seiner Beobachtungen war für die spätere Identifikation vieler Objekte von großem Wert.
3. Photografische Durchmusterungen und moderne Kataloge
Während Bigourdan noch visuell beobachtete, war die Astrophotographie massiv im Vormarsch. Der Second Index Catalogue enthält bereits einige tausend Objekte, meist Galaxien, die auf Platten entdeckt wurden. Pionierarbeit hat hierbei vor allem Max Wolf in Heidelberg geleistet. Der IC II ist dadurch besonders inhomogen: dort, wo Photographien nach neuen Nebeln durchmustert wurden zeigen sich deutlich ,,cluster" (Abb. 3). Die Häufung von Objekten in diesen Feldern ist aber nicht real - wie etwa im Bereich des Virgo- oder Coma-Haufens sondern lediglich ein Auswahleffekt. Reinmuth führte die Arbeiten auf dem Heidelberger Königstuhl fort und veröffentlichte 1926 eine komplette photografische Bestandsaufnahme der nördlichen ,,Herschel Nebel". Dies führte, ebenso wie die Arbeit von Dorothy Carlson am Mt. Wilson Observatorium aus dem Jahr 1940, zu weiteren Korrekturen am NGC/IC, ohne dass es allerdings zu einer Neuauflage kam.
Was wirklich am Himmel los ist, sollte sich erst mit der Fertigstellung des ersten Palomar Observatory Sky Survey (POSS) zeigen. Es war der Startschuß für eine systematische Durchmusterung
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Abb. 3: Plot aller NGC- und IC-Objekte. An einigen Stellen werden durch fotografische Durchmusterungen ,,cluster" vorgetäuscht.
nach unterschiedlichen Objektklassen. George Abell ging bereits 1958 auf die Suche nach Galaxienhaufen, er fand schließlich 2712. Vorontsov-Velyaminov wie auch Fritz Zwicky durchmusterten den POSS nach Galaxien. VorontsovVelyaminov und seine Mitarbeiter veröffentlichten zwischen 1962 und 1974 die Daten von 29981 Galaxien im Morphological Catalogue of Galaxies (MCG). Zwicky und seine Mitarbeiter listeten zwischen 1963 und 1968 insgesamt 29378 Galaxien sowie 9133 Galaxienhaufen im Catalogue of Galaxies and of Clusters of Galaxies (CGCG) auf. Zwicky sprach später davon, dass er (Haufenmitglieder mitgerechnet) mehr als 1,5 Millionen Galaxien auf den POSS Platten identifiziert hat. Nilson's Uppsala General Catalogue (UGC) von 1973 war erstmals ein klar definierter Galaxienkatalog. Er enthält alle Objekte heller als 14,5m oder größer als 1' (insgesamt 12940). Keiner dieser Kataloge befaßte sich primär mit der historischen Identifikation der Galaxien. Es wurde meist auf die unkorrigierten Originalversionen des NGC/IC Bezug genommen. Allein Nilson korrigierte, allerdings wenig systematisch, einige Fehler, die sich in den MCG oder CGCG eingeschlichen hatten. Im Anhang des UGC gibt er einen interessanten Überblick zur Geschichte der Galaxienkataloge [2].
Das Problem bei großen Datenmengen, insbesondere bei der analogen Verarbeitung, ist stets das gleiche: es gibt interne Datenfehler, Übertragungsfehler aus externen Quellen und Unstimmigkeiten bei der gegenseitigen Referen-
zierung (,,cross identification"), also der Frage nach der Identität von Objekten. Da der POSS aus vielen Einzelblättern besteht, die sich überlagern, kommt es häufig zu Doppeleinträgen. Ein bemerkenswertes Beispiel ist die Galaxie IC 1502 im Cepheus. Sie liegt in zwei überlappenden Deklinationszonen des MCG (12 und 13) bzw. in zwei Feldern des CGCG (344 und 359) und ist in beiden Katalogen jeweils doppelt vertreten. Überdies kommt sie auch zweimal im UGC vor, was schließlich zu folgender Kette führt: IC1502 = MCG +12-1-1 = MCG +13-1-2 = CGCG 344-3 = CGCG 3595 = UGC 12105 = UGC 12706. Der doppelte Eintrag im UGC beruht wahrscheinlich auf einem Schreibfehler: UGC 12105 hat alpha = 22 34.1 (an dieser Position ist keine Galaxie) und UGC 12706 hat alpha = 23 34.1 (hier liegt IC 1502). Im CGCG gibt es sogar Galaxien mit drei verschiedenen Nummern, z.B. NGC 1544 = CGCG 361-11 = CGCG 362-4 = CGCG 370-1A (mit A wird eines der beiden polnahen Felder bezeichnet). Daraus folgt, daß die Anzahl der Galaxien geringer ist, als die Anzahl der Katalogeinträge. Im Fall des CGCG gibt es über 3000 Identitäten!
Der erste Katalog mit dem Ziel, den NGC zu aktualisieren, war der Revised New General Catalogue (RNGC) von Sulentic und Tifft aus dem Jahr 1973. Der Versuch, dem betagten Werk mit Hilfe des POSS moderne Positionen und Daten zu verpassen, schlug kräftig fehl, vor allem aufgrund des großen Zeitdrucks, unter dem die Autoren standen. Nicht nur, dass die bereits publizierten Korrekturen ignoriert wurden, es schli-
chen sich auch eine ganze Reihe neuer Fehler ein. Oft wurde dort, wo aufgrund einer falschen Position kein Objekt zu finden war, eine NGC-Nummern willkürlich an das hellste benachbarte ,,anonyme" Objekt vergeben, ohne die Originaldaten bzw. die bekannten Korrekturen zu konsultieren - auch haben nun einige Plattenfehler eine RNGC-Nummer. Die geringe Bedeutung des RNGC liegt vielleicht auch am unglücklich gewählten Äquinoktium 1975, als Kompromiss zwischen 1950 und 2000 gedacht. Ein krasses Beispiel für einen Fehler im RNGC ist der Fall des ,,Copeland Septett" (Abb. 4), bestehend aus NGC 3745, 3746, 3748, 3750, 3751, 3753, and 3754. Dreyer hat Copeland's Referenzstar, von
Abb. 4: Das Copeland Septett = Arp 320 ist im RNGC ,,nicht existent" (Die POSS II - Aufnahme enthält eine Satellitenspur).
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diesem als rötlich" bezeichnet, falsch gedeutet. Dadurch ergaben sich falsche absolute Positionen der Einzelgalaxien. Dreyer hat den Fehler im NGC später bemerkt und in den Notizen zum IC I finden sich die Korrekturen. Der RNGC listet alle Galaxien (bis auf NGC 3746) als ,,nonexistent", weil Dreyer's Notiz nicht berücksichtigt wurde. Interessant ist auch, dass im UGC die Koordinaten und Helligkeit für NGC 3751= UGC 6601 falsch sind. Die Bezeichnung ,,Copeland Septett" stammt übrigens von de Vaucouleurs und ist erstmals im Second Reference Catalogue of Bright Galaxies (RC2) von 1976 enthalten. 1982 war auch der Südhimmel komplett durchmustert. Basierend auf den Aufnahmen des 1m Schmidt Teleskops der ESO auf La Silla nahm Andris Lauberts u.a. alle NGC/IC Objekte südlich von -17,5 Grad Deklination unter die Lupe. Insgesamt enthält der ESO/Uppsala Survey of the ESO(B) Atlas 18438 Objekte.
Roger Sinnott publizierte 1988 erstmals eine Neubearbeitung des kompletten NGC/IC. Sein NGC 2000.0 erschien rechtzeitig zum 100. Jubiläum des NGC. Ein Werk, das leider ebenso unter Zeitdruck stand wie der RNGC. Hier wurden die Originalbeobachtungen zugunsten moderner Daten (CGCG, MCG etc.) ignoriert. Da diese Kataloge keine verläßliche Quelle für den NGC/IC darstellen, finden sich viele Fehler wieder. Trotz der fehlenden Strenge und auch wegen des Äquinoktiums 2000, war dieses Werk aber erfolgreicher als der RNGC.
(unveröffentlichten) Version sind über 160000 Galaxien verzeichnet. Der Urheber dieses Projekts ist Georges Paturel (Universität Lyon). Der PGC enthält, dem Umfang entsprechend, viele Daten- und Identifikationsfehler. Rätselhaft sind auch die als ,,genau" markierten Positionen, von denen viele um mehr als 1' von der Realität abweichen. Bei den NGC/IC Objekten bevorzugt Paturel seine eigenen Interpretationen und weniger die historischen Quellen. Kurios sind auch Positionswinkelfehler: bei vielen PGC Galaxien (solche die nur im MCG vorkommen) muß der Winkel an der 90 Grad Achse (Osten) gespiegelt werden, z.B. gibt der PGC für NGC 4626 einen Wert von 145 , korrekt ist aber 35. Wie wichtig ist das Problem der ungenauen Daten? Man muß deutlich zwischen dem Himmel, wie er visuell oder auf Aufnahmen z.B. dem POSS zu sehen ist und den Angaben in Katalogen unterscheiden. Die meisten Probleme zeigen sich wenn man beides digital überlagert. Beim digitalisierten POSS, dem Digital Sky Survey (DSS) handelt es sich um Rasterdaten, die den Himmel flächendeckend in hoher Auflösung wiedergeben. Man kann aber einzelne Objekte nicht ,,anklicken", sie bleiben allesamt anonyme Anhäufungen von Pixeln. Digitale Kataloge sind dagegen, mit diversen Attributen versehene Vektordaten. Enthalten sie fehlerhafte Daten, so geben alle Folgeprodukte, die diese ungeprüft übernehmen, den Himmel nicht korrekt wieder. Beispiele hierfür finden sich in großer Zahl in den populären Skyprogrammen wie etwa The Sky, Megastar oder Guide. So wird
auch im Guide 7.0 (auf den ich mich im Folgenden aus Platzgründen beschränken möchte) die Galaxie NGC 4626 mit dem falschen Positionswinkel dargestellt. Bei Megastar bemüht sich Larry Mitchel (Houston) seit Jahren um die Verbesserung der Datenqualität. Mit diesen Programmen ist es heute möglich, Vektor- und Rasterdaten (z.B. aus RealSky, einer komprimierten Version des DSS) zu überlagen. Die Übereinstimmung ist mitunter wenig berauschend, sie reicht aber i.a. für Amateurverhältnisse aus und ich möchte die großen Vorzüge dieser Programme hier auch nicht schmälern. Betrachten wir etwa das Beispiel von VV 607 (Abb. 5), ein Objekt aus VorontsovVelyaminov's Atlas of Interacting Galaxies, Part II. Guide übernimmt die Identifikation des PGC: PGC 49152 = VV 607 = MCG 6-30-103. Zwei weitere Galaxien werden im Guide dargestellt: PGC 49151 = MCG 7-28-81 und NGC 5325 = PGC 49163 = MCG 7-28-30. Wie man unschwer auf der in VorontsovVelyaminov's Atlas enthaltenen POSSAufnahme erkennen kann, ist VV 607 = NGC 5325. Überdies stellt sich heraus, dass PGC 49151 nicht existiert, denn es gibt nur 2 Galaxien im Feld und es ist PGC 49152 = MCG 6-30-103 = MCG 728-81 = NGC 5325B. Auslöser ist wohl ein Fehler im MCG, verursacht durch überlappende POSS-Karten. Was passiert, wenn man Kataloge zusammenmixt, zeigt das Beispiel von NGC 842 und Mrk 1023. Laut PGC und Guide ist NGC 842 = Mrk 1023 = MCG -1-6-55 = KUG 0207-080. Abgesehen davon, dass die als ,,genau" markierte Position im
4. Datenbasen und Skyprogramme
Im Unterschied zu den modernen Katalogen gibt es Datenbasen, die Kompendien verschiedenster Quellen darstellen (nichts anderes hat auch Dreyer gemacht). Hierzu zählen z.B. die Lyon/Meudon Extragalactic Database (LEDA, www-obs.univ-lyon1.fr/leda), die NASA/IPAC Extragalactic Database (NED, nedwww.ipac.caltech.edu), die Arizona Database (www.piaz.com/darksky/ home.htm) und mein CAT2000 (siehe Kap. 5).
Der PGC ist ein LEDA-Produkt. Die Version von 1989 enthält 73177 Galaxien, das Update von 1996 bereits 100872 Galaxien. In einer neuesten
Abb. 5: Die Galaxie NGC 5325 = VV 607 und ihre Umgebung auf dem POSS (die Aufnahme enthält einen Plattenfehler) und im GUIDE.
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Abb. 6: Die kompakte Galaxie Mrk 1023 bei NGC 842.
PGC über 1' danebenliegt, ist Mrk 1023 = KUG 0207-080 ein vollkommen separates Objekt ca. 1,5' SSW von NGC 842 (Abb. 6). Das Paar erinnert an NGC 4319 / Mrk 205. NED wird mehr und mehr zur wichtigsten Datenbasis extragalaktischer Objekte. Verantwortlich für die hohe Qualität (das Beispiel aus Abb. 6 ist korrekt enthalten) ist hauptsächlich Harold Corwin, er ist z.B. auch Co-Autor des RC2 und RC3 (Third Reference Catalogue of Bright Galaxies) sowie des Southern Galaxy Catalogue (SGC). Ziel aller Datenbasen ist letztlich, den Himmel korrekt als Vektordaten abzubilden. Für den NGC/IC ist dieses Ziel jetzt, dank der Arbeit des NGC/IC Projekts (Kap. 5), weitgehend erreicht.
5. Das NGC/IC Projekt
Der wichtigste Grund, den NGC/IC von seinen Fehlern zu befreien ist, dass er nach wie vor als wichtigste Namensquelle für nichtstellare Objekte gilt, sowohl im Profi- wie im Amateurbereich. Die meisten der hellsten, größten, nächsten und damit auch interessantesten Objekte sind im NGC/IC enthalten (Ausnahme M 45). Es ist eine astronomische Tradition, diese nach ihrer NGC/IC Bezeichnung zu benennen. Daher ist es sinnvoll, sicherzugehen, dass die verwendete Bezeichnung auch wirklich zum historischen Objekt gehört. Viele Personen, die an der Entdeckung und Beobachtung der Nebel beteiligt waren, gehörten zu den herausragendsten Astronomen ihrer Zeit. Es ist eine Frage der historischen Wahrheit, wichtige Entdeckungen korrekt zuzuordnen, andernfalls kann dies
die Entwicklung der Astronomie selbst beeinflussen. Dafür gibt es in der Wissenschaft viele Beispiele. Seit Mitte der 70er Jahre beschäftige ich mich mit Daten von Deep Sky Objekten, womit hauptsächlich Galaxien, Sternhaufen und Nebel, aber auch Quasare gemeint sind. Ausgangspunkt war die Planung visueller Beobachtungsprogramme sowie die Analyse der Ergebnisse. Frühe Ergebnisse dieser Arbeit sind der Katalog der Galaxiengruppen (KDG), der Katalog heller Quasare und BL Lacertae-Objekte (KHQ). Bei der Bearbeitung der Daten sind mir immer wieder Fehler oder Lücken in diversen Katalogen aufgefallen. Insbesondere der IC war absolutes Brachland. 1982 entstand, noch ohne Computer, ein erster ,,Revidierter Index Katalog" mit Hilfe von Dixon's monumentaler Master List [3]. Ab 1987 besorgte ich mir per Magnetband die wichtigsten Kataloge vom Centre du Donnees Stellaires (CDS, cdsweb.u-strasbg.fr/cats.html) und bastelte daraus eine eigene Datenbasis, immer bemüht, Fehler zu finden und zu korrigieren. Dazu werden die Daten allen möglichen Tests unterworfen. Auf diese Weise entstand die Datenbasis CAT 2000. Sie enthält mittlerweise ca. 150000 nichtstellare Objekte nördlich von -30 Grad Deklination, die mit einer eigenen Software dargestellt werden. Das Programm erwies sich als sehr hilfreich bei der Analyse der NGC/IC Probleme. Ein vollständiger ,,Revidierter NGC/IC" wurde 1997 fertig. Er enthält alle verfügbaren Daten und Identifizierungen. Bei Galaxien, immerhin fast 80% aller Objekte, wurden Datenlücken (fehlende Helligkeiten, Größen und Positionswinkel) mit Hilfe der Internetversion des DSS (stdatu.stsci.edu/cgibin/dsswin) geschlossen. Bis zu diesem Zeitpunkt war das Ganze eine Arbeit im ,,stillen Kämmerlein", doch das änderte sich grundlegend, als ich durch Zufall Anfang 1997 in einen Artikel auf das NGC/IC Projekt gestoßen bin [4]. Hier haben sich Amateur- und Fachastronomen aus aller Welt zusammengefunden, die das gleiche Ziel verfolgen wie ich: die Standardreferenz der nichtstellaren Objekte zu säubern. Die Leitung hat Harold Corwin (California Institute of Technology/IPAC), einer der führenden Experten für Deep Sky Daten. Seit dieser Zeit bin ich (das einzige europäische) Mitglied des Teams. Ebenso zum harten Kern gehören Brian
Skiff (Lowell Observatorium), Steve Gottlieb und Malcom Thomson (beide aus Kalifornien), Bob Erdmann (Arizona Database) und Brent Archinal (USNO). Wie auf den Webseiten des Projekts (www.ngcic.org) zu sehen ist, wurden bereits eine Fülle von neuen Erkenntnissen gewonnen und etliche ,,puzzles"
Abb. 7: Die Galaxien IC 256 und IC 257 (Objekt B) auf dem POSS und im GUIDE.
gelöst. Grundlagen hierfür sind: die historischen Quellen (Beobachtungsnotizen), vorhandene Kataloge sowie der POSS - aber auch die visuelle Beobachtung. Hierbei ist Steve Gottlieb sehr erfolgreich. Sein 17,5" Dobson ist groß genug, um nahezu alle NGC/IC Objekte beobachten zu können aber andererseits klein genug, dass seine Eindrücke denen der Beobachter des 19. Jahrhunderts entsprechen. Der POSS ist bei der Problemlösung nicht immer hilfreich, denn er zeigt die meisten Galaxien schwächer als sie visuell erscheinen! Das liegt an ihrer unterschiedlichen Helligkeit im blauen bzw. visuellen Bereich. Der B-V Wert liegt bei Galaxien zwischen 0,5m und 1,1m - sie
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Abb. 8: An der nominellen Position von IC 5126 (links, markiert) befindet sich kein Objekt, IC 5126 ist eine Galaxie ca. 1` südlich, zwischen zwei Sternen gelegen (rechts).
sind also visuell z.T. deutlich heller. Ein Beispiel ist der Fall von IC 256 und IC 257 im Perseus (Abb. 7). Beide Objekte wurden 1893 von Swift mit einem 16" Refraktor entdeckt. Unstrittig ist IC 257 = UGC 2298, mit 13,1m leicht sehen. Etwas Verwirrung besteht dagegen über IC 256 (inkorrekt im MCG als MCG +8-611, dies ist IC 257). Ebenso verwirrend ist die Darstellung im Guide. Die Analyse zeigt, dass dieses Objekt mit der mittleren Galaxie in einer Dreiergruppe übereinstimmt, die Zwicky als V Zw 280 bezeichnet hat (Objekte A, B und C in Abb. 7). Interessant ist, dass er die Helligkeiten mit 17,7m, 17,9m und 18,1m angibt. Dies war für Swift deutlich zu schwach. Steve Gottlieb und ich haben das Feld im 16" Dobson überprüft und konnten die mittlere Galaxie eindeutig sehen, geschätzte Helligkeit ca. 15,6 m! Hier beträgt also die Differenz B-V mehr als 2 Größenklassen!
Mittlerweile ist die neueste Version meines Revised New General Catalogue and Index Catalogue (Januar 2000) auf der Webseite des NGC/IC Projekts (www.ngcic.org) bzw. auf meiner eigenen Homepage (www.klimaluft.de/steinicke) verfügbar. Der Katalog enthält 13982 Einträge, darunter sämtliche NGC/IC Objekte sowie weitere Umgebungsobjekte (A, B,...) und Komponenten. Ich habe die Positionen von 12618 Objekten mit RealSky bzw. der 102 CD-ROM Version des DSS auf 1-2" genau vermessen (Rest: Offene Sternhaufen, Galaktische Nebel). Außer dem wurden Fehler der früheren Version korrigiert und die ,,cross-identifications" aktualisiert (insgesamt 42985 aus 71 verschiedenen Katalogen). Der Katalog ist jetzt in maximaler Übereinstimmung mit den Ergebnissen der anderen Projektmitglieder. Es verbleiben noch 527 ,,nicht gefundene" Objekte (2,7%). Das Ergebnis wurde eingehend mit dem aktuellen PGC verglichen und es zeigten sich z.B. über 800 falsche Identifikationen - im PGC! Darüber hinaus gibt es über 700 NGC/IC Galaxien, die nicht im PGC verzeichnet sind!
Abb. 9: Das Galaxienpaar NGC 3110 = NGC 3122 = NGC 3518 und MCG-1-26-13.
Noch einige Beispiele interessanter Fälle. IC 252 im Walfisch. Das Objekt ist bei Sinnott nicht identifiziert, er gibt nur die nominelle Position an. Tatsächlich handelt es sich um eine 15,5m helle Doppelgalaxie. Gibt man das Objekt im Guide ein, so wird PGC 144971 angezeigt, ohne Referenz auf IC 252. Paturel hat die Identität offenbar nicht erkannt und der Guide kennt zwar die Position von IC 252, behandelt das Objekt aber als ,,nicht existent" und zeigt es daher
nicht an. Wie es der ,,Zufall" will, befindet sich aber hier die PGC Galaxie! IC 5126 im Wassermann (Abb. 8), beobachtet von Javelle mit dem 30" Refraktor in Nizza: Sinnott gibt auch hier nur die nominelle (leider falsche) Position an. Die IC Beschreibung "vF, vS, R, between 2 st 14" sagt aus, dass das Objekt sehr schwach, klein und rund ist und zwischen zwei 14m Sternen liegt. An Javelle's Position ist aber nichts zu sehen. Die Analyse zeigt, dass er einen Fehler bei seinem Referenzstern gemacht hat. Nach der Korrektur landet man 1 Grad weiter südlich bei einer 15,7m hellen Sb Galaxie, die in keinem anderen Katalog verzeichnet ist. Gibt man IC 5126 im Guide ein, so führt dies zur nominellen Position (wo auch hier nichts zu sehen ist), gibt man die korrekte Position ein, so zeigt sich immerhin ein ,,non star" aus dem Guide Star Catalogue (GSC).
Interessant ist auch der Fall von NGC 3110 = NGC 3122 = NGC 3518 = MCG 1-26-14, dies ist die hellere Galaxie im Paar mit MCG -1-26-13 (Abb. 9). NGC 3122 ist eine zweite Beobachtung von NGC 3110 (entdeckt von Stephan) durch William Herschel. Er verwechselte die Referenzsterne, was zu unterschiedlichen Koordinaten im NGC führte, wie Stephan und auch Dreyer später feststellten. NGC 3518 wurde von Stone entdeckt. Er machte eine Skizze auf der ein Doppelnebel zu sehen ist, zu dem er notiert: ,,in same field with a nebula discovered by Stephan". Im Umkreis von 5 Grad liegt aber weder eines von Stephan's Objekten noch gibt es einen Doppelnebel. Die Untersuchung des Falles zeigt, dass ihm ein Schreibfehler unterlief, seine Rektaszension ist genau um 1h zu groß! Der Guide, der sich auf den PGC stützt, gibt ein chaotisches Bild, eigentlich noch schlimmer als die Situation im NGC.
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Zunächst wird NGC 3110 richtig dargestellt. Im PGC fehlt aber der Hinweis auf die anderen NGC Nummern, allein die Angaben des Saguaro Astronomy Clubs (SAC, www.saguaroastro.org) verweisen zaghaft auf NGC 3122. Die Eingabe von NGC 3122 führt einen zu PGC 29361, eine Galaxie mit 18,7m (!), etwa ein halbes Grad östlich von NGC 3110. Sie liegt 2' südlich von Herschel's Position. Was sich Paturel bei dieser Identifikation gedacht hat, ist klar: er hat schlicht den RNGC Kandidaten übernommen. Sieht man einmal davon ab, dass die Position falsch ist, so wurde völlig ignoriert, dass Herschel mit seinem Teleskop niemals in der Lage war, dieses Objekt zu sehen, er beschrieb es überdies als ,,easily resolvable"! Bei NGC 3518 ist genau dasselbe passiert. Der RNGC Kandidat (PGC 33442) liegt an der falschen Position (1h östlich) und ist mit 17,7m viel zu schwach für Stone. Nebenbei bemerkt weicht die PGC Position dieses Objekts um etwa 1' von der POSS Position ab, immerhin noch deutlich besser als die RNGC Position, die 3' danebenliegt.
Auf die interessante Story des Objekts mit den meisten NGC/IC Nummern, NGC 3497 = NGC 3525 = NGC 3528 = IC 2624, eine Galaxie im Sternbild Becher, möchte ich hier aus Platzgründen verzichten. Aus dem bislang Gesagten wird deutlich, dass die heute in Umlauf befindlichen Skyprogramme in Puncto Qualität der Deep Sky Daten, mit Vorsicht zu genießen sind. Dem visuellen Beobachter macht besonders das Problem der ungenauen Positionen zu schaffen. Bei schwachen, kleinen Objekten (Galaxien, Quasare, Planetarische Nebel) hat man nur Erfolg, wenn man an der richtigen Stelle sucht. Abgesehen davon ist aber unbestritten, dass die Skyprogramme durch die vielfältigen Möglichkeiten die sie bieten, für
die Beobachtung wie auch für die Photographie sehr hilfreiche Tools sind. Jeder Amateur, ob ambitioniert oder nicht, findet damit sicher seinen Himmel.
6. Gibt es noch etwas zu entdecken?
Der wahre Himmel ist wesentlich reicher als der digitale. Es gibt noch genügend anonyme Objekte, die es zu entdecken gilt. Gerade größere Dobson Teleskope und der Umstand, dass viele Galaxien visuell heller sind, als sie auf dem POSS erscheinen, sollte die Beobachter anspornen. Vieles ist noch nicht verzeichnet, falsch identifiziert oder die Daten stimmen nicht. Es ist eine reizvolle Aufgabe, durch Beobachtungen Neuland zu betreten.
Ein Beispiel ist die ,,Entdeckung" von 6 anonymen Galaxien in der NGC 999Gruppe durch Klaus Spruck und Frank Leiter (Heuchelheim) [5]. Ich habe später untersucht [6], warum die bis zu 15,5m hellen Galaxien nicht von NGC/IC Beobachtern (in diesem Fall Stephan) entdeckt worden sind und ob sie wirklich noch nicht katalogisiert wurden (im Guide sind sie jedenfalls nicht enthalten). Stephan hätte einige von ihnen 1876 mit seinem 80cm Reflektor sehen müssen. Vielleicht war die Nacht schlecht oder der Spiegel war angelaufen. Eine weitere Beobachtung des Feldes erfolgte 1891 durch Bigourdan mit dem Pariser 30cm Refraktor. Er entdeckte IC 240, ein Objekt, das sich später (NGC/IC Projekt) als eine Kette von 4 schwachen Sternen herausstellte. Allein Nilson erwähnt drei der ,,Heuchelheimer" in den Notizen zum UGC, wobei seine Angaben wiederum einen Schreibfehler enthalten.
Ein weiteres interessantes Betätigungsfeld ist die Beobachtung von variablen extragalaktischen Objekten. Darunter fallen viele Quasare und BL Lacertae Objekte, über die ich bereits ausführlich berichtet habe [7], aber auch aktive Galaxien. Ich finde es stets spannend, etwas über den physikalischen und historischen Hintergrund der Beobachtungsobjekte zu wissen. Erst dann spürt man das gewisse ,,Kribbeln", z.B. wenn man sich vorstellt, wie im Quasar ein gigantisches Schwarzes Loch in kosmischer Entfernung zuckt und welche Mühe die irdischen Astronomen mit des-
Abb. 10: V362 Vul, eine ,,starburst galaxy", die zunächst als veränderlicher Stern katalogisiert wurde.
sen Beschreibung haben. Da wird man für das oft magere Licht weitgehend entschädigt. Ich habe gerade eine Arbeit über extragalaktische Objekte, die zunächst als veränderliche Sterne registriert wurden, fertiggestellt. Bei meiner Recherche kamen 21 Fälle zutage, deren Entdeckungsgeschichte, physikalische Parameter und Aufsuchekarten ich zusammengestellt habe [8]. Viele dieser Objekte sind auch visuell oder per CCD erreichbar und es ist wie so oft: die Fachastronomie ist mit der Überwachung sämtlicher interessanter Objekte überfordert und die Amateure können hier einspringen. Ein Beispiel ist V362 Vul, entdeckt von Takalo und Noussek als ,,veränderlicher Stern" mit einem Lichtwechsel zwischen 16,0m und 17,7m. Das Objekt ist identisch mit der Einstein-Röntgenquelle E 2200+223, es erscheint als diffuses Objekt auf dem POSS (Abb. 10). Shara stellte 1990 eine Rotverschiebung von z=0.029 fest, was einer Entfernung von 427 Mill. Lj entspricht. Das heute als ,,starburst galaxy" klassifizierte Objekt ist übrigens nicht im PGC enthalten.
Ähnlich wie diesen veränderlichen ,,Sternen" erging es auch anderen Objekten: es stellte sich heraus, dass der zunächst angenommene Typ falsch war. Beispiele sind der ,,planetarische Nebel" Abell 76, in Wirklichkeit eine ungewöhnliche Ringgalaxie, oder die ,,Galaxie" UGC 7731 = PGC 41662 = IC 3568, in Wirklichkeit ein Planetarischer Nebel. Interessant ist auch die Galaxie ESO 557-G6, die als GN 6.32.9 im Atlas der Galaktischen Nebel von Neckel und
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Abb. 11: Beispiele für Objekte aus Zwicky's Katalog kompakter und eruptiver Galaxien. Von links: 8 Zw 20 (,,double wing"), II Zw 99 (einer der seltenen Fälle eines äquidistanten Tripletts), 8 Zw 388 (,,Halskette"), 8 Zw 306 (,,Ufo") und die Ringgalaxie II Zw 28.
Vehrenberg vorkommt (es gibt dazu noch weitere Beispiele). Im Guide liegen beide Objekte 1' auseinander, die Identität wird nicht erwähnt! Wem das noch nicht exotisch genug ist: es gibt ein weites Feld kaum bekannter Objekte aus Zwicky's Katalog kompakter und eruptiver Galaxien [9]. Er enthält über 3500 Einträge, darunter viele wechselwirkende Systeme, Ringgalaxien etc. (s. Beispiele in Abb. 11). Das Werk liegt bislang nicht digital vor und ist auch, was die Daten angeht, recht ungenau und lückenhaft. Ich arbeite momentan an einer Revision, die Daten werden später in NED erscheinen. Daneben beschäftige ich mich auch mit der Katalogisierung und Beobachtung von Ringgalaxien (ein Beispiel findet sich in Abb. 11, ganz rechts), ein Projekt was ich bereits vor Jahren begonnen, aber leider immer wieder unterbrochen habe. Der POSS und seine Nachfolger werden derzeit intensiv digital bearbeitet. Ziel
ist, mit automatischen Verfahren möglichst viele Objekte zu finden und zu klassifizieren. Dieses ,,Automatic Plate Measuring" liefert Unmengen an Daten. Ein frühes Beispiel ist der GSC, in dem bereits nichtstellare Objekte als ,,non star" gekennzeichnet sind, einige haben wir bereits kennen gelernt. Neueren Datums sind NPM1G, NGP9, APM und UZC, auf die ich hier nicht weiter eingehen möchte. Die Daten haben eine hohe Positionsgenauigkeit, die gegenseitige Identifikation ist folglich kein Problem. Schwieriger ist aber die Überprüfung der Daten, vor allem im Vergleich mit den klassischen Katalogen. Viele der jetzt noch anonymen Galaxien bekommen heute eine Bezeichnung und die Chancen etwas Neues zu entdecken werden geringer. Aber was soll's, es gibt so viel zu beobachten, dass einen manchmal die Qual der Wahl wieder zu M 13 führt - warum auch nicht!
Literatur:
[1] Gingerich, O., J. L. E. Dreyer and His NGC, Sky & Telescope, Dezember 1988, S. 621
[2] Nilson, P., Uppsala General Catalogue of Galaxies, S. 449, Uppsala 1973
[3] Dixon, R. S., Sonneborn, G., A Master List of Nonstellar Optical Astronomical Objects, Ohio State University Press 1980
[4] Goldman, S. J., Understanding Catalog Capriciousness, Sky & Telescope, April 1997, S. 91
[5] Spruck, K., Leiter, F., Eine anonyme Galaxiengruppe, Magellan Nr. 4, 1999
[6] Steinicke, W., Anonyme Galaxien in der NGC 999-Gruppe, Magellan Nr. 5, 2000
[7] Steinicke, W., Im Quasar-Fieber, Interstellarum Nr. 14, S. 24, 1998
[8] Steinicke, W., Extragalactic Objects Discovered as Variable Stars, Umkirch 2000
[9] Zwicky, F., Zwicky, M. A., Catalogue of Selected Compact Galaxies and of Post-Eruptive Galaxies, Zürich 1971; Zwicky, F., Sargent, W. L. W., Kowal C. T., Eighth List of Compact Galaxies, Astron. J. 80, 545 (1975)
Die NGC 5278 Gruppe - visuell
von Klaus Wenzel
Etwa 1,5 Grad nordwestlich von M 101 der großen ,,Face On" Spirale in Ursa Major befindet sich eine kleine recht interessante Galaxiengruppe. Es handelt sich um die Doppelgalaxie NGC 5278/9, auch bekannt als Arp 239 [1]. Die Gruppe ist ebenfalls in Wolfgang Steinicke's KDG [2] unter der Nr. 173 aufgelistet. Der KDG ist die Grundlage des neuen, gemeinsamen Beobachtungsprogramms ,,Wechselwirkende Galaxiengruppen" [3] der VdS-Fachgruppen Deep Sky und Astrophotographie. Für mich persönlich ist die Gruppe von besonderem Interesse, da NGC 5278 in Markarian's Katalog über Galaxien mit ausgeprägter UV-Strahlung als Mrk 271 bzw. NGC 5279 als Mrk 271A aufgelistet sind [4].
Bei NGC 5278/9 handelt es sich um zwei eng benachbarte Spiralgalaxien die eindeutig in Wechselwirkung miteinander stehen. Eine weitere Galaxie (PGC 48439) befindet sich etwa 3 Bogenminuten westlich
der NGC-Galaxien. UGC 8671 wiederum ist 3 Bogenminuten südwestlich von NGC 5278 postiert. Alle Galaxien bewegen sich mit einer Geschwindigkeit zwischen 6800 und 7800 km/s von uns weg, was auf eine Entfernung von rund
100 Mpc hinweist (H0=75 km/s Mpc). Am 16.12.1999, in den frühen Morgenstunden, stattete ich dieser Gruppe einen ausgiebigen visuellen Beobachtungsbesuch ab. Als Instrument benutzte ich mein 12,5" Newton Teleskop. Das Sternfeld, etwa 1 Grad nördlich von 83 Ursa Major ist schnell eingestellt und mit der Aufsuchevergrößerung (V = 93x) fällt sofort unmittelbar westlich eines 7 mag Sterns ein diffuses Objekt auf NGC 5278/9. Bei Steigerung der Vergrößerung auf 170fach zeigt das diffuse Objekt eine deutliche Elongation von Südwest nach Nordost. Am Nordostrand knickt der Nebelfleck
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deutlich, jedoch etwas lichtschwächer nach Osten ab NGC 5279. Der ganze Nebel wirkt wie ein auf den Kopf gestelltes L. Bei einer weiteren Steigerung der Vergrößerung auf 212fach sind blickweise in besonders ruhigen Momenten beide Galaxien getrennt sichtbar. Eine weitere Steigerung der Vergrößerung war an diesem Morgen leider nicht möglich (Seeing). Bei stabilen Seeingverhältnissen dürfte es jedoch kein Problem sein, beide Galaxien getrennt zu beobachten.
Etwa 3 Bogenminuten westlich von NGC 5278/9 ist, überraschend einfach, PGC 48439 indirekt als kleiner, deutlich diffuser Nebelfleck sichtbar. Deutlich heller ist südlich die Galaxie UGC 8671 als fast stellares Objekt sichtbar. Die Galaxie wirkt wie ein Stern mit leicht ausgefranstem, diffusem Randbereich. Bei diesem Objekt bin ich mir nicht sicher, ob es sich hier um eine helle Zentralregion, oder um einen Vordergrundstern handelt, der sich genau auf das Zentrum der Galaxie projiziert.
Auch mit kleineren Instrumenten stellt diese Gruppe ein lohnendes Beobachtungsziel dar. NGC 5278/9 dürfte auch mit einem 6 Zöller unter vernünftigen
NGC 5278/9 Mrk 271(A), Arp 239 13h41m39s +55¯40'14 "13,7m RV=7600 km/s
UGC 8696 Mrk 273
13h44m42s +55¯53'11 "15,1m RV=11300 km/s
Tab. 1: Daten der Galaxien
Himmel problemlos erreichbar sein. Etwa ein halbes Grad nordöstlich des Komplexes, befindet sich unmittelbar westlich eines weiteren 6 mag Vordergrundsterns die Zugabe dieses Morgens. Es ist die Seyfertgalaxie (AGN) Markarian 273 (UGC 8696). Mit einer Rotverschiebung von z=0,037 (RV=11300 km/s) befindet sich diese aktive Galaxie in einer Entfernung von etwa 150 Mpc. Visuell ist etwa 5 Bogenminuten westlich des erwähnten 6 mag Sterns ein weiterer etwa 12 mag Vordergrundstern sichtbar. Unmittelbar südlich von diesem Stern ist bei 212facher Vergrößerung indirekt sofort ein schwaches, kleines, diffuses Objekt sichtbar: Mrk 273. Wenige Bogenminuten südwestlich befindet sich noch eine weitere jedoch sehr lichtschwache Galaxie (PGC 48678), die ich an diesem Morgen jedoch definitiv nicht sehen konnte. Die einsetzende Morgen-
dämmerung beendete schließlich den doch sehr interessanten Beobachtungsmorgen.
Interessenten des VdS-Beobachtungsprojektes ,,Wechselwirkende Galaxien" wenden sich bitte an Wolfgang Steinicke aus Umkirch.
Literatur [1] Arp, H., Atlas of Peculiar Galaxies, Astrophys.
J. Suppl. 14, 1 (1966) [2] Steinicke, W., Katalog der Galaxiengruppen
(KDG), Freiburg 1984 [3] Steinicke, W., Deep Sky Projekt
,,Wechselwirkende Galaxien", VdS-Journal für Astronomie, Herbst 1999, S. 53 [4] Wenzel, K., Markarian Galaxien visuell beobachtet, VdS-Journal für Astronomie, Herbst 1999, S. 54
Abb. 1: Zeichnung von NGC 5278 / 9
Abb. 2: Zeichnung von Mrk 273
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Beobachtung der Seyfert-Galaxie
NGC 262
von Hans G. Diederichs
2. Auswertung
Abb. 1: NGC 262 : Ring und Spiralarm (Überlagerung von 17 CCD-Aufnahmen mit je 30 Sek. Belichtungszeit und anschließende Bildbearbeitung).
1. Beobachtung und Aufnahme
Den vorletzten Astro-Urlaub verbrachte ich im Oktober 1999 in den österreichischen Alpen. Mit dabei waren ein 7"Maksutov, eine CCD-Kamera ST-7 und ein umfangreiches Beobachtungsprogramm. Eines der interessanten Objekte hatte ich im ,,Lexikon der Astronomie" (Band II) auf S. 231 beim Durchblättern gefunden: NGC 262 (Markarian 348, Arp 243), ,,die größte bisher bekannte Galaxie". Im Lexikon wird sie wie folgt beschrieben: Sie ist 300 Mio Lj entfernt, hat 1,3 Mio Lj Durchmesser (13mal größer als die Milchstraße) und ist eine SeyfertGalaxie. Sie zählt zu den wenigen Seyfert-Galaxien, die Störungen infolge von Gezeitenkräften aufweisen. Sie besitzt einen aus ihrer Struktur herausgezogenen, verzerrten Spiralarm - der als ,,plume" bezeichnet wird. Diese Störung ist vermutlich auf eine 23' NE
von ihr stehende Nachbargalaxie NGC 266, eine kleine Balkenspirale, zurückzuführen. Bei der visuellen Beobachtung konnte ich allerdings an der in Guide angezeigten Stelle, in einem Instrument mit f/15 nicht ganz unerwartet, nichts erkennen. Das hätte zu einem kurzen Eintrag ins Tagebuch und zu sonst nichts geführt. Wie der Zufall aber so spielte, meinte ich, sie an einer benachbarten Stelle und nicht an der eingetragenen gesehen zu haben. Und damit stand fest, es wenige Tage später mit der ST-7 an einem 12"-SCT erneut zu versuchen. Unter schwierigen Bedingungen (eine stabile Befestigung der Kamera war wegen einem fehlenden Adapter nicht möglich, die Kamera drehte sich und rutschte langsam aus dem Okularstutzen) wurden 17 Aufnahmen zu je 30 s belichtet, überlagert und zuhause einer Bildbearbeitung unterzogen (Abb. 1).
Im folgenden ist der Gang der Auswertung meiner CCD-Aufnahmen in knapper Form dargestellt: Der Stern GSC 2280-1249 ist auf den Aufnahmen als Doppelstern erkennbar, der aus unterschiedlich hellen Komponenten besteht. In Guide 7.0 (d. h. im Guide Star Catalogue) steht davon aber nichts. Der Kern der Galaxie NGC 262 befindet sich im Bildfeld unten links (im Westen). Sie scheint elliptisch zu sein. Guide entnehme ich die Angaben ,,extremely faint, very small in angular size, round, very difficult". Ihre Hubble Klassifikation ist angegeben mit SO. Östlich von ihr im Abstand von ca. 1,2' erkenne ich ein schwaches rundes Nebelfleckchen. Auf der Real Sky-Aufnahme scheint dieses Objekt aber im hellen Umfeld der Galaxie zu liegen, könnte also ein Teil von ihr sein. Der Vergleich mit aus dem Internet gesaugten Radiokarten läßt mich aber eher an ein eigenständiges Objekt denken. Aufgrund der mir freundlicherweise von Herrn Harald Hauschildt zugesandten Koordinaten identifiziere ich schließlich dieses Fleckchen als Galaxie NPM1G +31.0016 (Koordinaten J2000.0:00h48m 52.90s +31 57'30.8").
Der innere Bereich der Galaxie NGC 262 erscheint als helle Scheibe mit zentraler Konzentration in der Mitte. Drumherum liegt ein sehr schwacher leicht exzentrischer Ring, der vom inneren Bereich der Galaxie durch eine ringförmige dunklere Zone (an einigen Stellen deutlich) getrennt ist. Außer einem extrem schwachen Spiralarm, der im Südwesten beginnt und im Uhrzeigersinn nach Nordwesten herausdreht, kann ich zunächst keine weiteren Spiralarme erkennen. Im Verlauf des eben erwähnten Arms westlich vom Kern folgt zunächst eine sehr schwache klei-
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nere und weiter außen eine etwas hellere, größere Konzentration. Beide verbindet ein tangential vom Ring der Galaxie her kommender, schmaler und sehr schwacher Streifen. Dies alles zusammen müßte nach dem bisher Gelesenen die berühmte ,,plume" (Feder) sein. Aus dem Schriftverkehr mit Herrn Steinicke, dem ich ebenfalls für seine Unterstützung herzlich danke, ergibt sich aber, dass es nicht die ,,plume" ist: von deren Lage wußte ich zum Zeitpunkt der Aufnahme zuwenig, sie befand sich auch garnicht im Gesichtsfeld meiner Aufnahme.
3. Zusammenfassung
Das Projekt ,,NGC 262" hat bei mir zu interessanten Ergebnissen und Erkenntnissen geführt:
· Es ist faszinierend, bereits mit nur 8 Minuten Belichtungszeit in Bereiche vorzustoßen, in denen der GSC und RealSky nicht mehr ausreichende Aussagekraft besitzen.
· Mit Angaben aus Lexika und Aufsätzen muß kritisch bzw. vorsichtig umgegangen werden, da die Gefahr von Mißverständnissen besteht, wenn keine Koordinaten bekannt sind und
keine Bilder bzw. Zeichnungen zur Verfügung stehen.
· Das Internet als Träger und Transportmedium für Informationen bei der Ausübung unseres Hobbys ist unverzichtbar.
· Bereits kleine Anregungen können zu interessanter vielgestaltiger Beschäftigung führen.
· Aber am wichtigsten ist die Unterstützung durch andere Sternfreunde.
Extragalaktische
Kugelsternhaufen
von Jens Bohle
Kugelsternhaufen sind jene Sorte Deep Sky Objekte, welche auch dem astronomischen Laien immer wieder Freudenschreie entlocken, wenn er diese Objekte bei höherer Vergrößerung in einem mittelgroßen Amateurteleskop bestaunen kann. Nicht ohne Grund, denn einige Standard- oder ,,Vorzeigekugelsternhaufen" am Nordhimmel wie etwa M 13 oder M 3 sind sehr auffällig und hell. Sie stehen dem Anblick einer gelungenen Fotografie, dieser Vergleich wird ja unweigerlich immer wieder gemacht, oft kaum nach. Im folgenden Bericht möchte ich allerdings kompakte Sternansammlungen außerhalb unserer Heimatgalaxie vorstellen. Einige Objekte habe ich bereits selbst beobachtet, andere möchte ich als potentielle Beobachtungsziele nennen. Diese Objekte sind nach ihrem Aussehen weit weniger spektakulär als die galaktischen Kugelsternhaufen, doch ist deren visuelle Beobachtung nach meiner Ansicht aber nicht minder faszinierend.
Kugelsternhaufen in M 31
Bereits 1932 hat Edwin Hubble in [1] einen Katalog von 140 Einzelobjekten in M 31 vorgestellt. Er nannte sie ,,nebulous objects in M 31". Er ordnete die meisten Objekte aufgrund ihrer Form, Helligkeit, Struktur und Größe den Kugelsternhaufen zu. Heute sind viele andere Objekte wie etwa HII Regionen, Planetarische Nebel, Supernovareste, Offene Sternhaufen etc. als Einzelobjekte in M 31 erkannt und bereits mehrfach untersucht worden. Allein die Kugelsternhaufen belaufen sich in ihrer Anzahl auf über 300 (+/- 50) Objekte. Sie sind auch die am einfachsten zu beobachtenden Einzelobjekte in M 31
und deren Beobachtung längst keine Domäne der Profis mehr. Trotz ihrer großen Entfernung (rund 100mal weiter entfernt als beispielsweise M 13) ist es vielen Amateurastronomen möglich, einige dieser Objekte zu beobachten. Die Veröffentlichungen [2] und [3] zeigen, daß der Amateur viele Kugelsternhaufen oder sogar Offene Sternhaufen in M 31 zu beobachten vermag. Die Beobachtungen der M 31 Kugelsternhaufen in [2], welche mit einem 60cm Teleskop durchgeführt wurden, könnten Anlaß zur Vermutung geben, daß ein großes Teleskop die Voraussetzung für derartige Beobachtungen sei. Das ist bei einigen Objekten jedoch nicht der Fall, denn die Detailbeobachtungen der
Andromedagalaxie respektive der Kugelsternhaufen in M 31 erfordern kein gigantisches optisches Equipment. Das zeigen exemplarisch die Beobachtungen in [4] und [5] welche mit Teleskopen von 25 bzw. 20 cm Öffnung gemacht wurden. Ein Grund für die Beobachtungsmöglichkeiten mit durchschnittlichen Teleskopöffnungen ist natürlich die Helligkeit dieser Objekte. Allein zehn Kugelsternhaufen sind visuell 15te Größe oder heller! Hier die hellsten vier Objekte:
G1 13,7 mag v G 76 14,3 mag v (Abb. 2)
G280 14,2 mag v G 78 14,3 mag v
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Ein weiterer Grund für gute Beobachtungsmöglichkeiten ist die räumliche Verteilung der M 31 Kugelsternhaufen. Sie bilden, genau wie in unserer Milchstraße, einen Halo um die Muttergalaxie. Dies erleichtert ihre visuelle Beobachtung, da sie nicht im hellsten glow aus unaufgelösten Sternen der Galaxie ,,ertrinken". Sie haben ausreichend Distanz zur Galaxie (wie wir später sehen werden, ist dies bei anderen Galaxien nicht der Fall). Das beste Beispiel einer recht großen Distanz ist wohl G 1 (Abb. 1), der über 2,5' entfernt vom Galaxienzentrum zu finden ist und schon im 20cm Teleskop als stellares Objekt gesehen werden kann [6].
In den meisten Fällen erscheinen die Kugelsternhaufen in M 31 dem visuellen Beobachter nur als stellare Objekte. Einige sind aber durchaus flächig wahrnehmbar. Die flächenmäßig größeren Kugelsternhaufen befinden sich in den äußeren Bereichen der Galaxie. Hier wirkt die Gravitation der Galaxie nicht so intensiv. Näher am Kern gelegene Kugelsternhaufen zeigen das Gegenteilsie sind kompakter. Ein Zustand der auch in unserer Galaxie herrscht. Sternfreunde, die Zugang zu größeren Teleskopen haben, sollten den nichtstellaren Charakter einiger Objekte visuell beobachten können. Als Beispiel aus eigener Erfahrung möchte ich den Kugel-
sternhaufen G 233 (15,4 mag V mit ~2,6" Durchmesser) anführen, den ich eher rein zufällig bei einem anderen Beobachtungsprogramm (H II Regionen in M 31) beobachtet habe. Die Position von G 233 ist die südliche Peripherie von M 31, knapp 1,5 Bogenminuten südöstlich eines 11 mag Sterns. Bei meinen Beobachtungen mit einem 50cm Teleskop konnte ich bei 432facher Vergrößerung und optimaler Kulmination diesen Kugelsternhaufen als flächigen Schimmer direkt sehen. Bei intensiverer Betrachtung war sogar ein geringfügig hellerer Zentralbereich indirekt (- 50% der Zeit) sichtbar! (Abb. 3) Bei den helleren Kugelsternhaufen wie z. B. G 78 und G 1 kann man das flächige Erscheinungsbild besser beobachten [6]+[7].
Als absolutes Standardwerk zur Beobachtung diverser Details in M 31, dazu zählen neben den Kugelsternhaufen auch offene Sternhaufen oder Sternwolken, möchte ich den ,,Atlas of the Andromeda Galaxy" von Paul Hodge [8] nennen. Dieser Atlas ist eine Zusammenstellung 41 fotografischer Karten, welche die Andromedagalaxie in unterschiedlichen Auflösungen zeigen. Die verwendeten Teleskope, mit denen die Fotografien im Jahre 1974 realisiert wurden, sind das 4m Teleskop am Kitt Peak Observatorium und die 1,2m Schmidt Kamera des Mt. Palomar Observatoriums (Belichtungszeiten: 25 Minuten auf IIaO hinter GG 385 Filter am 4m Teleskop und 10 Minuten auf 103aO an der Schmidt Kamera). Die Auflösung der Karten beträgt 8,8'' und 17,4'' pro mm. Hier sind die einzelnen Objekte mit G für Kugelsternhaufen, C für Offene Sternhaufen und A für stellare Assoziationen (Sternwolken) gekennzeichnet. Mittlerweile ist dieser Atlas aber auch online unter [9] zugänglich.
Abb.1: G 1, wie ihn nur das Hubble Space Telescope sehen kann.
Abb. 2: Der auffällige Kugelsternhaufen G 76 sowie der Offene Sternhaufen C 107 bei 160facher Vergrößerung an einem 50cm Teleskop. Gesichtsfelddurchmesser 24'
In dem Atlas sind 355 Kugelsternhaufen gelistet. Jedoch weiß man inzwischen, daß es sich dabei um einige Fehlidentifikationen handelt. Die Zuordnung der Objekte wird zwar durch die räumliche Nähe von M 31 einerseits begünstigt (viele Objekte erscheinen wie bereits dargelegt deutlich flächig), jedoch macht die Neigung zur Sichtlinie wie im Falle von M 31 (i = ~ 78 ) die Sache etwas schwieriger. Einige der ,,Kugelsternhaufen" sind mittlerweile als Sterne, H II Regionen oder sogar als schwache Hintergrundgalaxien klassifiziert worden.
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Hubble 1 Hubble 2 Hubble 3 Hubble 4
16,6 mag v 15,6 mag v 14,9 mag v 18,3 mag v
optimaler Kulmination sehen (Abb.4). Schwierig ist die Sichtung durch die Tatsache, daß sich der Kugelsternhaufen ebenfalls noch im ,,glow" der Galaxie befindet. Dies wirkt stark kontrastmindernd, da sich das stellare Objekt schlecht gegen den hellen Hintergrund abhebt.
Abb. 3: G 233 und sein schwächerer Nachbar G 231. Eindruck bei 432facher Vergrößerung an einem 50cm Teleskop. Felddurchmesser 9 Bogenminuten.
So sind z. B. die Objekte G 85, G 137, G 270, G 324 und G 253 nun als H II Regionen eingestuft. Das Objekt G 145 ist eine Seyfert- Galaxie, G 99 ebenfalls eine Galaxie. G 100, G 289, G 325 scheinen nur einzelne Sterne zu sein. Es sind in [10] insgesamt 59 Objekte aufgeführt, die mittlerweile neu zugeordnet wurden. Eine aktuelle Gesamtaufstellung verschiedenster Daten zu den Kugelsternhaufen und Auflistung weiterer NichtKugelsternhaufen (gut 200 Objekte) in M 31 gibt [11]. Wie wir später im Text sehen werden, ist die zweifelsfreie Zuordnung der Sternhaufen als Kugelsternhaufen bei den weit entfernten Galaxien sehr kompliziert und nicht immer möglich.
Kugelsternhaufen in NGC 205
Verlassen wir nun die große Spirale und gehen zu NGC 205 (M 110). Diese Galaxie, welche neben neun anderen Galaxien zur M 31- Gruppe gehört, ist ja bereits bei einem flüchtigen Blick mit kleinen Teleskopen oder mittels Feldstecher an der Nordseite der großen Spirale zu finden. Im Gegensatz zu M 32 sind auch in diesem ,,Satelliten" Kugelsternhaufen gefunden worden. Diese sind sogar zum Teil dem Sternfreund visuell zugänglich. In [12] sind acht Kugelsternhaufen gelistet, die mit NGC 205 assoziiert sind (bis hinunter zu 18,5 mag v) und die als recht alte Objekte gelten (außer Hubble 5). Nach [12] ergibt sich für Kugelsternhaufen in NGC 205 folgende Aufstellung (die Helligkeiten sind nach [11] korrigiert):
Hubble 5 Hubble 6 Hubble 7 Hubble 8
16,0 mag v 17,9 mag v 17,3 mag v 16,6 mag v
Sehr weit (etwas mehr als 1 ) von NGC 205 entfernt befindet sich noch G 11 (16,8 mag v) der mittlerweile ebenfalls als Mitglied von NGC 205 angesehen wird. Nicht sicher ist die Zugehörigkeit von G 9, der 16,0 mag v hell ist und ebenfalls sich weit außerhalb der Galaxie NGC 205 befindet. Nun stellt sich die Frage, welche der Kugelsternhaufen sind mit Amateurinstrumenten zu beobachten? Als visuell relativ einfach zugänglich gilt der Kugelsternhaufen Hubble 3 (G 73 im Hodge-Atlas) mit ,,verlockenden" 14,9 mag v. Auch hier könnte man mit 20- 25 cm Öffnung schon Erfolg haben. In größeren Geräten ist dieses Objekt natürlich leicht zu erkennen. In meinem 50cm Teleskop zeigte sich Hubble 3 schon bei 214fach direkt ohne Schwierigkeiten als stellares Objekt. Der Kugelsternhaufen befindet sich gut 10 Bogenminuten vom Galaxienkern, außerhalb des Leuchtens der Galaxie, entfernt. Neben Hubble 3 erscheint angesichts der Helligkeit von 16,0 mag Hubble 5 als gutes Ziel, jedoch befindet er sich in Kernnähe der Galaxie und ist damit recht schwierig zu erfassen. Dieses Objekt konnte von mir nach ersten Versuchen nicht gesehen werden. Mehr Glück hatte ich bei Hubble 2 (G 63), den man im südöstlichen Teil der Galaxie findet. Mit Vergrößerungen ab 324fach (besser mit 432fach) konnte ich bei einer stellaren Grenzgröße in And bei ~6,1mag (obwohl bei solchen Beobachtungen eher das Seeing entscheidet!) diesen Kugel sternhaufen nur indirekt (-50% der Zeit) bei
Abb. 4: NGC 205 mit G 63 in einem 50cm Teleskop bei 324facher Vergrößerung. Felddurchmesser 12 Bogenminuten.
Kugelsternhaufen in NGC 147 und NGC 185
Weitere Galaxien der M 31 Gruppe sind NGC 185 und NGC 147. Die Galaxien selbst, welche ca. 7 Grad nördlich von M 31 im Sternbild Cassiopeia zu finden sind, können ebenfalls in kleinen Teleskopen sicher erkannt werden, was angesichts der Helligkeiten von 9, 2 mag (NGC 185) und 9, 5 mag (NGC 147) auch kein Problem sein sollte. Auch mit diesen Galaxien sind Kugelsternhaufen assoziiert. Diese Objekte bleiben allerdings den größeren Optiken vorbehalten. In [13] findet man Aufsuchkarten für die Kugelsternhaufen in den Galaxien. Bereits bei der Entdeckung von NGC 147 durch Baade im Jahre 1944 [14], wurden zwei Kugelsternhaufen von dem Forscher entdeckt. Weiterhin erwähnte Baade ein sternähnliches Gebilde nahe der Mitte der Galaxie. Dieses Gebilde sollte sich später als Kugelsternhaufen Hodge 1 entpuppen, nachdem Paul Hodge im Jahre 1976 auf hochaufgelösten Fotografien des Mt. Palomar 5m Teleskops Einzelsterne in diesem (und in den anderen von Baade zuvor entdeckten Kugelsternhaufen) erkennen konnte [15]. Somit war sicher, daß es sich bei dem sternähnlichen Gebilde nicht, wie zuvor vermutet, um das Galaxienzentrum handeln kann (zumal ist das Objekt etwa 15 Bogensekunden vom Zentrum der Galaxie entfernt). Bei diesen Untersuchungen fand Hodge sogar einen schwachen vierten Kugel-
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sternhaufen. In [12] sind visuelle Helligkeiten der Kugelsternhaufen Hodge 1 und Hodge 3 gegeben. Sie sind allerdings nur 17 bzw. 17,7 mag v hell und allein deshalb schwer visuell zu erhaschen. Größte Chancen hätte man unter guten Bedingungen vermutlich bei Hodge 3, der am Südrand der Galaxie zu finden ist und mit 17,0 mag v größeren Amateurteleskopen (>45cm) zugänglich sein könnte. Kaum eine Chance dagegen besteht bei dem bereits erwähnten Hodge 1, der sich nur wenige Bogensekunden nördlich des Galaxienzentrums im hellsten Bereich befindet (Abb. 5). Ein Blick auf die Karte in [13] läßt nicht auf eine Beobachtungsmöglichkeit der anderen Kugelsternhaufen mit Teleskopen bis 50 cm schließen.
Etwas mehr Beobachtungserfolg ist bei NGC 185 zu erwarten. Hier waren ursprünglich sechs Kugelsternhaufen bekannt. Nach neueren Untersuchungen hat sich herausgestellt, daß Hodge 2 eine Galaxie ist (16,5 mag v). So bleiben fünf Kugelsternhaufen übrig. Im Jahre 1977 haben die Forscher Ford, Jacoby und Jenner (FJJ) der University of California nach Planetarischen Nebeln in NGC 147 und NGC 185 gesucht und des weiteren Untersuchungen einer eventuellen gravitativen Bindung dieser beiden Systeme durchgeführt. Im Rahmen dieser Untersuchungen fanden sie jeweils fünf PNs in den Galaxien und sozusagen als ,,Nebenprodukt" sind bei der Durchmusterung von fotografischen Platten der beiden Galaxien (gewonnen am
3,05m Teleskop des Lick Observatoriums) in NGC 185 fünf Kugelsternhaufen im Appendix ihrer Arbeit incl. Koordinaten katalogisiert worden [13]. In [12] finden man eine Aufstellung nebst Helligkeitsangabe:
FJJ 1 18,4 mag V FJJ 2 19,7 mag V FJJ 3 16,8 mag V FJJ 4 19,0 mag V FJJ 5 16,7 mag V
Ein Blick auf die Helligkeiten zeigt auch hier wieder, daß die Sichtung nur an größeren Teleskopen visuell möglich ist. Für die Kugelsternhaufen gibt ebenfalls [13] eine brauchbare Aufsuchkarte. Dort wird schnell ersichtlich, daß die Kugel sternhaufen nicht, wie im Falle von NGC 147, eng an der Galaxie stehen, sondern vielmehr in einem Radius von 1,5 bis 3 Bogenminuten um die Galaxie verteilt sind. Als Ausnahme gilt FJJ 3, der sich nur wenige Bogensekunden östlich, nahe der Peripherie befindet. Dieses Objekt wäre aber nach meiner Einschätzung trotzdem potentiell mit Teleskopen ab 45cm Öffnung beobachtbar.
Als positive Sichtung kann ich nur den hellsten Kugelsternhaufen, FJJ 5, vorweisen. Die Beobachtung wurde allerdings bei unterdurchschnittlichen Bedingungen durchgeführt, womit das sehr magere Ergebnis wohl erklärt werden kann. Unter einem ~6 mag Himmel und nicht ganz zufriedenstellendem Seeing konnte ich dieses Objekt bei Vergrößerungen von 432fach und 644fach nur zeitweise (-50% der Zeit) als schwaches Sternchen ca. drei Bogenminuten nordöstlich von NGC 185 bei konzentrierter Beobachtung erkennen. Der Kugelsternhaufen bildet ein gleichseitiges Dreieck mit zwei ~16mag Sternen. Finnische Beobachter haben bessere Beobachtungsergebnisse mit einem 63,5 cm Teleskop bei 430fach erzielt. Hier waren die Beobachtungsbedingungen allerdings besser (fst +6,3 mag). Von einem der Beobachter ist auch eine unsichere Sichtung von FJJ 3 vermerkt.
Sternbild Giraffe, die etwa 200 kpc von IC 342 entfernt ist. NGC 1569 ist ca. 11 mag v hell und 2,9' x 1,5' groß. In einer so scheinbar kleinen Galaxie, die bisher vorgestellten Galaxien waren allesamt recht großflächige Objekte, würde man eigentlich keine mit Amateurfernrohren beobachtbaren Kugelsternhaufen vermuten. Das es doch möglich ist solche Objekte in NGC 1569 zu beobachten zeigt ein Artikel in [16]. In der ca. 15 Milliarden Jahre alten Galaxie NGC 1569 sind zwei außergewöhnlich leuchtkräftige Sternhaufen involviert, die ich gestützt durch [17] [19] [20], als recht junge, im Entstehen begriffene Kugelsternhaufen (auch ,,blue globulars" genannt) hier als Beobachtungsobjekte nennen möchte. Deren absolute Helligkeit liegt bei ca. -14 mag. Sie sind somit rund 2,5 mal heller als Sternhaufen in M 31 oder unserer eigenen Galaxie. Diese Objekte wurden im Jahre 1971 von H.D. Ables entdeckt (leider stand mir dieses Werk bei der Vorbereitung zu diesem Bericht nicht zur Verfügung weshalb ich keine weiteren Angaben zur Entdeckung machen kann). Die Objekte sind als NGC 1569 A und 1569 B gelistet.
Abb. 5: NGC 147 auf einer POSS 1 Aufnahme mit Markierungen der Kugelsternhaufen. Felddurchmesser 15 Bogenminuten
Kugelsternhaufen in NGC 1569
Zur IC 342 Gruppe gehört die Galaxie NGC 1569 (VII Zw 16 oder Arp 210) im
Abb. 6: Der Kugelsternhaufen FJJ 5 bei 642facher Vergrößerung an einem 50cm Teleskop. Felddurchmesser 6 Bogenminuten
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NGC 1569 ist aufgrund ihrer starken Sternentstehungsaktivitäten in der Vergangenheit recht ungewöhnlich, da man bei anderen irregulären Galaxien diese enormen Aktivitäten selten findet. Interessant für die Profiastronomen ist die relative räumliche Nähe der Galaxie die sich etwa in 2,2 Mpc (+/- 0,6) Entfernung von uns befindet [17]. Die Entstehung dieser Supersternhaufen A und B vor etwa 10 Milliarden Jahren datiert das aktivste Stadium der Starburst- Galaxie. Zwar sind auch nach dieser Zeit noch Sternentstehungsprozesse in der Galaxie zu beobachten, doch geschieht dies vornehmlich in der prominentesten H II Region westlich der Haufens. Diese Prozesse sind jedoch weit weniger spektakulär. Einen ähnlichen, allerdings noch helleren Supercluster findet man in der Galaxie NGC 1705 (1705- 1) im Sternbild Pictor, der aber von nördlichen Gefilden unbeobachtbar bleibt. In Spiralgalaxien hat man derartige leuchtkräftige Sternhaufen bisher noch nicht beobachtet [17]. Doch nun zu den visuellen Beobachtungsmöglichkeiten für Sternfreunde. Hier die Helligkeiten dieser ungewöhnlichen Objekte.
NGC 1569 A
14,8 mag v
NGC 1569 B
15,5 mag v
Die scheinbaren Helligkeiten der Komponenten suggerieren Beobachtungsmöglichkeiten mit mittelgroßen Amateuroptiken (~25cm). Aber auch hier stehen die Kugelsternhaufen nahe des hellsten Bereiches der Galaxie. Dieser befindet sich nicht genau in der Mitte, sondern vielmehr im westlichen Drittel von NGC 1569. Somit wird auch hier die Sichtung erheblich erschwert. Mir sind neben meiner eigenen Sichtung zwei weitere visuelle Beobachtungen bekannt, die mit einem 45cm und 60cm Teleskop gemacht wurden. Mit 45cm war allerdings nur die hellere Komponente sicher zu sehen. Im 60cm Teleskop wurden beide Komponenten direkt gesichtet. Ich empfand die simultane Sichtung beider Komponenten als recht anspruchsvoll. 1569 B konnte ich nur indirekt (+ 50% der Zeit) bei 432facher Vergrößerung wahrnehmen. Beide Objekte stellen sich als ostwest- elongiertes Sternpaar dar (Abb. 7). Die Beobachtung machte ich unter einem 6,1 mag Himmel im ,,Zielgebiet". Unter besseren Beobach-
tungsbedingungen und höherer Vergrößerung sollte die direkte Sichtung beider Komponenten mit einem 50cm Teleskop möglich sein. Ebenso wage ich die Vermutung, daß die hellere Komponente unter guten Bedingungen bereits mit 40 cm Öffnung erkennbar ist.
Kugelsternhaufen in NGC 2403
Zur M 81 Gruppe wird die bekannte, schon in kleinen Optiken sichtbare NGC 2403 (Cam) gezählt. Auch hier sind Kugelsternhaufen visuell zu beobachten. Allerdings werden sich nur Besitzer größerer Teleskope (ab 50cm), das gilt in diesem Fall besonders, erfolgreich herantasten können. Eine visuelle Beobachtung dieser recht schwachen, meines Wissens in Amateurkreisen bisher noch nicht gezielt beobachteten Kugelsternhaufen ist sicherlich eine absolute Herausforderung und konnte von mir auch noch nicht erfolgreich durchgeführt werden. Den Hinweis über eine eventuelle Beobachtungsmöglichkeit gab mir der Artikel ,,Observing the M 81 local group of Galaxis" [21], der in einem Satz nebenbei auf diese Kugelsternhaufen verweist. In [22] werden 20 Objekte in dieser Galaxie näher untersucht die als Kugelsternhaufen in Frage kommen könnten. Diese Untersuchungen basieren auf fotografischen Aufnahmen (B und V) die mit dem 152cm Teleskop der Sternwarte Loiano (Italien) entstanden. Die Forscher untersuchten, bzw. selektierten auf ihren Fotografien Objekte heller als 20 mag v in einem bestimmten Feld um die Galaxie. Dabei stellte sich die bereits
Abb. 7: NGC 1569 A/B mit einem 50cm Teleskop bei 432facher Vergrößerung. Gesichtsfelddurchmesser 9'
bekannte Problematik der genauen Abgrenzung oder Unterscheidung zu Hintergrundgalaxien bzw. Offenen Sternhaufen ein. Nach weiteren Spektraluntersuchungen konnten einige der verdächtigen Objekte recht sicher als Offene Sternhaufen und nicht wie vermutet als Kugelsternhaufen klassifiziert werden. Weiterhin ist das Objekt F 21 (18,66 mag v) aufgrund seiner starken Rötung sicher als Galaxie erkannt worden. Da keine genaueren Hinweise online verfügbar waren, kann ich hier nur eine Aufstellung der Helligkeiten dieser Objekte geben, die vermutlich zu den Kugelsternhaufen zählen.
C 4
18,01 mag v
F 6
17,86 mag v
F 28 18,03 mag v
Bei dem Objekt C 4 handelt es sicher um einen Kugelsternhaufen, da in [22] genaue photometrische Messungen präsentiert werden, die darauf hinweisen. In der Literatur findet man zu den Kugelsternhaufen um NGC 2403 wenig Material da diese Objekte noch nicht ausreichend untersucht wurden.
Kugelsternhaufen in WLM System
Weniger bekannt ist, daß im WLMSystem (Cetus) ebenfalls ein Kugelsternhaufen visuell zu beobachten ist. Das Wolf-Lundmark-Melotte System ist eine Galaxie unserer Lokalen Gruppe (ca. 930 kpc entfernt) Dies wurde bereits Ende der sechziger Jahre erkannt. Erstmalig erwähnt ist dieses Objekt von M. Wolf in [24] nachdem er die Galaxie auf fotografischen Platten, welche im Frühjahr 1909 von Lorenz mit einer 15cm Kamera gemacht wurden, entdeckt hatte. Die Forscher Melotte und Lundmark haben, wenn auch einige Jahre später (1926), ebenfalls diese Galaxie auf fotografischen Aufnahmen gesehen. Lundmark erwähnt übrigens schon damals die Ähnlichkeit des WLM Systems mit NGC 6822. Das WLM System kann vom Amateur schon mit 20 cm Öffnung gesichtet werden [23]. Die scheinbare visuelle Flächenhelligkeit dieses Objekts liegt bei ca. 14,9 mag. Dies resultiert aus der scheinbaren Größe von 10,2 zu 4,2 Bogenminuten und einer visuellen Helligkeit von 11,0 mag. Als gesichert gilt die Existenz eines Kugelsternhaufens in
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Abb. 8: NGC 2403 mit F6 und F 28 sowie C 4 auf einer POSS 1 Aufnahme. Kartenausschnitt ca. 1.
dieser Galaxie. Dieser (WLM- 1) ist mit 16,1 mag v sicherlich mit Amateurequipment zu beobachten. Einen Hinweis und zugleich eine Aufsuchkarte findet man in [25]. Der Kugelsternhaufen wurde von Humason im Jahre 1956 [26] durch spektrale Messungen erstmalig als solcher identifiziert. Die Helligkeit dieses Kugelsternhaufens ist neben der ermittelten Magnitude der hellsten Einzelsterne in WLM (~18 mag b) sowie Geschwindigkeitsmessungen der Galaxie ein Hinweis auf deren räumlicher Nähe. Eigene Beobachtungen dieser Galaxie kann ich leider nicht vorweisen, doch es gibt verläßliche Sichtungen amerikanischer Beobachter. Unter einem ~6mag Himmel in der Region um WLM konnte der Kugelsternhaufen eindeutig in einem 45cm Teleskop bei etwa 320facher Vergrößerung erkannt werden. Ein Stern mit ca. 14,5 mag v steht nördlich des Kugelsternhaufens. Dieser dürfte als Orientierungspunkt dienen. Weitere Kugelsternhaufen sind in WLM nicht bekannt. Dies gilt übrigens auch für die bereits erwähnte NGC 6822 (Barnard's Galaxie), in der auch nur ein Kugelsternhaufen entdeckt wurde. Als
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Literaturempfehlung möchte ich noch [27] nennen, da hier auch noch mal die Problematik bei der Identifizierung der Kugelsternhaufen bzw. der Unterscheidung zu Offenen Sternhaufen behandelt wird.
Zusammenfassung
Die hier gezeigten Beispiele sind eine persönliche Auswahl all jener Galaxien, in denen extragalaktische Kugelsternhaufen für den versierten Sternfreund mit Zugang zu größerem optischen Gerät visuell zu beobachten sind. Ergänzend möchte ich hier noch weitere Galaxien kurz erwähnen, in denen solche Objekte beobachtbar sind. Recht einfach und als Einstieg in diese Materie dürfte das Kugelsternhaufensystem des Fornax Dwarfs sein (insgesamt fünf Mitglieder), dessen hellstes Mitglied sogar eine NGC Nummer trägt (NGC 1049) und 12,9 mag v hell und 0,4 Bogenminuten groß ist. Dieser Kugelsternhaufen ist einfacher zu sichten als die Galaxie selbst! Des weiteren sind auch in M 33 Kugelsternhaufen beobachtbar, die aber schon wieder größeres Equipment erfordern. Nach [28] sind dort 27 vermutliche Kugelsternhaufen gezählt worden wovon acht als sicher gelten. Die Helligkeiten dieser Objekte bewegen sich größtenteils im Bereich von ~17 bis ~ 18 mag. Als Ausnahme gilt der Kugelsternhaufen C 39 der mit 15,9 mag v schon in 30cm Teleskopen sichtbar wäre und in größeren Teleskopen bereits flächig erscheint ( ~ 2''). Summa summarum hat man heute bisher in 60 Galaxien Kugelsternhaufen entdeckt. Die Schwierigkeit der klaren Identifikation als Kugelsternhaufen liegt, insbesondere bei den entfernteren Galaxien, in der Verwechslungsgefahr mit offenen Sternhaufen. Im Text habe ich auf solche Fehlidentifikationen hingewiesen. Sehr grundlegend informiert [29] über extragalaktische Kugelsternhaufen. Dieser Artikel ist auch unter [30] online verfügbar und beinhaltet eine Zusammenfassung bisheriger Erkenntnisse zu dieser Thematik. Die gezeigten Beispiele sind in den meisten Fällen, wie ich bereits mehrfach erwähnte, nur Sternfreunden mit größeren Teleskopen visuell zugänglich. Da aber der Trend zu großen Teleskopen eindeutig zunimmt, schieben sich die Grenzen des ,,visuell Machbaren" immer weiter hinaus. Auch
Abb. 9: Das Objekt D, der Kugelsternhaufen, ist auf dieser POSS 2 Aufnahme markiert. Der markierte Stern ist etwa 14,5 mag v hell. Ebenfalls sind die hellsten Einzelsterne der Galaxie bereits erkennbar. Kartenausschnitt etwa 15 Bogenminuten.
haben wir heute Zugang zu einer ungeheuren Vielfalt an Informationsquellen für die Realisierung eigener, individueller visueller Beobachtungsprojekte. Somit ist der Weg für immer neue, ungewöhnliche Beobachtungen geebnet und die Möglichkeit die ausgetreten Pfade zu verlassen m. E. einfacher denn je.
Literaturhinweise [1] Hubble, Edwin; ApJ 76, 44: Nebulous Objects in
M 31 provisionally identified as globular clusters (1932) [2] Skiff, Brian; Deep Sky Magazine # 8: All about M 31 [3] Higgins, David; Deep Sky Magazine # 32: The M 31 globular system [4] Büchner, Michael und Niebling, Frank; Sternzeit 2 /93: Kugelsternhaufen in M 31 [5] Veit, Klaus; interstellarum 1: Kugelsternhaufen in M 31 [6 Veit, Klaus; interstellarum 12: G1 visuell [7] Stoyan, Ronald C.; interstellarum 9: Galaxien der Lokalen Gruppe Teil III [8] Hodge, Paul W.: Atlas of the Andromeda Galaxy/ University of Washington Press 1980 [9] Nasa Extragalactic Database, Level 5. http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/ANDROMEDA_Atlas/frames.html [10] Crampton, D., Cowley, A. P., Schade, D., &
Chayer, P.; ApJ 288, 494-513: The M 31 globular cluster system (1985) [11] http://cfa-www.harvard.edu/~pbarmby/m31gc/ m31gc.html [12] Da Costa, G. S. and Mould J. R.; ApJ, 334, 159-174: The globular clusters of the Dwarfs elliptical galaxies NGC 147/NGC 185 and NGC
205 (1988) [13] Ford H.C., Jacoby, G. and Jenner D. C.; Ap J
213, 18-26: Planetary nebulae in local group galaxies (1977) [14] Baade, W.; Ap J 100, 147: NGC 147 and NGC 185, two new members of the local group of galaxis (1944) [15] Hodge, Paul W. ; A J, 81, 25: The structure of NGC 147 (1976) [16] Bohle, Jens; Jakiel, Richard und Vlieghe, Pieter; MAGELLAN # 5: NGC 1569 A/ B- zwei Supercluster [17] Greve, A., Becker, R., Johansson, L. E. B. and MC Keith, C.D.; A & A, 312, 391: NGC 1569The molecular and ionized gas near the superluminous star clusters NGC 1569 A/ B (1996) [18] Waller, H.; Ap J, 370, 144: Relics of an eruptive starburst in NGC 1569 (1991) [19] Sternberg, Amiel, Ap J 506, 724: The Initial Mass Functions in the Super-Star Clusters NGC 1569A and NGC 1705-1 (1998) [20] J. Franco, R. Terlevich, & G. TenorioTagle.Rev. Mexicana Astron. Astrofis. Conf., 6, 5 (1996): Proceedings of Starburst Activity in Galaxies. http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/LHo2/fr ames.html [21] Polakis, Tom; Deep sky magazine: Observing the local group of galaxies [22] Battistini et al., A & A 130, 162 : Globular cluster candidates in the spiral galaxy NGC 2403 (1984) [23] Veit, Klaus; interstellarum 5: Galaxien der Lokalen Gruppe Teil II [24] Wolf, M.; Astronomische Nachrichten 183, 187, (1909) [25] Sandage, A., Carlson, G.; A J 90, 9: The brightest stars in nearby galaxies VI, Cepheids and the brightest stars in WLM. [26] Humason, M. L., Mayall, N. U., Sandage, A.; A J 61, 97:Redshifts and magnitudes of extragalactic nebulae [27] Hodge, P., PASP 100, 568: Star clusters in galaxies, 1988 [28] Christian, C. A., Schommer, R. A.; A J 95, 704: BVI photometry of star clusters in M 33 [29] Harris, W.E., Annu. Rev. Astron. Astrophys.. 29, 543-79: Globular cluster systems in galaxies beyond the local group (1991) [30] http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/ Harris/Harris_contents.html
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Tips für den
Kometenbeobachter
In der englischen Zeitschrift "The Astronomer" erschien in der Ausgabe vom Januar 1997 ein lesenswerter Artikel von Don Machholz, in dem er über seine Suche nach neuen Kometen berichtete. Jeden Kometenbeobachter sollte es interessieren, wie es jemand auf 9 visuelle Entdeckungen gebracht hat. Ich fragte daher Don, ob er mit einer Übersetzung seines Artikels für das VdS-Journal einverstanden wäre. Er war einverstanden. Viel Spaß also bei der KOMETENJAGD.
von Don Machholz und Heinz Kerner
Der Anfang
Es war vor 22 Jahren als ich mich entschloß, einer systematischen Kometensuche nachzugehen. Diese Entscheidung kam an einem Wendepunkt in meinem Leben. Ich hatte gerade meinen 3jährigen Militärdienst beendet, war nach Hause zurückgekehrt und suchte nach einem Projekt, bei dem ich mehr Zeit mit der Beobachtung des Himmels verbringen würde. In dem vorangegangenen Jahrzehnt hatte ich beträchtliche Zeit verbracht mit der Beobachtung der Planeten und von einem halben Dutzend Kometen, fand alle Messier-Objekte in einem Jahr (1969/70) und photographierte den Himmel. Es hatte mir stets Freude bereitet, den Nachthimmel durch das Teleskop zu betrachten. Die Projekte, die ich in Betracht zog, waren: Veränderliche Sterne, das Studium von Asteroiden und die Kometenjagd.
Die Kometenjagd gefiel mir am besten. Außerdem wußte ich, daß nur sehr wenige Amerikaner nach Kometen suchten, da die meisten visuellen Entdeckungen im Ausland gemacht wurden. Nach James Muirden (,,The Amateur Astronomer's Handbook") braucht der Kometenjäger durchschnittlich 300 Stunden, um einen neuen Kometen zu finden. Dies bestätigte sich, als ich in der Zeitschrift ,,Eclipse" ein Interview mit William Bradfield las. Dort sagte er, daß er für seine erste Entdeckung 260 Stunden und weitere 306 Stunden für seine zweite Entdeckung brauchte. Meine Philosophie entwickelte sich: Ich wollte systematisch nach Kometen suchen, solange es mir Spaß machte. Machte es keinen Spaß mehr, konnte ich die Kometenjagd aufgeben und mich etwas anderem zuwenden, der einzige ,,Verlust" wäre die Zeit gewesen, die ich damit verbracht hatte, durch das Tele-
skop zu sehen. Ich wollte die Kometenjagd so intensiv wie möglich betreiben, aber andere Aktivitäten oder Menschen nicht aus meinem Leben ausschließen, nur weil ich nach Kometen suchte.
Den Rest des Dezembers 1974 verbrachte ich damit, ein Programm für meine Kometensuche aufzustellen und unter dem Nachthimmel zu üben. Ich teilte meinen einsehbaren Himmel in 40 Sektionen, wobei dichte Abschnitte der Milchstraße und galaxienreiche Gebiete ausgeschlossen waren. (Es dauerte aber weniger als ein Jahr, dann gab ich den ganzen Himmel für die Suche frei.) Mein Instrument war ein 11cm f/5-Reflektor mit 20facher Vergrößerung.
Zeitkontrolle
Um meine Fortschritte bei der Kometenjagd festzuhalten, war es eine wichtige Entscheidung, die Anzahl der Stunden zu zählen, die ich mit der Suche verbrachte, anstatt die gefundenen Kometen zu zählen. Man kann viel Zeit mit der Kometenjagd verbringen und findet keine, weil es da draußen keine zu finden gibt oder weil sie von anderen gefunden werden. Diese Dinge kann man nicht kontrollieren. Aber so hatte ich eine Aussage darüber, wieviel Stunden ich mit der Suche verbracht hatte. Da ich ein zielorientierter Mensch bin, setzte ich mir für jeden Monat eine bestimmte Stundenzahl als Ziel. Das hat mich durch 21 Jahre der Kometensuche geleitet. Ich zähle nur die Zeit, die ich tatsächlich durch das Teleskop schaue. Bei der Suche zähle ich auch Meteore und künstliche Erdsatelliten und bekomme so genaue Stundenraten dieser Objekte.
Die geringste Stundenzahl, die ich in einem Monat erreichte, waren 4,50 Stunden im Januar 1986. Die höchste
Zahl 69,25 Stunden im Mai 1976. Die Jahressummen liegen zwischen 189,75 Stunden (1988) und 553,00 Stunden (1976) bei einem Mittelwert von 280 Stunden, was auch etwa meine gegenwärtige Rate ist. Im August 1996 überschritt ich die 6000-Stundenmarke.
Instrumente
Kometenjäger sind sich darüber einig, daß das Instrument bei weitem nicht so wichtig ist, wie der Mensch der dahinter steht. Augen, Himmel und Instrument bestimmen, was man sieht und der Kometenjäger sollte versuchen, alle drei Dinge zu verbessern. Ich begann mit einem 11cm f/5-Reflektor und 20facher Vergrößerung. Mit einem größeren Instrument würde ich schwächere Objekte sehen, überlegte ich, kaufte einen 25cm f/3,8-Spiegel und baute ein Spiegelteleskop. Als ich es im Oktober 1975 einsetzte, war es eines der größten Instrumente das für die Kometenjagd verwendet wurde. Das hat sich inzwischen geändert, da andere Kometenjäger größere Teleskope benutzen, mein 25cm-Reflektor ist aber immer noch mein größtes Instrument.
Im April 1983 kaufte ich zwei photographische Luftbildoptiken mit 91,4cm Brennweite und Öffnungsverhältnis f/8. Beide Objektive bestehen aus 5 Elementen mit einer Frontlinse von 15,7cm Durchmesser. Daraus konstruierte und baute ich ein Binokular. Eingesetzt in eine Sperrholzbox bildet jedes Objektiv einen Strahlengang mit zwei Diagonalspiegeln und einer PVCRöhre, in der das Okular steckt. Die Baukosten für das Instrument betrugen keine $ 400 und ich habe es seitdem für mehr als die Hälfte meiner Kometenjagd genutzt. Der Kontrast ist gut und bei mäßiger Lichtverschmutzung ist es so
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gut wie der 25cm-Spiegel (bei einem dunklen Himmel ist der Spiegel besser) und ich kann beidäugig die Schwenks schneller ausführen als bei einäugigem Sehen. Es ist montiert auf einer großen azimutalen Säulenmontierung. Der 25cm-Reflektor hat auch einige Veränderungen erfahren. 1981 überarbeitete ich den Tubus, entfernte den Okularauszug und baute einen Rohrflansch in die Tubuswand ein. Dadurch kam das Okular näher an den Fangspiegel heran und so konnte ich seine Größe von 3,14" auf 2,14" verkleinern. Ich habe einige selbstgebaute Okulare an diesem Instrument verwendet, doch zur Zeit benutze ich ein handelsübliches 32mm-Erfle mit einer Negativlinse am teleskopseitigen Ende der Steckhülse. Diese Negativlinse verlängert die Brennweite des Hauptspiegels und erhöht damit Vergrösserung, Kontrast und die Bildschärfe am Gesichtsfeldrand. Aus einer weiteren photographischen Luftbildoptik baute ich 1982 einen 12cmRefraktor. Ein Okularrevolver ermöglicht es mir, verschiedene Okulare auszuwählen. Meistens benutze ich aber eine 20fache Vergrößerung und sehe selten schwächere Objekte als die MessierObjekte. Dennoch gelang mit diesem Instrument die Entdeckung des Kometen Tanaka-Machholz (1992d).
Morgen- und Abendhimmel
73% meiner Kometenjagd findet in den Stunden nach Mitternacht statt. Der
Bericht von Edgar Everhart (,,The Astronomical Journal", August 1967) zeigt, daß der Morgenhimmel mehr Kometen produzieren sollte als der Abendhimmel. Darum habe ich mehr Zeit am Morgenhimmel verbracht und alle meine Entdeckungen waren am Morgenhimmel. Ich plane die Beobachtungen nach dem Mond. Ich beginne am Abendhimmel etwa 3 Tage nach Vollmond und suche bis etwa 6 Stunden in Rektaszension von der Sonne. Wenn im weiteren Verlauf der Woche das Wetter gut ist und ich Zeit habe, kann ich anfangen, den Osthimmel vor Mondaufgang abzudecken. Beträgt die Helligkeit des abnehmenden Mondes 40% oder weniger der Vollmondhelligkeit, beginne ich die Suche am Morgenhimmel. Unter guten atmosphärischen Bedingungen ist bei dieser Mondhelligkeit der Verlust in der Grenzsternhelligkeit nur eine Größenklasse, wenn der Mond einigen Abstand von meinem Suchgebiet hat. Unter solchen Bedingungen fand ich 1988j. Nachdem ich einen Großteil des Morgenhimmels abgedeckt habe, bis zu 8 Stunden in Rektaszension von der Sonne, durchsuche ich diese Gebiete einige Tage später erneut. Zwar werden andere Kometenjäger hier schon gesucht haben, doch ein Komet mit einem Helligkeitsausbruch oder einfach ein übersehener Komet aufgrund der Nähe zum abnehmenden Mond könnte dann entdeckt werden. Ich fand 1978l,
Komet Bezeichn.
1978l 1978XIII
Entdeckung Perihel
12.09.1978 13.08.1978
Rek.(2000) Dek.(2000)
06h41m -18,5 Grad
1985e 1985VIII
27.05.1985 28.06.1985
00h52m +15,3 Grad
1986e 1986VIII
12.05.1986 23.04.1986
00h44m +38,9 Grad
1988j 1988XV
06.08.1988 17.09.1988
04h57m +00,6 Grad
1992d 1992X
31.03.1992 22.04.1992
22h09m +18,7 Grad
1992k 1992XVII
02.07.1992 10.07.1992
04h44m +36,9 Grad
1994m 1994XX
06.07.1994 12.07.1994
03h55m +70,2 Grad
1994o 1994XXVI
13.08.1994 18.09.1994
04h13m +62,6 Grad
1994r 1994XXVII
08.10.1994 02.10.1994
08h42m +55,4 Grad
Tab. 1: Kometenentdeckungen bis 1994
Instrument Ort 25cm Refl 36x Loma Prieta
25cm Refl 32x Big Bear
27x120 Bino Loma Prieta
27x120 Bino Loma Prieta
12cm Refr 21x Colfax
27x120 Bino Colfax
27x120 Bino Colfax
25cm Refl 36x Colfax
25cm Refl 36x Colfax
Stunden Sitzung 1700,0 691
1742,3 694
173,5 86
475,5 225
760,3 366
61,0 40
575,8 337
46,5 21
55,3 34
1985e, 1986e, 1992k und 1994o unter diesen Bedingungen. Ein Grund für die Entdeckung von einigen meiner Kometen ist sicherlich der Umstand, daß ich große Teile des Himmels mehrfach absuche. Es gab eine Zeit als ich nur am Morgenhimmel suchte. Das waren die ersten 18 Monate nach meiner Heirat (1979), als ich alle Beobachtungen am Abend einstellte, um die Zeit zu Hause mit meiner Frau verbringen zu können.
Die Prozedur
Ob ich nun mit dem azimutal montierten Binokular oder dem parallaktisch montierten 25cm-Reflektor suche, die Schwenks gehen immer nur in eine Richtung. Dadurch wird verhindert, daß an den Enden der Schwenks Teile des Himmels ausgelassen werden. Mit einer Nachführung, bei der Suche in der Nähe des Himmelspols oder in Richtung Süden sind Schwenks in beide Richtungen akzeptabel. Mit einer azimutalen Montierung suche ich in horizontaler Richtung, in eine Richtung schwenkend. Dann wird das Instrument zum Ausgangsazimutpunkt zurückgeschlagen bevor es angehoben (Westhimmel) oder abgesenkt (Osthimmel) wird. Ein Schwenk kann bis zu 90 Grad lang sein, durchschnittlich aber 45 Grad - 60 Grad . Mit der parallaktischen Montierung schwenke ich längs der gleichen Rektaszension zwischen 30 Grad und 40 Grad in Deklination. Der Versatz in Rektaszension wird an
Elongation Perih. Entf. 72 Grad 1,772 AE
49 Grad 0,106 AE
39 Grad 0,127 AE
67 Grad 0,165 AE
47 Grad 1,261 AE
30 Grad 0,819 AE
55 Grad 1,140 AE
72 Grad 0,753
80 Grad 1,845 AE
Helligkeit Exzentrität 10,7m 1,0004
9,3m 1
10,3m 0,9580
8,6m 1
9,4m 0,9960
9,2m 1
9,5m 1
9,5m 0,7501
11,5m 0,9995
68 F A C H G R U P P E > K O M E T E N
dem Ende des Schwenks gemacht, das dem Äquator am nächsten ist, sonst werden hier Gebiete des Himmels ausgelassen. Ein Schwenk dauert 2-4 Minuten. Ich halte das Instrument in konstanter Bewegung. Ist die Bewegung zu schnell, werden Dinge übersehen, ist sie langsam, kostet das zu viel Zeit. Wenn ich mit dem 25cm-Reflektor hoch am Himmel suche, stoße ich auf alle nebligen Objekte des Atlas Of The Heavens (Galaxien bis 13m), gelegentlich sogar darunter. Mit dem Binokular und bei der durchschnittlichen Suchhöhe von 25 Grad finde ich alles was heller ist als 10,5m. Ich mache mir ausführliche Notizen darüber, wo ich gesucht habe, wie lange es dauerte und was ich gesehen habe. Die Liste wird lang, wenn ich in der Jungfrau oder Haar der Berenike suche. Diese Gebiete durchsuche ich genau so häufig wie jedes andere.
Beobachtungsorte
Meine ersten Bemühungen in der Kometenjagd machte ich im elterlichen Garten in Concord, Kalifornien. Ich wußte garnicht, wie sehr mich die Lichtverschmutzung behinderte, bis ich es von einem dunkleren Ort aus probierte. Von November 1975 bis September 1991 war ich ein pendelnder Kometenjäger. Als ich noch in Concord wohnte, fuhr ich zur Beobachtung einige Meilen zum neu errichteten Concord Pavillon und einem Neubaugebiet in dessen Nähe. Nach dem Umzug nach San Jose, Kalifornien im März 1976 testete ich einige Beobachtungsorte und entschied mich dann für Loma Prieta. Hier am Rande der Straße und am Südhang des Berges in 1200m Höhe verbrachte ich die nächsten 15 Jahre mit der Kometensuche. Es kamen 4000 Stunden in 1800 Sitzungen zusammen, in denen ich drei Kometen fand. Meinen zweiten Kometen fand ich von Big Bear, Kalifornien aus, als ich die Riverside Telescope Maker's Conference besuchte. Es geschah am Montag Morgen, den 27. Mai 1985, als fast alle schon gegangen waren.
Im Oktober 1990 zogen wir nach Colfax, Kalifornien. Der Hauptgrund war mit einem Einkommen auszukommem (nicht so einfach), sodaß meine Frau zu Hause bleiben und sich um die Kinder kümmern konnte. Neben weiteren Gründen
spielte auch eine Rolle, einen weniger dicht besiedelten Ort mit dunklem Himmel zu finden. Unser Haus wurde im September 1991 gebaut, doch es dauerte noch zwei Jahre, bis ich auf unserem Grundstück ein Observatorium errichtete, in dem meine Instrumente für die Kometenjagd untergebracht sind.
Ein Kometenjahrzehnt
Anfang der 80ger Jahre versuchte ich herauszufinden, ob Kometen immer noch so entdeckt wurden wie in früheren Tagen der Astronomie. Ich unternahm eine eigene Studie dieser Kometen und konzentrierte mich hauptsächlich auf visuelle Entdeckungen seit 1975, dem Beginn meiner eigenen Kometensuche. Als das Material einen Umfang von 100 Seiten erreichte, sah ich, wie wertvoll diese Information für andere sein müßte und beschloß, ein Buch daraus zu machen. Es erschien 1985 im Selbstverlag mit dem Titel: ,,A Decade Of Comets - A study of the 33 comets found by amateurs between 1975 and 1984". Inzwischen ist es in einige Sprachen übersetzt worden und war einigen erfolgreichen Kometenjägern eine hilfreiche Unterstützung.
Die Kometen
Bis jetzt (September 1996) habe ich 9 Kometen entdeckt. Außerdem entdeckte ich unabhängig den periodischen Kometen de Vico am 18. September 1995. Während der meisten Jahre meiner Kometenjagd hatte ich einen Telex- oder Telegrammdienst über Kometenneuentdeckungen abonniert. 1994 begann ich, einen alten IBM 286-PC mit Modem für die Kommunikation mit dem SAO zu nutzen. 1995 rüstete ich den PC auf. Ich fand auch einen Kometen, lange nachdem er schon entdeckt war. Im November 1991 stieß ich am Morgenhimmel auf den Kometen ShoemakerLevy 1991d und meldete es dem SAO. Innerhalb einiger Stunden riefen sie zurück und sagten, er sei schon früher im Jahr entdeckt worden. Er war auf den Morgenhimmel gewandert, etwas heller geworden, war aber in den zurückliegenden Monaten allgemein vernachlassigt worden. Ich bin auf fast ein Dutzend Kometen gestoßen kurz nach der Entdeckung durch andere. Ich verpaßte sie, weil sie für mich zu schwach waren (was meistens von Loma Prieta aus pas-
sierte) oder weil sie kurz vor der Entdeckung durch andere heller geworden waren. Zwei meiner ersten 4 Kometen haben sich offensichtlich aufgelöst nachdem sie die Sonne umrundeten. Mein erster Komet hat eine Hyperbelbahn und wird daher nie mehr zurückkehren. Auf der anderen Seite kehrt Machholz 1 alle 5,24 Jahre zurück und kommt der Sonne näher als alle bekannten periodischen Kometen. Drei meiner Kometen, 1985e, 1988j und 1992k wurden nur über ein kurzes Bahnstück verfolgt und werden mit Parabelbahnen geführt. Wird einer davon irgendwann in der Zukunft zurückkehren, wenn etwas von ihm übrig geblieben sein sollte? Die Entdeckung des Kometen 1985e von Big Bear aus werde ich nicht vergessen. Laura und ich hatten eine schwierige Zeit das SAO zu erreichen. Es waren Ferien und die Telefone funktionierten nicht. Doch schließlich kamen wir durch. Komet Tanaka-Machholz (1992d) wurde am 31. März 1992 entdeckt, einen Tag bevor wir nach Los Angeles fahren wollten, um unseren Sohn vom Flughafen abzuholen. Am nächsten Morgen zu der Zeit, wenn ein neuer Komet normalerweise bestätigt wird, befanden wir uns auf der Straße im Süden Kalforniens. Ich hielt am Straßenrand an, um den Kometen zu bestätigen, doch es war bewölkt. Dann rief ich von einem Schnellimbiß aus Dr. Marsden an und erfuhr, daß die Entdeckung bestätigt und der Komet benannt worden war. Der Komet Machholz 2 war voller Überraschungen. Zuerst stellte sich heraus, daß es sich um einen periodischen Kometen mit einer Umlaufzeit von 5,23 Jahren handelte, dann der Helligkeitsausbruch. Als nächstes wurden kleine Kometen in seiner Nähe gefunden, was auf eine Kernteilung deutete. Und schließlich gab es Gerüchte, daß er eines Tages die Erde treffen könnte.
Schluß
Es macht mir noch immer Spaß, nach Kometen zu suchen und ich hoffe das wird auch noch lange so bleiben. Ich habe keine Ahnung, wieviele Kometen mir noch über den Weg laufen werden. Auch wenn es keiner mehr sein sollte, wird es mir Freude machen, nach ihnen zu suchen. Das Leben war bisher gut zu mir, einschließlich meiner Kometenarbeit und niemand ist dafür dankbarer als ich.
F A C H G R U P P E > K O M E T E N 69
Komet C/1999 S4 (LINEAR)
Nach den beeindruckenden Schauspielen der Kometen C/1996 B1 (Hyakutake) und C/1995 O1 (Hale-Bopp) bestehen durchaus Chancen, daß im Sommer 2000 ein weiterer Komet mit bloßem Auge sichtbar sein wird.
von Maik Meyer
Am 27. September 1999 entdeckte das amerikanische Suchprojekt LINEAR (Lincoln Near Earth Asteroid Research) ein Objekt, welches eine für einen Asteroiden ungewöhnliche Bewegung aufwies. Darauf folgende Beobachtungen weiterer Beobachter konnten jedoch eine kleine Koma und einen kurzen Schweif nachweisen, so daß es sich bei dem Objekt eindeutig um einen Kometen handeln mußte. Die ersten Bahnrechnungen für den zum Zeitpunkt der Entdeckung etwa 16m hellen Kometen C/1999 S4 (LINEAR) zeigten, daß der Komet seine Sonnennähe erst Ende Juli 2000 in relativ geringer Entfernung zur Sonne von etwa 0,77 AE durchlaufen würde. Anfang November gelangen dann bereits die ersten visuellen Beobachtungen, die den Kometen bei einer Helligkeit von etwa 14m,5 zeigten. Im weiteren Verlauf stieg die Helligkeit nur gering an, so daß sich die Helligkeitsschätzungen für den Kometen bis Ende Januar im Bereich von 13m,5 14m,5 bewegten.
Nimmt man die bisherige Helligkeitsentwicklung als Grundlage, so scheint der Komet das nach den ersten Beobachtungen mögliche Potential, im Juli 2000 eine Maximalhelligkeit von
etwa 3m zu erreichen, nicht zu besitzen. Jedoch sind Kometen prinzipiell nicht sehr verläßlich, was Helligkeitsvorhersagen betrifft, so daß die vorausgesagten Werte durchaus um Größenklassen nach oben oder unten abweichen können. Die bisherige Helligkeitsentwicklung läßt darauf schließen, daß der Komet sich doch nicht ganz so hell entwickelt und Beobachtungen des Verhaltens der Staubproduktionsrate durch das Lowell Observatory im Dezember 1999 (IAUC 7342) verglichen dieses mit dem des Kometen C/1973 E1 (Kohoutek), der 1973 als Jahrhundertkomet angekündigt wurde, dann jedoch die hochgesteckten Erwartungen nicht erfüllen konnte. Somit sollte man für sichere Hinweise zur Helligkeitsentwicklung (und auch für aktuelle Bahnelemente) dieses Kometen auf aktuellere Quellen zurückgreifen, wie sie z.B. die VdSFachgruppe Kometen im Internet unter http://www.tu-chemnitz.de/~mmey/fgk/ bereitstellt. Für die folgende Beschreibung der Sichtbarkeit des Kometen wird eine optimistische Variante der Helligkeitsentwicklung verwendet, es sollte jedoch davon ausgegangen werden, daß der Komet auch deutlich schwächer sein kann.
Nach seiner ersten Sichtbarkeit vom
Zeitpunkt der Entdeckung an bis Ende März 2000, wenn der Komet in Konjunktion mit der Sonne geht, wird er ab Ende Mai langsam über dem Nordosthorizont auftauchen und dabei eine Helligkeit von etwa 9m aufweisen. Ab Mitte Juni sollten erste visuelle Beobachtungen bei Maximalhöhen von nur 10 Grad gelingen. Der Komet bewegt sich dabei vom Sternbild Dreieck durch Andromeda, Perseus und Giraffe. Ende Juni dürfte die Helligkeit des mittlerweile zirkumpolaren Kometen auf 6m angestiegen sein und seine Höhe von mehr als 20 Grad über den Horizont sollte ihn zu einem einfachen Objekt für Feldstecherbeobachtungen machen. Am 14.07. erreicht der Komet für mitteleuropäische Beobachter mit etwa 35 Grad maximale Höhen über dem Horizont und am 18.07. seine höchste Deklination von 65 Grad . Zu diesem Zeitpunkt befindet sich der Komet mit etwa 3m,5 schon nahe seines Helligkeitsmaximums, welches um den 23.07. erwartet wird. Zufälligerweise treffen in dieser Zeit auch der Zeitpunkt des Perihels und der Zeitpunkt der geringsten Erddistanz (0,37 AE am 22.07.) zusammen. In den darauf folgenden Tagen bewegt sich der Komet durch die Sternbilder Großer Bär und Löwe rasant nach Süden, so daß er
Abb. 1
70 F A C H G R U P P E > K O M E T E N
bereits am 31.07. für die meisten Beobachter entschwunden sein wird, dabei immer noch eine Helligkeit von etwa 4m aufweisend. Abb. 1 zeigt die Sichtbarkeitsverhältnisse für mitteleuropäische Beobachter. Durch die kurzen Sommernächte steigt der Komet nie sehr hoch über den Horizont und insbesondere für nördlich gelegene Beobachter wird der aufgehellte nächtliche Sommerhimmel störend sein. In Tabelle 1 ist eine Ephemeride angegeben, die auch die für die Beobachtungsplanung praktischen optimalen Beobachtungszeiten (d.h., die Zeiten zu denen der Komet bei nachtdunklem Himmel am höchsten steht) angibt. Mitte Juli wird sich auch der Mond für kurze Zeit störend bemerkbar machen; jedoch ab etwa dem 22.07. ausreichend spät aufgehen. Die Schweifsichtbarkeit ist sehr viel schwieriger als die Helligkeit vorherzusagen. Sollte sich der Komet nach dem optimistischen Szenario entwickeln, ist eine visuelle Schweiflänge von 5 Grad zu Zeitpunkt der Erdnähe am 22.07. durchaus möglich.
Abb. 2: Dieser Ausschnitt der Abb. 10 auf Seite 28 zeigt den im Sommer 2000 hoffentlich zu einem Feldstecherobjekt heranreifenden Kometen C/LINEAR 1999 S4. Noch ist er ein kleines, unauffälliges Wölkchen der 15. Größenklasse (November 1999).
Datum
R.A.
Dek.
r
delta mag
R.A.
Dek.
Topt
Hmax
2000.0
1950.0
J
M D
h m
Grad `
AE
AE
h m
Grad `
h m
Grad
2000 6 1
2 06
32 20 1,28
1,97
8,9
2 03
32 05
1 14
6
2000 6 4
2 08
32 57 1,24
1,89
8,6
2 05
32 43
1 06
7
2000 6 7
2 10
33 38 1,20
1,80
8,4
2 07
33 24
0 60
8
2000 6 10
2 12
34 23 1,16
1,71
8,1
2 09
34 09
0 54
9
2000 6 13
2 14
35 13 1,12
1,61
7,8
2 11
34 59
0 48
10
2000 6 16
2 16
36 10 1,08
1,52
7,6
2 13
35 56
0 45
12
2000 6 19
2 19
37 14 1,04
1,42
7,3
2 16
37 00
0 43
13
2000 6 22
2 22
38 28 1,01
1,31
6,9
2 19
38 14
0 43
15
2000 6 25
2 26
39 54 0,97
1,21
6,6
2 23
39 40
0 45
18
2000 6 28
2 31
41 36 0,94
1,10
6,3
2 27
41 23
0 50
20
2000 7 1
2 37
43 39 0,91
0,99
5,9
2 34
43 26
0 56
23
2000 7 4
2 46
46 11 0,88
0,88
5,5
2 43
45 58
1 03
26
2000 7 7
3 00
49 21 0,85
0,77
5,1
2 56
49 09
1 10
29
2000 7 10
3 21
53 21 0,83
0,66
4,6
3 18
53 10
1 18
32
2000 7 13
4 00
58 15 0,81
0,56
4,1
3 56
58 07
1 26
33
2000 7 16
5 14
63 20 0,79
0,47
3,7
5 09
63 17
1 35
32
2000 7 19
7 28
64 35 0,78
0,41
3,3
7 23
64 41
1 43
27
2000 7 22
9 44
55 58 0,77
0,37
3,1
9 41
56 12
22 21
23
2000 7 25
11 01
40 46 0,76
0,39
3,1
10 58
41 02
22 13
18
2000 7 28
11 41
26 12 0,76
0,44
3,4
11 38
26 29
22 05
12
2000 7 31
12 02 15 06 0,77
0,52
3,8
12 00
15 23
21 57
6
2000 8 3
12 15
7 12
0,78
0,62
4,2
12 13
7 29
21 48
2
Tab. 1: Ephemeride für Komet C/ 1999 S4 (LINEAR). Bahnelemente: T = 2000 - 07 - 26,1053, Länge des aufsteigenden Knotens = 83,1520 Grad , Argument des Perihels = 151.0719 Grad , Bahnneigung = 149,3607 Grad , q = 0.763984 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 MEZ (Sonne mindestens 16 Grad unter dem Horizont), Hmax = Höhe am Himmel bei Topt
Anzeige 1/1 S/ Farbe Fujinon
72 F A C H G R U P P E > K O M E T E N
Beobachtungsergebnisse der Kometen
C/1999 H1 (Lee) und C/1999 J3 (LINEAR)
von Andreas Kammerer
Nachfolgend sollen die Beobachtungs- und Auswertungsergebnisse der Kometen C/1999 H1 (Lee) und C/1999 J3 (LINEAR) gezeigt werden. Beide Kometen waren im Spätsommer und Anfang Herbst 1999 leichte Feldstecherobjekte, was vom Kometen C/1999 J3 (LINEAR) nicht unbedingt zu erwarten war. Doch bevor wir uns diesen Kometen näher zuwenden, sei zum besseren Verständnis einiger Größen eine kurze Erläuterung eingeschoben.
Das Helligkeitsverhalten eines Kometen bei seinem Lauf durch das innere Sonnensystem kann mit einer einfachen, empirisch gefundenen Formel gut beschrieben werden. Es ist
m = m0 + 5 log + 2,5 n log r
mit m der scheinbaren Helligkeit in Größenklassen, m0 der absoluten Helligkeit des Kometen, jener Helligkeit, die er bei einem Abstand von 1 AE von der Sonne und von der Erde hätte, (delta) der Entfernung des Kometen von der Erde in AE, n dem sogenannten Aktivitätsfaktor als Maß für die Eigenaktivität des Kometen und r dem Abstand des Kometen von der Sonne in AE. Durchschnittliche Kometen weisen eine absolute Helligkeit von 5m bis 8m auf. Große Kometen haben absolute Helligkeiten von 1m und darüber (HaleBopp -1m). Der Durchschnittswert für den Aktivitätsfaktor liegt bei n = 4, bei sehr aktiven Kometen beträgt er 10 und mehr.
Nach der Entdeckung eines neuen Kometen sind m0 und n zunächst nur ungenügend genau bekannt. Entsprechend unsicher ist dann eine Helligkeitsprognose, die nach eben der gleichen Formel berechnet wird. Sind dagegen über die Dauer der Sichtbarkeit viele Helligkeitsschätzungen zusammengetragen worden, können m0 und n abgeleitet werden. Die Bestimmung dieser beiden Größen ist daher ein wichtiges Ziel der visuellen Kometenbeobachtung.
Große Beachtung bei den Beobachtern fand natürlich Komet C/ 1999 H1 (Lee). Nicht nur aufgrund seiner Helligkeit, sondern auch wegen des Auftretens eines Gegenschweifs. Insgesamt gingen 139 Beobachtungen von 16 FGBeobachtern ein. Die Auswertung
berücksichtigt zudem 455 internationale Beobachtungen.
In Bezug auf die Helligkeitsentwicklung verhielt er sich lehrbuchhaft, der Aktivitätsfaktor lag über die gesamte Sichtbarkeit hinweg nahezu bei n = 4, die absolute Helligkeit erfreulicherweise
Abb. 1: Zeitlicher Verlauf der scheinbaren Helligkeit und des Komadurchmessers mit der durchgezogenen Kurve als Graph der Funktion m = 6,5m + 5 log + 10,7 log r. Auf der Zeitachse sind der Zeitpunkt des Perihels und die Vollmondzeiten markiert.
etwas über dem Durchschnitt: m = 6,5m + 5 log + 10,7 log r. Damit erreichte Komet Lee eine maximale (wenn auch unbeobachtbare) Helligkeit von 6,0m. Die beobachtbare Maximalhelligkeit Ende Juli betrug 6,5m.
Die Entwicklung des scheinbaren Komadurchmessers spiegelt in erster Linie die sich ändernde Erddistanz wieder. Zwar stieg der absolute Komadurchmesser zu Beginn von 225.000 km auf 425.000 km an, blieb danach aber sehr konstant. Lediglich um die Wochen des schlecht dokumentierten Perihels dürfte er etwas geschrumpft sein. Damit ergeben sich zwei Maxima als Ergebnis der beiden relativen Erdannäherungen
(5.5.: 0,720 AE, 30.9.: 0,828 AE). Wurden im Mai 10 - 11` erreicht, so waren es im Sep./Okt. 11 - 12`. Der Komadurchmesser während des Perihels ergibt sich hiermit zu 3 - 4`. Die Schwankungen in den Sommer/Herbstmonaten sind nicht reell, sondern durch den störenden Einfluß des Mondes auf die doch eher diffuse Koma verursacht. Die Koma selbst war meist deutlich kondensiert. Vor dem Perihel stieg der DC-Wert von anfangs DC 4 - 5 auf DC 5 - 6 an. Dieser DC-Wert wurde dann in den ersten vier Wochen nach dem Perihel konstant eingehalten. Danach ging er langsam auf DC 2 - 3 Ende Okt. zurück.
Visuell wurde vor dem Perihel ein Gasschweif bis zu 0,5 Grad (2 Mill. km) Länge beobachtet. Nach dem Perihel war anfangs ein zumindest fotografisch gut erkennbarer Gasschweif auszumachen, der aber rasch
Abb. 2: Komet C/1999 H1 (Lee) am 21.08.1999 um 01h25-01h34 UT mit SchmidtKamera 250/450 mm auf hyp. TP. Aufnahme Michael Jäger
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schwächer wurde. Parallel hierzu bildete sich ein Gegenschweif aus, der in den folgenden Wochen zunehmend heller bzw. länger wurde und von visuellen Beobachtern wesentlich einfacher ausgemacht werden konnte als der Gasschweif. Stand der Gegenschweif zu Beginn noch ,,schief" (Winkel zum Gasschweif ca. 150 Grad ), so schwenkte er bis Ende Aug. immer mehr auf die Solarrichtung ein. Nach dem Perihel erreichte der Gasschweif eine maximale Länge von 0,3 Grad visuell (ca. 1 Mill. km) bzw. 2 Grad (4 Mill. km) fotografisch. Der Gegenschweif konnte visuell bis zu 0,5 Grad und fotografisch bis zu 1 Grad ausgemacht werden.
Am 12./13. Mai 1999 wurde vom LINEARTeam der Komet C/1999 J3 (LINEAR) entdeckt. Erste visuelle Beobachtungen Mitte Juni zeigten diesen überraschend 3m heller als erwartet. Und diese positive Entwicklung hat sich fortgesetzt, sodaß die Erdpassage am 18. Okt. im Abstand von 0,508 AE wesentlich interessanter ausfiel als zunächst angenommen, als von einer Helligkeit um 11m ausgegangen worden war. C/1999 J3 erreichte eine Maximalhelligkeit von 7,5m!
Aufgrund der Morgensichtbarkeit und des nicht gerade kooperativen Wetters gingen allerdings nur 35 Beobachtungen von 10 FG-Beobachtern ein. Zusammen mit 140 internationalen Beobachtungen ergibt sich, daß die Helligkeitsentwicklung vor dem Periheldurchgang deutlich rascher verlief als danach, was ebenfalls zur guten Beobachtbarkeit des Kometen während seiner Erdpassage beigetragen haben dürfte. Als Formeln ergeben sich: vor dem Perihel m = 8,8m + 5 log + 14,2 log r, nach dem Perihel m = 8,8m + 5 log + 7,1 log r
Der Komadurchmesser lag anfangs bei 1,8` (160.000 km), erreichte bei der größten Erdannäherung 9` (260.000 km) um bis Anfang Nov. wieder auf 7` (200.000 km) abzusinken. Dabei war die Koma anfangs überraschend gut definiert und deutlich verdichtet (DC 3 - 4). Die maximale Kondensation wurde Anfang Okt. erreicht (DC 4). In den zwei Wochen um die Erdnähe wurde der Komet dann aber zeitweise erkennbar diffuser (DC 2 - 3), erholte sich aber danach wieder (DC 3 - 4).
Abb. 3: Zeitlicher Verlauf der scheinbaren Helligkeit und des Komadurchmessers mit den Graphen der Funktionen m = 8,8m + 5 log + 14,2 log r bis zum Perihel und m = 8,8m + 5 log + 7,1 log r nach dem Perihel.
Abb. 4: Komet C/1999 J3 (LINEAR) am 13.10.1999 um 03h1203h21 UT und 03h30-03h40 UT. Komposit mit SchmidtKamera 250/450 mm auf hyp. TP. Aufnahme Michael Jäger
Abb. 5: Komet C/1999 J3 (LINEAR) mit dünnem Gasschweif am 22.09.1999, 02h24-02h33 UT. Schmidt-Kamera 250/450 mm auf hyp. TP. Aufnahme Michael Jäger
74 F A C H G R U P P E > K L E I N E P L A N E T E N
Wie astrometriert
man Kleinplaneten ?
oder ein Kochrezept zur Kleinplanetenastrometrie
von Jens Kandler und Gerhard Lehmann
Die Beobachtung von Kleinplaneten durch Amateurastronomen ist ein anspruchsvolles Gebiet der Himmelsbeobachtung. Die Beobachtungsmöglichkeiten für Amateure sind vielfältig. Sie umfassen sowohl visuelle, als auch fotografische, lichtelektrische und CCD - Beobachtungen. Diese werden zur Astrometrie, zur Photometrie und zum Nachweis von Sternbedeckungen durch Kleinplaneten durchgeführt. Die CCD - Kamera ist ein sehr nützliches Werkzeug für die Astrometrie von Kleinplaneten. Dieser Beitrag soll sich nur auf die Astrometrie beschränken. Sinn und Zweck der Astrometrie ist es, Positionen von Kleinplaneten am Sternhimmel zu bestimmen, um ihre Bahnelemente zu verbessern. Viele Kleinplaneten sind in den vergangenen Jahrzehnten wieder verloren gegangen, da nur sehr wenige astrometrische Positionen der Objekte vorlagen. Das eigentliche Ziel einer Beobachtung ist es, daß aus einem zunächst provisorisch bezeichneten Kleinplaneten ein numerierter wird. Das ist ein langer Weg, weil man möglichst viele genaue astrometrische Beobachtungen aus mehreren Oppositionen benötigt. Deshalb ist die Beobachtung von Kleinplaneten ein sehr nützliches Gebiet für Amateure. Wir hoffen, daß wir Sie mit diesem Beitrag anregen können, eigene Positionsbeobachtungen von Kleinplaneten durchzuführen. Durch den Einsatz von CCD - Kameras ist es uns Amateuren möglich geworden, genaue astrometrische Beobachtungen durchzuführen. Wir haben damit die Chance, einen wichtigen Beitrag für die Profiastronomen zu leisten.
1. Kleinplaneten im Sonnensystem
Kleinplaneten sind Kleinkörper unseres Sonnensystems. Der Durchmesser der meist unregelmäßig geformten Objekte liegt zwischen 1 und 1000 km. Von rund 13000 numerierten Kleinplaneten bewegt sich der größte Teil auf Bahnen zwischen den Planeten Mars und Jupiter um die Sonne. Die Anzahl der provisorisch bezeichneten Kleinplaneten, also die Objekte mit unsicheren Bahnen, liegt bei 170000 (Stand 12/99).
Man teilt die Kleinplaneten aufgrund ihrer Lage im Sonnensystem in verschiedene Gruppen ein. Da die Erforschung dieser Kleinkörper noch nicht abgeschlossen ist, stellt die nachfolgende Einteilung nur den gegenwärtigen Stand der Forschung dar. Rund 95 Prozent der Kleinplaneten bewegen sich auf Bahnen um die Sonne, die zwischen den Planeten Mars und Jupiter liegen. Diese Zone, die sich zwischen 2 und 3,5 AE erstreckt, wird als Hauptgürtel der Kleinplaneten bezeichnet. Den Hauptgürtel kann man wiederum in Kleinplanetenfamilien unterteilen. Darauf näher einzugehen, würde den Rahmen diesen Beitrags sprengen. Erwähnenswert sind folgende Familien außerhalb des Hauptgürtels : Die Aten - Kleinplaneten sind Objekte, die sich im Bereich der Erdbahn aufhalten. Ihre
Bahnen können bis zu der des Planeten Mars reichen. Bei den Apollo - Kleinplaneten handelt es sich um Objekte, die sich auf sehr exzentrischen Bahnen bewegen. Sie entstammen dem Hauptgürtel, kreuzen jedoch die Erdbahn. Von diesen können einige der Erde gefährlich nahe kommen! Die Amor - Kleinplaneten bewegen sich zwischen der Erdbahn und dem inneren Hauptgürtel. Sie werden gelegentlich auch als Marsbahnkreuzer bezeichnet. Eine Gruppe von Kleinplaneten bewegt sich im gleichen Abstand wie der Planet Jupiter um die Sonne. Dabei handelt es
sich um die Trojaner, die von der Sonne aus gesehen in einem Winkelabstand von jeweils 60 Grad dem Jupiter vorauseilen bzw. folgen. Sie befinden sich in der Nähe der zwei Lagrange - Punkte, in denen sich die Anziehungskräfte von Jupiter und Sonne gegenseitig aufheben. Als Centauren werden Kleinplaneten bezeichnet, die sich auf Bahnen zwischen Saturn und Uranus bewegen. Aber auch in noch größerer Entfernung bewegen sich Kleinplaneten um die Sonne. Zu ihnen gehören beispielsweise die Kuiper - Belt - Objekte.
Abb. 1: Anordnung der Kleinplaneten im Sonnensystem [1]
Anzahl
große Bahnhalbebene (AE)
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2. Bahnelemente der Kleinplaneten
Die Bahnelemente beschreiben die Form und die Lage der Bahn eines Kleinplaneten im Sonnensystem.
Durch die große Bahnhalbachse a (Semimajor Axis) wird die Größe der Bahnellipse bestimmt. Es ergeben sich in der Mehrheit Bahnhalbachsen zwischen 2 und 3,5 AE. Die numerische Exzentrizität (Eccentricity) gibt an, wie stark die Bahn von der Kreisform abweicht. Nur ein Kreis hat den Wert 0. Für Kleinplaneten ergibt sich mehrheitlich eine Zahl zwischen 0 und 0,4, also als Bahnform eine Ellipse.
Die Bahnneigung i (Inclination) gibt an, in welchem Winkel sich die Bahnebene und die Ekliptik schneiden. Ein Wert von über 90 Grad bedeutet, daß sich der Kleinplanet rückläufig bewegt. Sein Umlaufsinn um die Sonne ist also entgegengesetzt zu den großen Planeten. Die Länge des aufsteigenden Knotens W (Longitude of Node) bezeichnet den Winkel zwischen dem Frühlingspunkt und demjenigen Punkt der Bahn, in dem der Kleinplanet die Ekliptik von Süd nach Nord überschreitet. Bei 0 Grad geht der Kleinplanet durch den Frühlingspunkt bzw. bei 180 Grad durch den Herbstpunkt der Sonne. Das Argument des Perihels w (Argument of Perihel) gibt den Winkel zwischen der Richtung des aufsteigenden Knotens und der Richtung zum Perihel seiner Bahn an. Wenn also aufsteigender Knoten und Perihel zusammenfallen, beträgt der Winkel 0 Grad . Die mittlere Anomalie M (Mean Anomaly) ist der Winkelabstand vom Perihel, den der Kleinplanet hätte, wenn er sich auf einer Kreisbahn um die Sonne bewegen würde. Dieser Winkel ändert sich ständig, da der Kleinplanet unter der Wirkung der Gravitation die Sonne umläuft. Somit gilt der als mittlere Anomalie angegebene Winkel nur zu einem bestimmten Zeitpunkt, der Epoche der Bahnelemente.
Parameter G beschrieben. Die Unsicherheit U, eine logarithmische Skala von 1 - 9, gibt die Genauigkeit der Bahnelemente an. Kleine Werte bedeuten eine große Genauigkeit der Bahnelemente. Außerdem findet man in den Bahnelementen Angaben darüber, wer die Bahnelemente berechnet hat und auf welches Äquinoktium sie sich beziehen.
Durch Gravitationsstörungen der Planeten ändern sich ständig die Bahnelemente der Kleinplaneten. Wenn man einen Kleinplaneten erfolgreich beobachten möchte, sind deshalb aktuelle Bahnelemente zur Berechnung einer genauen Ephemeride erforderlich ! Aktuelle Bahnelemente aller Kleinplaneten kann man direkt vom Minor Planet Center (MPC) [1] oder vom Lowell - Observatorium [2] in den USA beziehen. Wenn man nur für ausgewählte Objekte aktuelle Bahnelemente benötigt, besteht die Möglichkeit, den Minor Planet Ephemeriden Service [1] des MPC zu nutzen. Als Beispiel soll uns der Kleinplanet mit der provisorischen Bezeichnung
1991YM1 dienen, mit dem wir die Vorbereitung, Durchführung und Auswertung einer Positionsbeobachtung anschaulich darstellen wollen. Die aktuellen Bahnelemente des Kleinplaneten, wie sie das Programm Astrometrica [3] darstellt, sind folgende.
3. Vorbereitung einer Kleinplanetenbeobachtung
Zur Vorbereitung einer Kleinplanetenbeobachtung ist es erforderlich, eine Ephemeride mit den aktuellen Bahnelementen zu berechnen. Daraus kann man sich für die Beobachtung wichtige Angaben, wie die Rektaszension, die Deklination, die Helligkeit und die Eigenbewegung des Kleinplaneten, entnehmen.
Mit einem Planetariumsprogramm, zum Beispiel Guide[4], Easy Sky[5] oder The Sky[6], kann eine Ephemeride, aber auch eine Aufsuchkarte, angefertigt werden. Es hat sich als günstig erwiesen, daß die Aufsuchkarte etwa das doppelte
Abb. 2: Bahnelemente eines Kleinplaneten
Abb. 3: Bahnelemente der Kleinplaneten 1991YM1 [3]
Zusätzlich werden noch die folgenden Angaben veröffentlicht : Die Umlaufzeit P wird in Jahren angegeben. Der Parameter H gibt die absolute Helligkeit eines Kleinplaneten an. Daraus lassen sich Rückschlüsse auf die Größe eines Kleinplaneten ziehen. Der Fehler der absoluten Helligkeit wird durch den
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Gesichtsfeld von Fernrohr + CCD zeigt. Dieser Beitrag beschränkt sich auf das Programm Guide 7. Die Tabelle 1 zeigt die Ephemeride für den Kleinplaneten 1991 YM1 und die Abbildung 4 eine Aufsuchkarte für den 9. März 1996. Das Programm enthält ein ausführliches Archiv von Bahnelementen, das hinreichend genau für die Beobachtung von numerierten Kleinplaneten ist. Wer provisorisch bezeichnete Kleinplaneten beobachten möchte, kann mit den Minor Planet Ephemeridenservice [1] die Bahnelemente ausgewählter Kleinplaneten aktualisieren.
4. Durchführung einer Kleinplanetenbeobachtung
Das System Teleskop + CCD - Kamera muß mindestens eine Auflösung von ca. 2 - 3 Bogensekunden pro Pixel aufweisen. Mehr Brennweite bedeutet eine höhere Auflösung und damit im allgemeinen eine bessere Meßgenauigkeit. Dem widerspricht aber ein möglichst großes Gesichtsfeld, um neben dem Kleinplaneten auch eine ausreichende Anzahl von Referenzsternen abzubilden. Eine kleine Brennweite bedeutet ein großes Gesichtsfeld.
Außerdem ist auf ein gutes Signal / Rausch - Verhältnis des Kleinplaneten zu achten. Die Wahl der Belichtungszeit ist ein Kompromiß zwischen einem guten Signal / Rausch - Verhältnis und einer noch punktförmigen Abbildung des Kleinplaneten. Nach unseren Erfahrungen genügen bei Kleinplaneten der Hauptgruppe Belichtungszeiten zwischen ein bis maximal fünf Minuten. Zum Aufsuchen eines Kleinplaneten am Sternenhimmel werden die Teilkreise oder eine Computersteuerung des Teleskops benutzt. Für die Kontrolle ist die vorab erstellte Aufsuchkarte nützlich.
Datum
Zeit Rektaszension Deklination
UT
in h / min d in Grad / '
1996 03 04 00 1996 03 05 00 1996 03 06 00 1996 03 07 00 1996 03 08 00 1996 03 09 00 1996 03 10 00 1996 03 11 00 1996 03 12 00 1996 03 13 00 1996 03 14 00
09 43.29 09 42.58 09 41.89 09 41.23 09 40.59 09 39.98 09 39.40 09 38.84 09 38.32 09 37.83 09 37.36
+19 23.5 +19 27.5 +19 31.2 +19 34.7 +19 38.1 +19 41.2 +19 44.1 +19 46.7 +19 49.2 +19 51.4 +19 53.5
Tab.1: Ephemeride des Kleinplaneten 1991YM1
Helligkeit In mag
16.4 16.4 16.5 16.5 16.5 16.5 16.6 16.6 16.6 16.7 16.7
Entfernung zur Sonne r
2.142 2.143 2.144 2.145 2.146 2.147 2.148 2.149 2.150 2.151 2.152
Entfernung zur Erde
1.193 1.198 1.203 1.209 1.215 1.221 1.228 1.234 1.241 1.248 1.255
Bewegung in "/min
0.46 0.44 0.42 0.40 0.39 0.37 0.35 0.33 0.31 0.29 0.27
Abb. 4: Aufsuchkarte des Kleinplaneten 1991YM1 [4]
In einer Beobachtungsnacht sollte man mindestens zwei, besser drei Aufnahmen eines Kleinplaneten in einem ausreichenden Zeitabstand anfertigen, so daß man eindeutig die Bewegung des Objekts verfolgen kann. Mehr Aufnahmen eines Kleinplaneten pro Beobachtungsnacht sind nur bei Erdbahnkreuzern sinnvoll! Der Zeitpunkt des Aufnahmebeginns muß mit einer DCF - kontrollierten Uhr auf eine Sekunde genau bestimmt werden. In einer Neumondperiode reichen zwei Beobachtungsnächte pro Kleinplanet aus.
Der zur Beobachtung anvisierte Kleinplanet sollte während seiner Opposition beobachtet werden. Ungünstig sind Beobachtungen, die in den Umkehrpunkten der Oppositionsschleife liegen. In dieser Zeit ist die Eigenbewegung zu klein.
Es wird sich daher ein Kompromiß zwischen der Pixelauflösung und der Feldgröße ergeben. Nach unseren Erfahrungen kann ab einer Feldgröße von ca. 10 x 10 Bogenminuten sinnvoll astrometriert werden.
Zur weiteren Bildbearbeitung der Aufnahmen ist nur eine Flatfield- und Dunkelbildkorrektur erforderlich. Eine weitere Bildbearbeitung darf nicht erfolgen!
Die Abbildung 5 zeigt ein Komposit aus drei Aufnahmen, die am 9.3.1996 an einem 180/1600 mm Refraktor in der
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beschäftigen wollen, können beide Kataloge direkt von der VdS - Fachgruppe ,,Kleine Planeten" beziehen.
Das Programm Astrometrica bietet die Funktion eines automatischen Blinkkomperators zum Auffinden des Kleinplaneten. Zur weiteren Auswertung ist es erforderlich, dem Programm die aktuellen Bahnelemente des Kleinplaneten zur Verfügung zu stellen. Nützlich ist dazu das Programm ,,elemconv", das zu Astrometrica mitgeliefert wird.
Abb. 5: Komposit aus 3 Aufnahmen des Kleinplaneten 1991YM1
Volkssternwarte Drebach angefertigt wurden. Mit einer SBIG ST-6 CCD Kamera entstanden drei Aufnahmen des Kleinplaneten 1991 YM1 zwischen 19.13 UT und 21.17 UT. Die Belichtungszeit betrug jeweils 180 Sekunden.
5. Auswertung einer Kleinplanetenbeobachtung
Zur Auswertung von Kleinplanetenaufnahmen kann man verschiedene Programme, wie zum Beispiel Astrometrica [3], Charon [4] und Computer-Aided Astrometry [7], verwenden. Dieser Beitrag beschränkt sich auf Astrometrica 3.25.
Außerdem ist zur Auswertung ein Sternkatalog wie der GSC [8], der ACT [9] oder der USNO A2.0 [9] erforderlich. Der GSC, der auf 2 CD - ROM vorliegt, enthält ca. 15 Millionen Sterne. Dagegen besteht der ACT nur aus ca. 1 Million Sterne, aber mit einer sehr hohen Genauigkeit ! Auf 11 CD - ROM ist der USNO A2.0 Sternkatalog erhältlich, welcher 526 Millionen Sterne beinhaltet. Nach unseren Erfahrungen genügt der GSC - Katalog, der aber nur in der überarbeiteten Version 1.2 benutzt werden sollte. Bei kleinem Gesichtsfeld hilft oft nur der USNO A2.0. Sternfreunde, die sich ernsthaft mit der Astrometrie
Nun kann man zur eigentlichen Auswertung übergehen. Zu Beginn ist es notwendig, die Bahnelemente des auszuwertenden Kleinplaneten zu laden. Anschließend wird die zu vermessende Aufnahme ausgewählt. Im ,,Meß- Menü" wählt man den Unterpunkt ,,Referenzsterne auswählen". Danach, wie in der Abbildung 6 zu sehen, wird in der rechten Bildhälfte die CCD - Aufnahme und in der linken Bildhälfte der maßstabsgetreue Ausschnitt des verwendeten Sternkatalogs dargestellt. Man sollte mehr als 6 Referenzsterne auswählen, die den Kleinplaneten umschließen. Dabei ist darauf zu achten, daß die ausgewählten Sterne ein gutes Signal/ Rausch - Verhältnis auf der Aufnahme aufweisen. Es dürfen keine Doppelsterne oder ,,überbelichtete" Sterne verwendet werden.
Abb. 6: Auswahl der Referenzsterne mit dem Programm Astrometrica [3]
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Ist die Auswahl der Referenzsterne abgeschlossen, geht man zur eigentlichen Messung über. Im ,,Meß- Menü" gibt es hierfür zwei Möglichkeiten. Die erste Möglichkeit beschränkt sich nur auf die Positionsbestimmung. Als zweite Möglichkeit kann man die Position und die Helligkeit eines Kleinplaneten bestimmen. Ist die Messung abgeschlossen, werden in einem Statusfenster die Meßergebnisse dargestellt. Diese müssen kritisch geprüft werden ! Die mittleren Fehler der Messung sollten nicht größer als 0,25 Bogensekunden sein ! Gegebenenfalls ist es erforderlich, andere Referenzsterne auszuwählen und die Messung zu wiederholen. Die Meßergebnisse werden in der Datei ,,creport.txt" festgehalten. Die Beobach-
Abb. 7: Beobachtungsreport zum Kleinplanet 1991YM1 [3]
Zeit der Aufnahme: 1996 03 09.80128
Objekt
RA
Center 1 A 1050.06101628 2 A 1050.06100965 3 A 1050.06100856 4 A 1050.06099226 5 A 1050.06098944 6 A 1050.06098163 7 A 1050.06099117 8 A 1050.06098321 9 A 1050.06101440 1991YM1
09 39 35.00 09 40 04.35 09 39 52.07 09 39 50.51 09 39 24.33 09 39 19.79 09 39 06.41 09 39 22.62 09 39 09.32 09 40 00.69 09 39 30.84
RA / "
-0.1 -0.1 +0.0 +0.2 +0.0 -0.3 +0.0 +0.1 +0.1 -2.9
DE
+19 41 24.5 +19 41 50.3 +19 41 36.9 +19 40 46.4 +19 37 02.8 +19 39 23.5 +19 38 49.7 +19 42 49.6 +19 44 16.3 +19 45 48.7 +19 43 29.4
DE / "
+0.1 +0.2 -0.1 -0.1 -0.2 +0.2 +0.1 -0.1 -0.1 -0.1
Mittlere Fehler: RA = 0.11" · DE = 0.12" · mag = 0.11 mag
Mag
16.25 13.28 15.63 16.13 14.19 13.24 13.81 15.99 15.06 16.48
mag
-0.25 +0.28 +0.13 +0.03 -0.01 -0.06 +0.11 -0.11 -0.04
Tab.2: Statusfenster mit den Ergebnissen der einzelnen Messung
tungsergebnisse liegen in dieser Datei in einem international standardisiertem Format vor. Im Kopf der Datei finden sich Angaben zum Beobachter, zur Sternwarte, der verwendeten Teleskope und des zur Auswertung verwendeten Sternkatalogs. Die eigentlichen Positionen liegen verschlüsselt vor. Von links nach rechts sind Angaben zur Objektbezeichnung, zur Beobachtungsart, zur Beobachtungszeit, zur Rektaszension, zur Deklination, zur Helligkeit und zum Stationscode zu finden. Genauere Angaben zum Format von Positionsbeobachtungen finden sich unter [10]. Die Meßergebnisse der Datei ,,creport. txt" schickt man per E-Mail an das MPC (mpc@cfa.harvard.edu). Mit der ersten Positionsmeldung, welche die geografische Länge l und Breite j sowie die Höhe
über NN beinhalten muß, erhält man einen Stationscode der IAU.
Die Positionsbeobachtungen werden monatlich in den Minor Planet Circularen (MPC's) publiziert. Beobachtungen von provisorisch bezeichneten Kleinplaneten finden sich in den täglich erscheinenden Minor Planet Electronic Circularen (MPEC's).
6. Welche Kleinplaneten können sinnvoll beobachtet werden ?
Als Anfänger hat man meist Schwierigkeiten bei der Zusammenstellung des eigenen Beobachtungsprogramms. Woher bekommt man Informationen, von welchen Kleinplaneten Beobachtungen erwünscht sind? Nachfolgend werden einige nützliche
Informationsquellen genannt. Das Minor Planet Center veröffentlicht jeden Monat aktuelle Listen mit kritischen, ungewöhnlichen und entfernten Kleinplaneten. In die Liste der kritischen Kleinplaneten werden numerierte Objekte aufgenommen, die über einem längeren Zeitraum nicht beobachtet wurden. Zu den ungewöhnlichen Kleinplaneten zählen Objekte wie Atens, Apollos und Amors. Die Liste der entfernten Kleinplaneten enthält Objekte, die sich jenseits der Saturnbahn um die Sonne bewegen. Viele Objekte in den oben genannten Listen sind zu schwach, um sie mit Amateurmitteln zu beobachten ! Deshalb finden Sie eine Auswahl der beobachtbaren Objekte in den Beobachtungshinweisen der deutschen Kleinplanetenseite [10] bzw. in gekürzter Form im Rundbrief der VdS - Fachgruppe
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,,Kleine Planeten". Im Internet gibt es weitere Möglichkeiten, sein eigenes Beobachtungsprogramm zu erstellen. Das Minor Planet Center [1] bietet auf seinen Internetseiten den ,,Obsplanner" an. Diesen Service kann man nutzen, wenn man einen Stationscode besitzt und sich dafür registriert hat. Wer sich für die Beobachtung von neuentdeckten Erdbahnkreuzern, von denen zur Bahnberechnung noch weitere Positionsbeobachtungen gesucht werden, interessiert, dem ist die ,,NEO - Confirmationsseite" [1] des MPC zu empfehlen. Eine weitere Informationsquelle ist das Astrofaxzirkular [11], in dem auf interessante Kleinplaneten hingewiesen wird.
7. Epilog
Wir laden Sie zur Beobachtung von Kleinplaneten ein ! Viele Sternfreude aus der Fachgruppe ,,Kleine Planeten" sind inzwischen bei der Numerierung von Kleinplaneten mit wichtigen Positionsbeobachtungen beteiligt. Der Kleinplanet 1991 YM1 ist mittlerweile der 7655. im Sonnensystem und trägt den Namen des großen Rechenmeisters Adam Ries.
Einige Sternfreunde haben inzwischen auch neue Kleinplaneten entdeckt und numeriert! Ihre Vorschläge für den zukünftigen Namen wurden vom MPC akzeptiert. Das sollte Anreiz genug sein, sich mit diesem interessanten Gebiet in der Amateurastronomie zu beschäftigen. Die Tabelle 3 gibt Ihnen Auskunft über aktive Amateursternwarten auf dem Gebiet der Astrometrie von Kleinplaneten.
Wer sich über Aktivitäten der Beobachtung von Kleinplaneten informieren wollen, können Sie sich in der deutschen Kleinplanetenmailingliste [12] anmelden bzw. daran teilnehmen.
Literatur
[1] MPC: WWW - Seiten, http://cfawww.harvard.edu/cfa/ps/mpc.html
[2] Lowell Observatory: WWW - Seiten, http://asteroid.lowell.edu
[3] Raab, H.: Astrometrica, Schrammlstraße 8, A-4050 Traun
[4] Gray B.: Guide / Charon, http://www.projectpluto. com
[5] Busch, M.: Easy Sky, http://www.easysky.de/ [6] Intercon Spacetec: The Sky (deutsche Version),
Gablinger Weg 9a, 86154 Augsburg [7] Rogers, J.: Computer-Aided Astrometry, P.O.
Box 1814, Camarillo, CA 93011-1844 / U.S.A. [8] The Astronomical Society of the Pacific: GSC,
390 Ashton Ave., San Francisco, CA 94112 [9] US Naval Observatory: ACT / USNO 2.0,
http://www.usno.navy.mil/ [10] Lehmann, G.: Kleinplanetenseiten,
http://www.freiepresse.de/home/gele/index.htm [11] Jahn, J.: Astro Fax Zirkular, Neustädter
Straße 11, 29389 Bodenteich [12] Knöfel, A.: Kleinplanetenmailingliste,
http://www.egroups.com/group/kleinplaneten/ info.html
Sternwarte Volkssternwarte Drebach Privatsternwarte H. Beuchat Privatsternwarte N. Ehring Eschenberg Sternwarte Stuttgart - Hoffeld Privatsternwarte E. Meyer / E. Obermair Wilhelm Förster Sternwarte Privatsternwarte E. Jung Starkenburg Sternwarte Privatsternwarte W. Bickel Privatsternwarte Turtel Star Observatory Privatsternwarte M. Buck Walter Hohmann Sternwarte Privatsternwarte D. Husar Privatsternwarte U. Borcheld Privatsternwarte S. Gebhard
Ort Drebach Giesing Bornheim Winterthur / Schweiz Stuttgart Davidschlag / Österreich Berlin Marl Heppenheim Bergisch Gladbach Mülheim - Ruhr Hamburg - Georgswerder Essen Hamburg - Himmelsmoor Detmold Dresden
Tab.3: Aktive Sternwarten im deutschsprachigen Raum
IAU - Code 113 116 127 151 153 540 44 605 611 621 628 631 636 637 638 639
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Beobachtungshinweise: Kleinplaneten bei Messier - Objekten
von Jens Kandler
In dieser Ausgabe soll auf Konjunktionen von Kleinplaneten mit Messierobjekten hingewiesen werden. Es ist eine schöne Beobachtungsaufgabe, vor allem für Neulinge auf dem Gebiet der Kleinplanetenbeobachtung.
Einen besonderen Hinweis verdient der Kleinplaneten (707) Steina, welcher sich vom 12. - 18.12.2000 durch die Plejaden bewegt. Eine Aufsuchkarte des Kleinplaneten ist in Abbildung 1 zu sehen. Sie wurde mit dem Programm Guide erstellt.
Die Tabelle 1 weist auf weitere Konjunktionen von Kleinplaneten mit Messier Objekten hin. Zur Berechnung der Daten wurde das Programm MPCONG von S. Foglia/Serafino Zani Observatory (Italien) genutzt. Die Tabellen beschränken sich auf Kleinplaneten, die heller als 15.0 mag werden. Weitere Konjunktionen von Kleinplaneten mit nichtstellaren
Objekten finden sich unter http://www. freiepresse.de/home/gele/ aktuell.htm. Berichte und Aufnahmen von erfolgreichen Beobachtungen können Sie an den Redakteur dieser Seiten schicken.
Abb. 1: Kleinplanet (707) Steina in M45
Datum JJJJ MM DD 2000 8 29 2000 9 1 2000 9 8 2000 9 10 2000 9 12 2000 9 14 2000 9 16 2000 9 18 2000 9 20 2000 9 20 2000 9 22 2000 9 22 2000 9 24 2000 9 24 2000 9 26 2000 10 21 2000 10 29 2000 10 31 2000 12 4 2000 12 6 2000 12 13 2000 12 15 2000 12 16 2000 12 18 2000 12 20 2000 12 20 2000 12 22 2000 12 22 2000 12 24 2000 12 24 2000 12 26 2000 12 26 2000 12 26 2000 12 28
Kleinplanet No. Name 372 Palma 4547 Massachusetts 989 Schwassmannia 989 Schwassmannia 989 Schwassmannia 989 Schwassmannia 989 Schwassmannia 989 Schwassmannia 989 Schwassmannia 1987 Kaplan 989 Schwassmannia 1987 Kaplan 989 Schwassmannia 1077 Campanula 1077 Campanula 391 Ingeborg 895 Helio 895 Helio 372 Palma 372 Palma 707 Steina 707 Steina 412 Elisabetha 412 Elisabetha 412 Elisabetha 552 Sigelinde 534 Nassovia 552 Sigelinde 534 Nassovia 552 Sigelinde 534 Nassovia 552 Sigelinde 1008 LaPaz 1008 LaPaz
V in mag
11,9 15 15 14,9 14,9 14,8 14,8 14,7 14,7 14,3 14,6 14,3 14,6 14,4 14,3 10,6 12,6 12,6 11 11 14,6 14,7 13,7 13,8 13,8 14,8 14,1 14,7 14,1 14,7 14 14,7 14,6 14,6
Tab. 1: Begegungen von Kleinplaneten mit Messier - Objekten
Abstand in Grad
0,4 0,2 0,3 0,3 0,3 0,3 0,2 0,2 0,1 0,3 0,2 0,4 0,3 0,3 0,4 0,1 0,4 0,3 0,3 0,3 0,2 0,3 0,3 0,1 0,2 0,4 0,4 0,2 0,2 0,1 0,3 0,3 0,3 0,3
Messier - Objekt
NGC1039/M-34 NGC628/M-74 NGC598/M-33 NGC598/M-33 NGC598/M-33 NGC598/M-33 NGC598/M-33 NGC598/M-33 NGC598/M-33 NGC650/M-76 NGC598/M-33 NGC650/M-76 NGC598/M-33 NGC628/M-74 NGC628/M-74 NGC628/M-74 NGC1039/M-34 NGC1039/M-34 NGC650/M-76 NGC650/M-76 M45 M45 NGC1068/M-77 NGC1068/M-77 NGC1068/M-77 NGC2682/M-67 NGC2632/M-44 NGC2682/M- 67 NGC2632/M-44 NGC2682/M-67 NGC2632/M-44 NGC2682/M-67 NGC1912/M-38 NGC1912/M-38
Elong. in Grad
102,6 130,3 129,4 131,1 132,8 134,6 136,3 138,1 139,9 122,3 141,7 123,3 143,5 152,7 154,9 174,6 150,1 151,4 134,9 133,8 158,4 156,1 132,2 130,2 128,3 136,1 142,9 138,3 145,1 140,5 147,4 142,7 163,7 162
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Beobachtung der
H-Emissionslinie
im System VV Cep
von Ernst Pollmann
bei der Bedeckung 1997-99
Aus Sicht des Veränderlichen-Beobachters ist eines der interessantesten Bedeckungsereignisse der letzten Jahre zu Ende gegangen. Es handelt sich um die Bedeckung des langperiodischen Doppelsternsystems VV Cep. Ein Ereignis mit einer periodischen Wiederkehr von etwa 20 Jahren. Bestenfalls drei bis viermal im Leben haben hier Astronomen die seltene Gelegenheit, einen im wahrhaften Sinne des Wortes gigantischen Vorgang eines himmelsmechanischen Prozesses zu beobachten.
Die Bedeckungsereignisse von VV Cep der vergangenen Jahrzehnte, beginnend mit der ersten spektroskopischen Beobachtung 1935-36 durch V. Goedicke, waren aus spektroskopischer Sicht ausschließlich der professionellen Forschung vorbehalten. Vor allem die Arbeiten von Kawabata, Saijo, Saito und Sato (University of Tokyo) in Publ. Astron. Soc. Japan 33, S.177-188 sowie von Möllenhoff und Schaifers (Landessternwarte Heidelberg) in Astron. Astrophys. 64, S.253-258 führten trotz unterschiedlicher Methodologie zu nahezu gleichen Ergebnissen, auf deren Grundlage die heute als gesichert anerkannten systemspezifischen Merkmale wie beispielsweise die Bahn- und Massenverhältnisse abgeleitet worden sind.
Das System VV Cep (Abb. 1) setzt sich zusammen aus einem roten Riesen und einem kleinen blauen Begleiter, wobei beide mit einer ungewöhnlich langen Periode von 20.34 Jahren einander umkreisen. Heute werden die Massen für
den roten Riesen und für den blauen Begleiter mit jeweils 20 Sonnenmassen angegeben, wobei der Riesenstern einen etwa 1900 mal größeren Durchmesser als unsere Sonne besitzt. Auf eine weitere Darlegung systemspezifischer Merkmale von VV Cep soll hier bewußt verzichtet werden. Die o.g. Arbeiten, sowie ein ausführlicher Beitrag von U. Bastian (Astr. Recheninstitut Heidelberg) in SuW 12/1996, S.919-924 seien dem interessierten Leser zur Vertiefung empfohlen.
Die klassische Form der Veränderlichenbeobachtung in der Amateurastronomie hat unbestritten in vielen Bereichen der astronomischen Forschung wertvolle Beiträge einbringen können. Hierzu zählen im Besonderen die visuelle, die fotografische wie auch die photoelektrische Helligkeitsmessungen der verschiedensten Veränderlichentypen. Amateure mit spektroskopischen Ambitionen sind dagegen erst seit einigen wenigen Jahren in der Lage, wissenschaftsrelevante Beiträge der professionellen astronomischen Forschung anzubieten. Die immer leistungsfähiger werdenden CCD-Kameras haben hieran wohl den entscheidensten Anteil. Ihre hohen individuellen spektroskopischen Empfindlichkeitsfunktionen eröffnen dem Amateur durchaus Möglichkeiten, Ergebnisse zu erarbeiten, die seitens der Fachastronomie z. T. sogar angefordert
Abb. 1: Modell des spektroskopischen Doppelsternsystems VV Cep
werden. D. h., daß auch auf spektroskopischem Gebiet, vor allem in der Veränderlichenforschung eine ähnliche Form der Mit- bzw. Zusammenarbeit möglich erscheint, wie es beispielsweise auf dem Sektor des Lichtwechselverhaltens seit Jahrzehnten üblich ist. Wie aus den bisherigen Untersuchungen bekannt ist, liefert die H-Emission im Gesamtspektrum von VV Cep wichtige Daten im Hinblick auf die Umlaufbewegung der B-Komponente und ihrer H-emittierenden Akkretionsscheibe. Während der B-Stern mit dieser Scheibe langsam hinter der Primärkomponente verschwindet bzw. wiedererscheint, bieten sich gute Gelegenheiten zur genauen Untersuchung der Ein- und Austrittsphasen der Bedeckung.
Akkretionsscheiben spielen bei vielen astrophysikalischen Vorgängen eine wichtige Rolle. Beispielsweise in den Kernen aktiver Galaxien, bei der Entwicklung von Protosternen oder in kataklysmischen Veränderlichen. Die Spektren der Scheiben verraten den Astronomen, daß ihre Temperaturen von außen nach innen abnehmen, wobei die Balmerlinien in den äußeren Teilen der Scheibe als Emissionslinien sichtbar werden und Dopplerverschiebungen in den Linien über die Strömungsverhältnisse der Scheibe Auskunft geben.
Bereits 1935/36 fanden sich in Spektrogrammen der University of Michigan zahlreiche Absorptionslinien in dem gemeinsamen Spektrum des Sternsystems, die zu anderen Zeiten nicht vorhanden waren. Man erkannte sehr bald, daß diese Linien darauf zurückzuführen sind, wenn das Licht des blauen Begleiters durch die äußeren dünnen Schichten des Überriesen fällt, sie aber wegen ihrer Art und Stärke in einem wesentlich heißeren Gas entstehen, als es an der Oberfläche eines M2-
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Riesensterns existiert. Außerdem waren diese Linien in den Spektrogrammen vorhanden, als in einer Lichtkurve von einer Bedeckung noch überhaupt nichts zu erkennen war. VV Cep war der erste Überriese, dem man auf Grund dieser Beobachtungsbefunde eine heiße, dünne Schicht - eine Chromosphäre - über der eigentlichen Sternoberfläche zuschreiben konnte. Eine Entdeckung übrigens, wie es sie danach auch bei dem langperiodischen Bedeckungssystem z Aur gelungen ist.
Vom Unterzeichner ist zur Beobachtung des Bedeckungsvorganges 1997-99 ein Spiegel-Prismen-Spektrograph vom Typ Maksutov mit 100 mm Öffnung und 1000 mm Brennweite mit einem Flintglasprisma von 30 Grad brechendem Winkel verwendet worden. Dieser Spektrograph liefert in Kombination mit der CCDKamera 14SC von OES (Dr. Fleischmann) bei Ha eine Dispersion von 5,5 Å/Pixel und bildet dabei insgesamt den Spektralbereich von 5300-8700 Å ab (Abb. 2). Seit Juli 1996 konnten mit diesem Instrument auf der Arbeitssternwarte der Vereinigung der Sternfreunde Köln in der Nähe von Leverkusen über 120 Spektren aufgenommen werden. Bei einer visuellen scheinbaren Helligkeit von etwa 4,9 mag, betrugen die Belichtungszeiten im Mittel etwa 4 Minuten mit einem Sättigungsgrad von 70-80% des Gesamtdynamikbereiches des CCDChips, wobei auf Grund seiner geringen lichtempfindlichen Fläche von nur 6,4 x 4,8 mm, jeweils nur ein kleiner spektraler Abschnitt des Gesamtspektrums
Abb. 2: CCD-Rohspektrum von VV Cep
erfaßt wird. Zwischen der Aufnahme eines Rohspektrums und dem Erhalt der Äquivalentbreite, in der im Intensitätsscan (Abb. 3) Linienstärken üblicherweise angegeben werden, liegen umfangreiche und zeitintensive Reduktionsverfahren mit dem Ziel der Kontinuumnormierung und Wellenlängenskalierung der Dispersionsachse. Die starken tellurischen Absorptionsbanden des Wasserdampf und des Sauerstoff sind hier 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 W, in der Linienstärken üblicherweise angegeben werden, betrug 6 nm bezogen auf die Linienmitte (H = 656,3nm). Die Berechnung der Äquivalentbreite wurde standardmäßig durchgeführt nach
W = Linie(1-I(2)/Ic(2)) x d
mit Ic(2) der Kontinuumintensität bei der Wellenlänge und I() der Intensität im Spektrum bzw. in der Linie bei der gleichen Wellenlänge . Das heißt also, daß bei der Linienintegration die Intensität immer auf die lokale Kontinuumintensität bezogen wird. Im allgemeinen ist die Kontinuumintensität nicht konstant, sondern vielmehr eine Funktion der Wellenlänge und muß daher vorher (interaktiv) bestimmt werden. Eine lineare Funktion ist für kleinere Wellenlängenabschnitte meist ausreichend. Für eine Kontinuumanpassung
des ganzen Spektrums sind jedoch Polynom- oder Splinefunktionen vorzuziehen.
In Abb. 4 ist die H-Emission (der Indikator für die Existenz der Akkretionsscheibe) in ihrem Zeitverhalten dargestellt. Danach hat die Scheibenbedeckung durch den M2-Überriesen Anfang März 1997 bei etwa JD 2450510 begonnen. Die sich anschliesende Phase der Totalbedeckung von JD 2450639 bis 2451013 übertraf mit 374 Tagen Dauer die von Saito 1976-78 beobachtete Totalitätsphase von 320 Tagen um 54 Tage.
Neben den Daten der Gesamtbedeckung sowie der Totalitätsphase verdient das H-Emissionsverhalten außerhalb der Bedeckung eine ebensolche Beachtung. Auffällig ist, daß in diesen Zeitabschnitten die Emissionstärke offensichtlich beachtlichen Schwankungen unterlegen ist. Der Grund dafür ist vermutlich, daß der Materieabfluß vom M-Überriesen zum BStern keineswegs ein konstanter, gleichmäßiger Prozeß ist. Ebenso sind Dichteund Temperaturschwankungen in der Scheibe selbst nicht auszuschließen. Außerdem ist daran zu denken, daß bei dem Überriesen eine halbregelmäßige Pulsationsperiode von 118 Tagen gefunden wurde, deren Auswirkung auf den Massenstrom zum B-Stern auch noch nicht völlig geklärt ist. Aus diesem Grunde ist es wichtig, die Stabilität des Spektrographen in Betracht zu ziehen. Da die H-Emission in diesem Sternsystem als Indikator für die Existenz der Akkretionscheibe des BSterns anzusehen ist, liegt der Verdacht nahe, daß nur Prozesse in den Scheibenbereichen des Systems dafür die Ursache sein können. Die Entstehung der HII-Scheibe um den B-Stern wird durch Massenüberfluß vom M2-Begleitstern auf den B-Stern erklärt. Ist dieser Massenüberfluß variabel, kann es zu erheblichen Störungen in der Scheibe kommen. V/R-Messungen von Kawabata u.a. während der Bedeckung 1976-78 führten zu der Überlegung, daß die Dichteverteilung in der Scheibe nicht als gleichförmig angesehen werden kann. Auf Grund ihrer Gegenuhrzeigerdrehung führen erhöhte Dichten auf der linken Scheibenseite zu mehr Strahlungsfluß als auf der rechten Seite. Bei genauer Betrachtung des Zeitverhaltens
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Abb. 3: Wellenlängenscallierte Scannung des Rohspektrums (Abb. 2)
Abb. 4: H-Zeitverhalten von Juli `96 bis März 2000
der Emissionstärke in der Abbildung 4 ist zu erkennen, daß sie beim Verschwinden des linken Scheibenbereichs hinter dem M-Stern (in dieser Situation wird mehr und mehr der rechte Scheibenrand erfaßt) im Mittel bei 11 Å, und beim Hervortreten des linken Scheibenbereiches (der rechte Bereich ist noch verdeckt) im Mittel bei 17 Å liegt.
Die montierungsfeste Installation des Spektrographen in der Sternwarte, wie auch die große Nähe zum Wohnort des Unterzeichners ermöglichen eine Beobachtungsdichte, wie sie für derartige Langzeitstudien wünschenswert ist. Die Fortführung dieser interessanten und reizvollen Beobachtungsaufgabe, das Zeitverhalten der Akkretionsscheibe weit außerhalb der Bedeckung mehrere
Jahre hinweg zu verfolgen, steht demzufolge außer Frage.
Eine Einführungsschrift zur Astro-Spektroskopie
Das Projekt ,,Einführungsschrift AstroSpektroskopie" der Fachgruppe Spektroskopie zielt primär darauf ab, Einsteigern und Freunden der Spektroskopie eine erste Orientierung im Spezialgebiet der Astrospektroskopie anzubieten. Die Komplexität dieser Methode der Analyse des Lichtes der Sonne und der Sterne erscheint dem Anfänger oftmals als abschreckende Hürde mit vielerlei Hindernissen. Zur Beseitigung dieser voreingenommenen Hemmschwelle erschien es der Fachgruppe Spektroskopie dringend geboten, eine Übersichtsschrift zu verfassen, die einen ,,angstfreien" Einstieg in dieses Sachgebiet ermöglicht.
Das Projekt ist realisiert worden unter ausschließlicher Mitarbeit kompetenter
Mitglieder der Fachgruppe und garantiert somit das Niveau der Allgemeinverständlichkeit der verschiedenen Kapitel. Inhaltlich setzt sich die Einführungsschrift mit seinen zwölf Abschnitten wie folgt zusammen:
1. Einleitung 2. Die FG SPEKTROSKOPIE 3. Geschichte der Spektroskopie 4. Der Spektrograph 5. Entstehung eines Spektrums 6. Spektralklassifikation 7. Spektrenphysik 8. Objekte 9. Spektrographenselbstbau 10. Die CCD-Kamera 11. Auswertung von Spektren 12. Literatur
Der Umfang der Einführungsschrift liegt gegenwärtig bei ca. 100 DIN A4 Seiten wobei beabsichtigt ist, die Bindung flexibel zu gestalten um künftige Erweiterungen bzw. Ergänzungen problemlos vornehmen zu können. Die derzeitige Planung sieht die Herausgabe im Sommer 2000 vor. Der Einzelpreis eines Exemplars beträgt 5,50 DM.
Sollten Sie an weiteren Informationen interessiert sein oder gar eine Bestellung aufgeben wollen, so wenden Sie sich bitte an:
Ernst Pollmann Charlottenburgerstraße 26c 51377 Leverkusen Telefon: 0214-91829 eMail: pollmann@aol.com
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BAV - Fachgruppe Veränderliche der VdS
von Werner Braune
Die BAV entstand durch die Veränderlichenbeobachtungen zweier eifriger junger Sternfreunde am 7.März 1950 in Berlin-Treptow als Berliner Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne. Das Gründungsprotokoll wurde von 12 Mitgliedern unterschrieben. Damit hatten wir in diesem Jahr unser 50jähriges Jubiläum. Etwas davon wird anläßlich unserer zweijährigen BAV Tagung für Amateure mit Veränderlichen-Interesse vom 15.- 17.September in Sonneberg, dem langjährigen wissenschaftlichen Zentrum der Veränderlichenbeobachtung, nachklingen.
Heute betreuen wir über 220 Mitglieder zumeist in Deutschland; aber auch im benachbarten Ausland. Treffen gibt es
anläßlich der BAV Mitgliederversammlungen als BAV Tagungen zusammen mit Fachastronomem zweijährig. Jährlich haben wir Mitte Mai ein familiäres Traditionstreffen in Hartha, Sachsen. Der dort vor über 25 Jahren entstandene Arbeitskreis Veränderliche Sterne in der DDR ist nach der Vereinigung Deutschlands mit der BAV als nun Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne e.V. (BAV) verschmolzen.
VdS-Fachgruppe Veränderliche sind wir seit 1982. Jeder an Veränderlichen interessierte Sternfreund kann von uns Unterlagen zur Veränderlichenbeobachtung erhalten und für 30 DM im Jahr gern Mitglied werden. Hierfür gibt es vier BAV Rundbriefe mit insgesamt ca.
180 Seiten Informationen über alle Bereiche der Veränderlichen und vor allem das Vorhersagen Circular aller vorhersagbaren Veränderlichen der BAV Programme: Bedeckungsveränderliche, RR Lyrae Sterne und Mirasterne. Halbund Unregelmäßige lassen sich nicht vorher sagen, gehören aber zum BAV Programm. Jede Beobachtungstechnik wird unterstützt.
Auswertung
visueller Lichtkurven
von Werner Braune
In diesem Beitrag bringe ich die versprochene Auswertung der Lichtkurve des in Stufen abgeleiteten Minimums eines Bedeckungsveränderlichen, dessen Schätzpunkte im VdS Journal Herbst 1999 auf Seite 71 bereits abgebildet waren.
Ein erster Blick auf die auf dem Millimeterpapier befindlichen Punkte führt zu dem Schluss, dass der tiefste Punkt bei 21h30 das Minimum und damit das Ergebnis der Beobachtungsbemühungen darstellt. Diese Annahme ist fast das Gleiche wie der ,,Aufschrei" bei der Beobachtung nach einer Schätzfolge stets abnehmender Helligkeiten bei der sich aus dem Gedächtnis oder beim Anblick der aufgeschriebenen
letzten Schätzung ergibt: ,,Jetzt wird er heller!". Abwarten und weiter beobachten, denn die Schätzpunkte sind nicht genau! Auch eine lineare Verbindung aller Schätzpunkte als ,,Lichtkurve" bringt zwar eine andere Darstellung; das ,,Minimum" verschiebt sich nicht! Es ist keine Ermittlung eines brauchbaren Ergebnisses. Die Helligkeit des Veränderlichen verläuft in der Natur ganz gleichmäßig, nur die Schätzpunkte streuen aufgrund der Unsicherheit auch der besten Beobachtungsmethode. Man muss also eine mittlere Lichtkurve durch die erzielten Beobachtungspunkte zeichnen und damit die Lichtkurve und das Ergebnis ableiten. Hierfür bieten sich im vorliegenden Fall und bei Bedeckungsveränderlichen generell zwei Methoden an.
1. Auswertungs-Geraden Hier legt man mit dem Lineal je zwei Geraden durch die Schätzpunkte des Anund Abstiegs in der Weise, dass die Beobachtungspunkte gleichmäßig um
Abb. 1: Auswertung mit zwei Geraden zu 21h29m
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die Linie verteilt sind. Der Schnittpunkt der Geraden ist das zeitliche Ergebnis und wird als Lot auf die Zeitachse abgelesen. Im vorliegenden Beispiel ist die Gestaltung etwas erschwert, da im Abstieg die Grade allenfalls auf drei Punkten basiert, die zudem recht steil verlaufen. Das Ergebnis ist 21h29m (Abb. 1). Ab- und Anstiegslinien sind gegeneinander in ihrer Steigung sehr unterschiedlich. So verläuft normalerweise kein Lichtwechsel eines Bedekkungsveränderlichen, denn normalerweise sind Ab- und Anstieg gleich steil. Eine andere Auswertungsmethode, die dies berücksichtigt, ist besser:
2. Die Umklapp-Methode (Tracingpaper-Methode)
Bei diesem Auswertungsverfahren werden mit Hilfe von Transparentpapier die Ab- und Anstiegspunkte aufeinander gespiegelt durch Umklappen des Transparentpapiers. Wie macht man das? Auf der vorliegenden Auswertung der Schätzpunkte wird an beliebiger Stelle über dem Minimumsbereich ein Kreuz entsprechend den Achsen markiert und dies zusammen mit den Schätzpunkten auf Transparentpapier übertragen (Abb. 2).
Abb. 2: Übernahme der Schätzpunkte auf Transparentpapier mit Orientierungs-Kreuz
Die Schätzungen auf dem Transparentpapier sind als offene Kreise ausgeführt, um das Verfahren besser erkennen zu können. In der Praxis genügt die einfache Übernahme der Punkte. Das Transparentpapier wird nun umgedreht und in der Waagerechten des Kreuzes so verschoben, dass der Anblick der Ab- und Anstiegspunkte einen harmonischen Lichtkurvenverlauf ergibt (Abb. 3).
Abb. 3: Umgeklapptes Transparentpapier und Orientierung eines harmonischen Lichtkurvenverlaufs mit Übertragung des Orientierungs-Kreuzes
Man kann nun die neue Senkrechte des verschobenen Kreuzes auf dem Millimeterpapier markieren. In der Mitte der beiden Senkrechten liegt der Wert für die Zeit des Ergebnisses bei 21h31,5m. Man sollte diese Linie als Lot auf die Zeitachse einzeichnen. Diese Darstellung der Auswertung ohne Einzeichnung der übertragenen Punkte genügt, um dem Empfänger der Lichtkurve - also der BAV für ihre Publikation des Ergebnisses - das Verfahren erkennbar zu machen. Leicht ist die Darstellung auch etwas zu verbessern: Mit dem aufgelegten Transparentpapier aller Punkte wie in Abbildung 3 hat man die gute Möglichkeit, mit einem weichen Bleistift die harmonische Lichtkurve zwischen allen Schätzungen einzuzeichnen. Und wenn man das Transparentpapier umdreht und über die ursprünglichen Punkte legt, sieht man wie dieser Verlauf zu den Schätzungen passt. Da braucht man nur nochmals, jetzt auf der Rückseite des Transparentpapiers die Lichtkurve nach-
Abb. 4: Übertragung einer Lichtkurve aus dem Gesamtverlauf in die ursprünglichen Punkte
zuziehen und hat auf dem Millimeterpapier die passende Lichtkurve (Abb. 4). Die Umklappmethode dient nicht nur der Darstellung schöner Lichtkurven. Sie ist besonders brauchbar für Beobachtungen mit Lücken oder wie im vorliegenden Fall mit solchen geringen bzw. stärker streuenden Abstiegs oder auch Anstiegs der Helligkeit.
Die Abweichungen in den Ergebnissen dieser Auswertungen von 21h29m zu 21h31,5m liegen im Rahmen der Güte visueller Schätzungen, allerdings ist dem späteren Ergebnis der Vorzug zu geben, weil es besser dem üblichen Lichtkurvenverlauf entspricht. Auswertungsverfahren hin, Beobachtungen her: Es ist immer auf die Schätzungen Rücksicht zu nehmen, soweit sie durch Beobachtungsumstände echt auseinander gehen, muss dem Beobachtungsverlauf gefolgt werden, was aber zumeist keinen Einfluss auf die zeitliche Ableitung der Ergebnisses hat.
Die geschilderten Grundsätze zur Ableitung von harmonischen Lichtkurven gelten für alle Sternarten, sowohl für die kurzperiodischen RR Lyrae Sterne als auch für die langperiodischen Mirasterne und Halbregelmäßigen.
Ausgewertete Beobachtungsergebnisse müssen zur Beurteilung und Veröffentlichung durch die BAV außer der Lichtkurve einige wesentliche Angaben enthalten: Sternname als Überschrift, Art der Erscheinung (Maximum oder Minimum), zeitliche Ergebnis in bürgerlicher Zeit (MEZ oder MESZ) und im Julianischem Datum mit vier Nachkommaangaben bei Kurzperiodischen, Name des Beobachters, Angaben über das Beobachtungsinstrument, Anzahl der Schätzungen und ggf. solche über das Wetter oder andere wichtige Bemerkungen. Für die Darstellung Bedeckungsveränderlicher genügen die in den Abbildungen gegeben Mabstäbe, bei denen alles im DIN A6 - Postkartenformat unterzubringen ist.
Ich wünsche viel Erfolg bei der Beobachtung. Vorhersagen und Aufsuchkarten sind bei der BAV erhältlich.
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Aus dem BAV Circular
von Werner Braune
Vorhersagen heller Veränderlicher im Sommer und Herbst 2000 Tabelle Kurzperiodische: Mit der Beobachtung sollte etwa drei Stunden vor dem angegebenen Ereignis begonnen werden. Auf Wunsch Auffindkarten und Umgebungskarten mit Vergleichsternhelligkeiten für Mirasterne von der BAV. Weitere
Minima mit Abendsichtbarkeiten in MESZ JD. 2451... zum Weiterrechnen
Stern Helligkeiten Periode
Maxima mit Abendsichtbarkeiten in MESZ
Stern Helligkeiten Periode
Mirasterne: Mit der Beobachtung sollte zwei bis drei Monate vor dem Maximum begonnen werden.
AI Dra 7.05m - 8.09m 1.d677346 20.07. 23h22m 10.08. 22h38m 15.08. 23h22m = 772,39
RX Her 7.26m - 7.89m 1. 778572 08.08. 22h53m 16.08. 22h53m 24.08.22h53m = 781,37
U Oph 5.88m - 6.58m 1. 677346 20.07. 23h22m 10.08. 22h38m 15.08. 23h22m = 772,39
RR Lyr 7.06m -8.12m 0.d566839 29.07. 22h53m 15.08. 23h07m 19.08. 22h10m = 776,34
Stern Helligkeiten Beobachtbare Maxima am Abendhimmel
W And 7.7m -14.0m Maximum Anfang Oktober
R Aql 6.4m -11.3m Maximum Mitte Oktober
RT Cyg 7.4m -12.0m Maximum Mitte September
Z Vul 7. 38m -9.20m 2. 454934 23.08. 21h55m 19.09. 21h55m 16.10. 21h55m = 834,33
S Her 7.4m -13.3m Maximum Anfang Oktober
S UMa 7.9m -11.6m Maximum Mitte Oktober
Sternbedeckungen durch Kleinplaneten
Von Hans-Joachim Bode
Neben Positionsmessungen von Planetoiden, die mittlerweile von engagierten Amateuren professionell bestimmt werden und ihren Niederschlag entsprechnend in der einschlägigen Literatur finden, sind die Fachastromomen neben der Bestimmung von Lichtkurven dieser Objekte auch an erfolgreich registrierten Sternbedeckungen stark interessiert. Analog einer Sonnenfinsternis wird der Kernschatten des Planetoiden, erzeugt durch die parallelen Lichtstrukturen des in ,,unendlicher" Entfernung stehenden Sterns, auf die Erdoberfläche projiziert. Hieraus folgt, daß die Breite der ,,Totalitätszone" dem Planetoidendurchmesser entspricht - vergrößert durch den ,,Projektionseffekt", welcher von der Zenitdistanz abhängt. für Beobachter in dieser Totalitäszone besteht somit die Möglichkeit, den Durchmesser des Asteroiden zu bestimmen; korrekterweise: die Sehne des Objekts. Wenn darüber hinaus viele erfolgreiche Messungen durchgeführt werden, so erhält man - je nach Anzahl der
Meßdaten - ein mehr oder minder genaues Abbild des Umrisses dieses Kleinplaneten zum Zeitpunkt der Bedeckung. Die tatsächliche, räumliche Dimension bleibt unbekannt, aber der gleichzeitig aufgezeichnete Lichtwechsel der Rotation, ermöglicht eine Abschätzung der tatsächlichen Größe und des Volumens. Da Sternbedeckungen ähnlich einer Sonnenfinsternis in der Regel nicht von bestehenden Sternwarten aufgezeichnet werden können, ist die verfolgung dieser Ereignisse die AUFGABE für Amateure, da sie entsprechend ,,verteilt" und mobil sein können. Es ist leicht ersichtlich, daß die Vermessung dieser Objekte eine Meßgenauigkeit analog der von Sternbedeckungen durch den Mond erfordert: 1/10 sec. und die exakte geographische Position des Beobachters (+/- 1"). Nicht unerwänt sollte allerdings bleiben, daß erst durch den Hipparchosund Tycho-Katalog die Vorhersagegenauigkeit dieser Bedeckungen sich erheblich verbessert hat: Darüber hinaus führen sogenannte ,,Lastminute" Vermessungen vor der Bedeckung mittlerweile zu einer Vorhersagegenauigkeit von 1-2
projizierten ,,Planetoidendurchmessern" auf der Erdoberfläche. Aktualisierte Daten - soweit verfügbar - können im Web unter der Adresse www.IOTA-ES.de aufgefunden werden.
Sternbedeckungen im 2. Halbjahr 2000
Fanden in den vergangenen Jahren noch relativ viele helle Sternbedekkungen durch den Mond statt, so hat sich die Situation in diesem Jahr geändert. So wird gerade mal die 3. Größenklasse erreicht und Planeten sind leider auch nicht betroffen. Die beiden ,,spektakulärsten" Ereignisse finden am 24. Oktober und 17. November statt. Der Mond bedeckt den Kleinplaneten Hebe (nur für Norddeutschland sichtbar) am 24. 10., wobei nur der Austritt des lichtschwachen Objektes gegen 2h45 UT bei dem Positionswinkel 270 Grad zu registrieren sein wird. Am 17. 11. wird der offene Sternhaufen Praesepe (M44, NGC 2632) durch den Mond verdeckt: Detaillierte Berechnungen zu Einzelsternen dieses Sternhaufens können bei der IOTA/ES angefordert werden.
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Sterne, wo seid ihr geblieben?
Lichtkunst gegen den Sternhimmel
von Andreas Hänel und Rainer Boulnois
Gleich einem hell erleuchteten Musikdampfer gleitet die Erdkugel durch die unermesslichen Tiefen des Universums - so wurde einmal im SPIEGEL die Lichtverschmutzung auf der Erde beschrieben. Besonders hell wird unser Planet dabei wohl in der letzten Silvesternacht - für die meisten Menschen der vermeintliche Start ins neue Jahrtausend - geleuchtet haben. Nicht wegen der Raketen, sondern wegen der Himmelsscheinwerfer, die fast überall eingesetzt wurden. Blickt man zurück auf die vergangenen 100 Jahre, ist die Erforschung des Alls geprägt von einem immensen Wissensfortschritt, gefördert durch neue Großteleskope und die Erschließung neuer Spektralbereiche. Doch gleichzeitig ist ein kleiner Teil der Menschheit von einem unbändigen Energiehunger erfasst. Verglichen mit dem Wunsch nach größtmöglicher Mobilität, ist die Energie, die in die Aufhellung der Nacht gesteckt wird, zwar sehr gering, doch die Folgen für den Blick an das gestirnte Firmament sind verheerend.
Längst haben Funkuhren, TaschenOrganizer oder GPS-Empfänger vergessen lassen, wie notwendig die Beobachtung des Sternhimmels einst für Zeitmessung, Kalenderwesen oder Navigation war. Den faszinierenden Blick in die Tiefen des Alls liefert inzwischen das Internet direkt vom Hubble Space Telescope oder dem VLT, dem Very Large Telescope der ESO. Und der Amateur unternimmt aufwendige Reisen in ferne oder gar entlegenste Gebiete, um noch die Schwärze der Nacht erleben und die schwachen Messier- oder NGC-Objekte betrachten oder ablichten zu können. Hellte bislang vor allem gedankenlos fehlgeleitetes Streulicht den Himmel auf, ist es neuerdings chic oder Kunst, den Himmel anzustrahlen. Nur weil sich einige an die Lichtspiele des Hitlerarchitekten Speer erinnert fühlten, ist der massive Einsatz von 250 Hochleistungsscheinwerfern zur Berliner Milleniumsparty ins Gerede gekommen. Doch wo werden all die ,,Skybeamer", von denen jeder einzelne nach Zeitungsmeldungen eine Leistung von 15.000 Watt(!) hat, nach der Silvesternacht bleiben? Werden Sie dann der heutigen kaufkraftstarken Fun-Generation (gegen die die Himmelsgucker sind - ein Vor-
wurf, der den Osnabrücker Amateuren anlässlich einer Beschwerde über einen Skybeamer gemacht wurde) gleichsam Leuchtfeuern die Wege zu ihren Diskos weisen oder werden sie für Kunstinstallationen genutzt, wie sie inzwischen jede Stadt meint, einsetzen zu müssen? Das ,,strahlendste Kunstwerk" von Weimar, der Kulturstadt Europas 1999, ist dafür ein schlechtes Beispiel, wie das Bild der ,,Lichtskulptur" Gelmeroda zeigt. 28 Hochdruck-Halogendampflampen - selbstverständlich energiesparend(!) - lassen die Kirche im Stile des auch von uns geachteten Malers L. Feininger erstrahlen. Leider beschränkt sich die Beleuchtung nicht nur auf das Gebäude; die damit verbundene Lichtverschmutzung soll bis Ende 2000 allabendlich beibehalten werden - glücklicherweise jeweils nur bis Mitternacht. Erste Medienberichte über das Lichtprojekt der Stadt Aachen (,,Bundesweit protzen") ließen Schlimmes erwarten; bisher sind aber im Innenstadtbereich die Beleuchtungsverhältnisse an neuralgischen Punkten sogar verbessert worden. Problematisch könnte allerdings das geplante Bestrahlen von Gebäuden am Stadtrand in der Nähe von Biotopen oder noch akzeptablen, wenig lichtver-
schmutzten Beobachtungsplätzen werden, wenn hier nicht die gleiche Sorgfalt wie im Zentrum eingesetzt wird. Der Einsatz auffälliger, weitreichender, in jedem Fall neuartiger Power-Beleuchtungstechnik unter Einbeziehung von Kultur- und Naturdenkmälern (denen allzuoft Gewalt angetan wird) - soll dies das charakteristische Kennzeichen der kreativen Kunst im neuen Jahrtausend sein? In den Medien wird das Vorgehen beschönigend damit umschrieben, dass man die Dinge ins ,,rechte Licht" rücken möchte bzw. müsste, neue Facetten erschlossen werden usw.! Wir müssen jedenfalls angemessen auf das reagieren, was im Zusammenhang mit der EXPO 2000, dem wahren Jahrtausendwechsel u.a.m. auf uns zu kommen wird. In Osnabrück ist zum Sommer ein LuxProjekt geplant, bei dem unter anderem der in Windrädern gerade ökologisch erzeugte Strom zur farbenprächtigen Illumination derselben eingesetzt werden soll. Nachdem im Rahmen der Finanzknappheit der öffentlichen Kassen Gebäudebeleuchtungen und Strassenlicht reduziert wurden, sorgen nun günstigere Stromtarife und die Hoffnung auf Attraktivitätssteigerung dafür, dass überall wieder mehr Licht angeht. Doch
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Abb. 1
Himmel zu bewahren, nun ihre Kathedrale anzustrahlen und damit den Himmel erheblich aufzuhellen. Doch immer mehr erheben auch Naturschützer ihre Stimmen: im belgischen Flandern ist die Lichtverschmutzung im jährlichen staatlichen Umweltbericht aufgenommen worden. So wird und sollte nicht jeder Sternfreund sein Hobby auf die Urlaubszeit in dunklen Gefilden beschränken. Stattdessen sollte er immer wachsam sein und seine Stimme gegen neue Kunst-Lichtinstallationen erheben, zumal sie nur negative Vorbilder für die Skybeamer der werbeaktiven Wirtschaft sein können. Manchmal stösst man dann auf verständige Menschen, die die Problematik erkennen und vielleicht sogar einlenken. Informationen zu der Problematik bieten die Internet-Seiten der VdS-Fachgruppe DARK SKY (www. physik.uni-osnabrueck.de/~ahaenel und home.t-online.de/home/06151295986/ darksky.htm), der International Dark Sky Association IDA (www.darksky.org) und die europäische mailing-Liste magnitude-6 (www.gea.cesca.es/magnitude6/ index.html).
kaum einer erhebt seine Stimme dagegen, er riskiert direkt, als Wirtschaftsfeind oder lichtscheues Gesinde verschrien zu werden. Stattdessen wird dem Sternfreund der Bau seiner Beobachtungshütte durch aufwendige Auflagen erschwert, wie Dipl.-Ing. Gerhart Walther im letzten Journal (S.4) beschrieb, während kilometerweit leuchtende Werbung mit Skybeamern scheinbar durch keinerlei Gesetze reglementiert ist. Und die Fachastronomen interessiert der Sternhimmel über Deutschland kaum noch, da neue Sternwarten fernab in Chile, Texas, Arizona, auf Hawaii oder im Weltall gebaut werden. So war auf einem Symposium der Internationalen Astronomischen Union zur ,,Rettung des Astronomischen
Himmels" im vergangenen Sommer in Wien kein Vertreter der deutschen optischen Astronomie vertreten. Die Teilnahme vieler Astronomen aus Schwellen- oder Entwicklungsländern dokumentiert allerdings, dass auch entlegene Sternwarten inzwischen mit zunehmender Lichtverschmutzung zu kämpfen haben, und so ist es nicht verwunderlich, dass der Direktor des Cerro Tololo-Observatoriums in Chile Leiter einer Arbeitsgruppe zum Schutz des Astronomischen Himmels wurde. Auch abgelegene Regionen Europas werden immer heller. So plant die kleine französische Stadt Rodez, in der die ersten französischen Kongresse gegen die Lichtverschmutzung stattfanden, und die ursprünglich bereit war, einen dunklen
Schon etwas merkwürdig, dieser asiatische Doppelrefraktor
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Ostallgäu zu Skybeamern: Nein Danke!!!
von Marcus Schenk, Achim Mros
Die Astronomische Gesellschaft Buchloe e.V. setzt sich, wie wir im VdS-Journal 1999 schon ansprachen, seit geraumer Zeit mit einem ganz brisanten Thema auseinander und zwar mit der Lichtverschmutzung. Da die Lichtverschmutzung in unserer Umgebung (und natürlich nicht nur bei uns) sehr zugenommen hat, wurde schon vor längerer Zeit eigens für dieses Thema in unserem Verein eine Fachgruppe gegründet. Die Fachgruppe Lichtverschmutzung der Astronomischen Gesellschaft Buchloe hat dem immer mehr zunehmenden, unnötigen Lichteinfluss den Kampf angesagt. Unsere Volkssternwarte liegt etwa 2km außerhalb von Buchloe (kleines Städtchen bei Landsberg/Lech) und befindet sich für unsere Lichtverhältnisse an einem noch sehr günstigen Standort.
Leider kann man die starke Zunahme der Lichteinflüsse, wie z.B. Sportstadion, Lichtkegel der Städte wie Landsberg, Schwabmünchen und Kaufbeuren usw. nicht beeinflussen. Nun kommen aber seit geraumer Zeit die Diskothekenstrahler: Skybeamer hinzu. Da diese Störenfriede eine sinnvolle Beobachtung nahezu unmöglich machen, musste dagegen etwas unternommen werden. Nicht nur die Beobachtungen, sondern auch unsere Sternenführungen für die Öffentlichkeit wären dadurch extrem beeinträchtigt. Auf Briefe an Skybeamerbetreiber im Umkreis folgten keine Antworten, sie wurden einfach ignoriert. Auch den Oberbürgermeister von Landsberg störte es wohl kaum, daß in seiner Stadt ein Skybeamer betrieben worden war, der nicht nur die Pracht des Sternenhimmels verdeckt, sondern auch noch den Autofahrer ablenkt. Wir wurden nun aktiv. Es hieß, es muß um jeden Preis, natürlich auf legaler Basis, verhindert werden, daß wir weiterhin von Skybeamern eingekreist und belästigt werden. Es wurden für die Tageszeitung Artikel gegen Skybeamer verfaßt, besonders, als direkt am Ort wieder ein Skybeamer einer neuen Diskothek in Betrieb ging und den Blick zum Sternenhimmel verwehrte. Es gab natürlich, wie wir hintenherum erfuhren, auch viele böse Zungen gegen ,,diese gemeinen Astronomen", die einfach die Skybeamer weghaben wollten. Auf Gespräche mit der Bevölkerung, wie sie einen Skybeamer empfänden, wurden die Diskothekenstrahler als nettes Schauspiel begrüßt, es sähe doch nicht schlecht aus. Doch wenn man dann auch noch bedenkt, welch große Werbefläche einem Beamerbetreiber zur Verfügung
gestellt wird, und das auch noch kostenfrei. Jeder andere, der beleuchtete Werbebanner betreiben will, muss es beantragen, und dafür bezahlen. Des weiteren wird jedem Menschen, der einen Schritt vor die Haustüre macht, die Strahlen des Skybeamers aufgezwungen, ob er nun will oder nicht, da hilft nur noch Augen zu.
Um unserem Anliegen, welches wir ja ausführlich den Behörden schilderten, Nachdruck zu verleihen, wurden wir bei den Betreibern der Skybeamer und den Behörden persönlich vorstellig. Auch Fotomaterial, wie sich Skybeamer über einem Ort darstellen, legten wir den Behörden vor. Des weiteren wurde von uns auf folgende Punkte hingewiesen:
1. Gefährdung der Autofahrer durch Ablenkung
2. Lage in der Einflugschneise eines näheren (15-18km) Flugplatzes, wegen dem bereits das Drachensteigen in der Nähe verboten ist.
3. Störung der Nachtaktiven Tiere, wie Zugvögel usw. (Verendung der Tiere)
4. Unzumutbare psychische Belastung der älteren Bevölkerung erinnernd an die Flagscheinwerfer
5. Hinweis auf den Abs.3 des Art. 141 der Verfassung des Freistaates Bayern (Schutz der natürlichen Lebensgrundlagen und der kulturellen Überlieferung; Recht auf Naturgenuss)
Denn mit der Duldung von Skybeamern im großen Umkreis, ist der Anblick des nächtlichen und für viele Menschen faszinierenden Sternenhimmel kaum mehr möglich.
Nach diesen, teilweise strapaziösen Bemühungen, stellte sich zu unserer großen Freude ein kaum geglaubter Erfolg ein. Das Landratsamt Ostallgäu untersagte den Betrieb von Skybeamern in seinem Zuständigkeitsbereich u.a. mit der Begründung, daß Skybeamer den Naturgenuss eines Sternenhimmels erheblich beeinträchtigen und somit als Eingriff in die Natur anzusehen ist. Sehr positiv zu bemerken ist eben, wie im letzten Satz zu lesen, daß der Naturgenuss des Sternenhimmels beeinträchtigt wird. Wir glauben, daß diese Begründung des Landratsamtes seinesgleichen erst einmal suchen muss, da die Bedürfnisse einen Sternenhimmel zu beobachten, oft von den Behörden in den Hintergrund gestellt werden. Nach Art.6a Abs.1 BayNatSchG ist der Verursacher eines Eingriffes verpflichtet, vermeidbare Beeinträchtigungen von Natur und Landschaft zu unterlassen. Der Betrieb eines Skybeamers ist also ohne weiters vermeidbar und deshalb unzulässig. Das Landratsamt Ostallgäu sicherte uns zu, daß weder innerhalb geschlossener Ortschaften, noch ausserhalb geschlossener Ortschaften ein Skybeamer erlaubt noch geduldet wird. Im Falle eines Antragstellens oder unerlaubten Betreibens einer solchen Anlage, sicherte die Behörde ein selbständiges rechtliches Einschreiten zu. Weiter führt das Landratsamt an, daß gemäß Art. 16 Abs. 1 Bayer. Naturschutzgesetz keine Tiere unnötig getötet werden dürfen. Da aber durch einen Skybeamer Vögel und Insekten in Ihrer Orientierung stark beeinflusst werden, ist davon auszugehen, daß diese Lebewesen getötet werden. Es wurde auch auf $33 Abs.1 Nr.3
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Abb. 1: Ein Skybeamer auf einem Internetcafe in einem Landsberger Industriegebiet.
Abb. 2: Eine einige Zeit ohne Genehmigung betriebene Skybeamer-Anlage in Buchloe.
Satz der StVO hingewiesen, wonach Lichtwerbung außerhalb geschlossener Ortschaften untersagt ist, wenn Verkehrsteilnehmer in erschwerender Weise dadurch belästigt oder abgelenkt werden können. Das Bundesverkehrsministerium geht bereits davon aus, daß Lichtwerbung verboten ist, wenn nur die Möglichkeit bestünde, daß Verkehrsteilnehmer abgelenkt werden, so daß es erschwerend oder verkehrsgefährdend ist. Dies ist für uns ein Grund allen Sternfreunden Mut zuzusprechen und sich nicht von Skybeamerbetreibern unterkriegen zu lassen. Für wichtig halten wir nochmals, nicht nur den brieflichen, sondern auch den persönlichen Kontakt zu den Ämtern. Dadurch ergibt sich für die Behörden die Möglichkeit, uns Sternfreunde nicht nur als sternguckende ,,Spinner" vorab zu bezeichnen, sondern uns evtl. als ganz normale Menschen mit einem interessanten naturwissenschaftlichen Hobby, kennenzulernen. Aus den geschilderten vorangegangenen Gründen, können wir sehr sicher sein, daß wir von Skybeamern in Zukunft weitgehend verschont bleiben, dies wünschen wir auch den vielen anderen Sternfreunden. Wir würden uns freuen, wenn wir anderen Amateurastronomen und Vereinen hiermit ein klein wenig weiterhelfen dürfen, damit wir weiterhin unseren schönen Sternenhimmel geniessen können.
Besuchen Sie doch bitte auch unsere Internet Homepage, auf der wir auch extra verschiedene behördliche Briefe digital für Sie zum Nachlesen bereitgestellt haben, damit Sie auch (zumindest teilweise) den Verlauf des Geschehens nachvollziehen können.
Für weitere Information oder auch Fragen Ihrerseits, stehen wir gerne unter unten angegebenen Adresssen zur Verfügung:
Astronomische Gesellschaft Buchloe e.V. Geschäftsstelle: Gansbichlstr. 10 · 86807 Buchloe
Kontakt zu den Autoren: Email: m.schenk@schwabmuenchen.de Tel.: 08241 / 911575 http://www.schwabmuenchen.de/~schenk/
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Der Regenbogen des gespiegelten
Sonnenlichts
von Mark Vornhusen
Über Wasserflächen werden manchmal zusätzlich zum Haupt- und Nebenregenbogen weitere ungewöhnliche Regenbögen beobachtet. Dabei handelt es sich um Regenbögen, die durch gespiegeltes Sonnenlicht erzeugt werden. Zusammen mit dem gewöhnlichen Regenbogen können auf dem ersten Blick sehr komplizierte Regenbogenerscheinungen auftreten, bei denen bis zu vier Regenbögen gleichzeitig sichtbar sind, die sich teilweise überschneiden. Die Entstehung des zusätzlichen Hauptund Nebenregenbogens läßt sich leicht erklären: Die Wasserfläche wirkt als ein großer Spiegel. Das Sonnenspiegelbild befindet sich ebenso weit unterhalb des Horizontes wie die Sonne darüber steht (Einfallswinkel=Ausfallswinkel). Der Sonnengegenpunkt der gespiegelten Sonne liegt daher oberhalb des Horizontes. Dieser Punkt, der um den zweifachen Betrag der Sonnenhöhe über dem Sonnengegenpunkt liegt, ist der Mittelpunkt der beiden Regenbogenkreise des gespiegelten Sonnenlichts. Die zusätzlichen Regenbögen sind daher gegenüber dem gewöhnlichen Haupt- und Nebenregenbogen um den zweifachen Betrag der Sonnenhöhe nach oben versetzt. Mir sind nur etwa eine Handvoll Fotos von solchen Regenbogenerscheinungen aus Büchern bekannt. Meistens ist nur ein Fragment des ,,Spiegelbogens" am Fuß des Hauptregenbogens zu sehen. Vor einiger Zeit bekamen wir ein bemerkenswertes Foto von so einer ungewöhnlichen Regenbogenerscheinung zugeschickt. Darauf ist ein recht langes Bogenstück des ,,Spiegelbogens" zu sehen. Bemerkenswert ist auch die große Helligkeit dieses Bogens, die etwa 1/3 von der des Hauptregenbogens beträgt. Das Bild entstand bei einsetzender Ebbe an der Nordseeküste. Offenbar hatten sich zahlreiche Priele mit glatter Wasseroberfläche gebildet, die das Sonnenlicht gespiegelt haben.
Abb. 2: gespiegelter Regenbogen, aufgenommen am 16.08.1999 an der Nordsee bei eintretender Ebbe. Foto: Matthias Zscharnak, Dresden
Das Foto macht deutlich, daß der Regenbogen des gespiegelten Sonnenlichts durchaus zu einer sehr auffälligen Erscheinung werden kann. Voraussetzung für die Entstehung ist eine möglichst ruhige Wasseroberfläche. Schon bei leichten Wellen divergieren die
Sonnenstrahlen zu stark, um noch einen merklichen ,,Spiegelbogen" zu erzeugen. Daher ist auch bei den meisten Regenbogenaufnahmen über dem Meer kein zusätzlicher Regenbogen zu sehen. Gute Voraussetzungen finden sich an Seen bei Windstille. Aber auch die vielen
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Wasserpfützen, die sich nach einem kräftigen Regenschauer bilden, könnten ausreichend Licht reflektieren, so daß nicht unbedingt ein See oder Meer in der Nähe sein muß. Vielleicht sollte man einmal versuchen, gezielt nach diesen ungewöhnlichen Regenbögen Ausschau zu halten. Ein Regenbogen läßt sich oft schon 15 Minuten bevor er auftritt vorhersagen. Man fährt dann zum nächstgelegenen See und wartet mit einsatzbereiter Kamera auf den Regenbogen. Der See sollte sich möglichst vor dem Beobachter befinden, wenn er in
Richtung des Regenbogens schaut. Dann ist mit dem zusätzlichen Bogenfragment am Fuße des gewöhnlichen Regenbogens zu rechnen. Aber auch mit dem See im Rücken können die ungewöhnlichen Regenbögen entstehen. In diesem Fall sieht man eher den oberen Bereich des ,,Spiegelbogens". Es sind auch einige alte Beobachtungen bekannt, wonach zusätzlich zum gewöhnlichen Regenbogen ein seitlich versetzter Regenbogen auftrat. Solange es davon keine Fotos gibt, halte ich diese Beobachtungen für sehr fragwür-
dig. In diesem Fall müßte die spiegelnde Fläche schräg stehen. Heutzutage mag es durch großflächige spiegelnde Hausfassaden solche seitlich versetzten Regenbögen geben. Für die Beobachtungen aus dem 19. Jahrhundert und davor habe ich aber keine Erklärung. Zu denken wäre allenfalls an sehr langgestreckte Wellen auf dem Meer, die eine schiefe Ebene bilden könnten, oder aber Berghänge, die mit Schnee und Eis bedeckt sind.
Abb. 1: Hauptregenbogen und der Regenbogen des gespiegelten Sonnenlichts bei verschiedenen Sonnenhöhen. Die Zeichnung gilt analog auch für den Nebenregenbogen, nur daß dieser einen um etwa 9 Grad größeren Radius hat.
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22 Grad -Nebensonnen
Aureole und Kränze
Name:
22 Grad -Nebensonnen
Typ: Medium:
Brechungshalo (60 Grad ) hexagonale Eiskristalle (Plättchen), Hauptachse senkrecht (flache Seite waagerecht)
Häufigkeit:
zweithäufigste Haloart, an ca. 70 Tagen im Jahr
bekannt seit: Altertum (Sturmbote)
Beschreibung: Zwei Lichtflecke in Höhe der Sonne in ca. 22 Grad Abstand von dieser. Natürlich kommen auch Nebenmonde vor. Dies trifft eigentlich auf alle Haloarten zu und soll nicht bei jeder Haloart erneut erwähnt werden. Der Abstand gilt nur in Horizontnähe. Steigt die Sonne, nimmt der Abstand zu (Tab.1). Mit wachsender Sonnenhöhe nimmt aber auch allmählich die Leuchtkraft ab. Die Nebensonnen können nur bis zu einer Sonnenhöhe von 55 Grad entstehen. Die Form der Nebensonnen ist im Idealfall tropfenförmig mit einem von der Sonne weg gerichteten Schweif, welcher in Horizontnähe theoretisch 20 Grad lang sein kann. Praktisch ist er aber nur 50% des rechnerischen Wertes sichtbar, da die Helligkeit nach außen hin sehr schnell abnimmt. Oft
geht der Schweif nahtlos in den Horizontalkreis über und eine Entscheidung ob schon Horizontalkreis oder noch Nebensonnenschweif ist dann nicht einfach. Als Faustformel sollte gelten: Schweif <10 Grad = Nebensonne und Schweif >10 Grad = Horizontalkreis. Die 22 Grad -Nebensonnen können sehr hell werden, ja fast das Auge blenden. In fast allen Fällen sind die Nebensonnen schön farbig. Rot, Gelb und ein Blauweiß dominieren jedoch, aber auch Grün und Violett sind gelegentlich zu beobachten.
Wolfgang Hinz
Sonnenhöhe Winkelabstand Winkelabstand der Nebensonne der Schweifenden
0 Grad
22 Grad
10 Grad
22 Grad
20 Grad
23 Grad
30 Grad
25 Grad
40 Grad
28 Grad
50 Grad
32 Grad
60 Grad
45 Grad
43,5 Grad 43,5 Grad 43,5 Grad 44 Grad 44 Grad 45 Grad 52 Grad
Name:
Typ: Medium:
Aureole und Kränze
Beugung kleine Wassertröpfchen
auch bei Cirrocumulus-Bewölkung Höfe und Kränze auf, was darauf schließen läßt, daß hierbei Eiskristalle das Licht beugen.
Häufigkeit: häufig (ca. 20x /Jahr)
bekannt seit: Altertum (Kriegsbote)
Beschreibung: Um Sonne und Mond kann man bei dünner Bewölkung eine helle rostbraune Scheibe mit einem Durchmesser von ca. 1-2 Grad beobachten. Am besten sieht man diese Erscheinung am Mond bei Altocumulus translucidus. Voraussetzung ist das Vorhandensein von Wassertröpfchen mit einem Durchmesser von 0,02 bis 0,1mm. Je kleiner die
Tröpfchen, desto größer die Aureole. Der maximale Durchmesser kann bis zu 10 Grad betragen, die Flächenhelligkeit nimmt dann aber ab und die Erscheinung kann nur noch schwerlich beobachtet werden. An der Sonne ist diese Erscheinung nur mit einer Sonnenbrille gut zu beobachten, da die Blendwirkung hier natürlich größer ist. Dafür sind die Farben meistens besser ausgeprägt. Es treten aber
Um die Aureole (oder auch Hof genannt) können sich mehrere Ringe, die sogenannten Kränze anschließen. Die Kränze sind meistens farbig, die Farbfolge ist blau, grün, gelb, rot von innen nach außen. Meistens ist ein Kranz zu beobachten, es können aber bis zu drei Kränze auftreten, die Farbfolge bleibt immer die gleiche, während die Intensität von innen nach außen abnimmt.
Hartmut Bretschneider
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Amateurteleskope
von Elmar Remmert
Wenn man sich die Zuschriften der Sternfreunde in der Eingangspost unserer Fachgruppe näher anschaut, dominiert vor allem die Frage nach einem geeigneten Fernrohr für den Start in unser schönes Hobby. Die gestiegene Popularität der Himmelskunde in unserer Gesellschaft hat dazugeführt, daß das industrielle Angebot der Händler in den letzten Jahren sehr gewachsen ist. Doch je größer die Auswahl umso schwerer fällt letztendlich die Entscheidung für ein bestimmtes Instrument.
Um den ratsuchenden Sternfreunden die Entscheidung etwas zu erleichtern, möchten wir, wie in der letzten Ausgabe des VdSJournals bereits angekündigt, unter der Rubrik ,,Der Steckbrief" ein oder zwei Amateurteleskope pro Ausgabe vorstellen, die uns besonders für Astronomie-Einsteiger geeignet erscheinen.
Neben einer Kurzbeschreibung des Instruments möchten wir in Stichworten auf die "Praktische Handhabung" sowie auf die ,,Abbildungsqualität" eingehen, so daß der interessierte Sternfreund einige Informationen zu den Eigenschaften des jeweils vorgestellten Fernrohres erhält.
Den Anfang macht heute das ,,SIBERIA 110", ein vierzölliges Newton-Teleskop aus der russischen ,,SIBERIA"-Baureihe, das durch ein sehr günstiges Preis-/Leistungs-verhältnis auffällt und mittlerweile im Einsteigerbereich eine grosse Popularität erreicht hat.
Der Steckbrief:
Beschreibung: Kompaktes und sehr robustes NewtonTeleskop russischer Herkunft für den Anfänger. Schon in der Grundausstattung bietet es alles für einen sinnvollen Start, so daß der Sternfreund ohne den Zukauf weiterer Zubehörteile auskommt. Es gibt zwei Modellvarianten, das SIBERIA 110 M (manuell) und das SIBERIA 110 (incl. eingebautem Synchronmotor mit Getriebe in Rektaszension).
Lieferumfang: Tubus mit Optik (110/806 mm - Öffnung: 1:7.3), parallaktische Montierung mit Feintrieben und Achsklemmungen in Deklination u. Rektaszension (SIBERIA 110 M) bzw. Feintrieb und Achsklemmung in Deklination und motorischem Antrieb mit Handkorrektur in Rektaszension (SIBERIA 110 ), zerlegbare Rohrsäule, Suchfernrohr 6 x 30 mm, Okulare f= 25 mm u. 15 mm, DreifachBarlowlinse, Farbfilter, Dämpfglas, Sonnenprojektionsschirm, Kamerahalterung für Sternaufnahmen, Strichkreuzeinsatz für Okulare, Stromversorgungsgerät, AstroSolar TM-Sonnenfilterfolie, Werkzeug, Staubtuch, Bedienungsanleitung.
Praktische Handhabung : Beim SIBERIA 110 handelt es sich um ein klassisches Newton-Teleskop, das mit wenigen Handgriffen aufgebaut werden kann. Das Konzept dieser russischen Gerätelinie heißt: Kein edles Design dafür solide praktische Gebrauchstüchtigkeit bei gleichzeitiger unverwüstlicher Verarbeitungsqualität. Der 3 mm starke Tubus besteht aus Metall und beherbergt die justierbare Spiegelzelle für den Hauptspiegel sowie die vierarmige, ebenfalls justierbare Halterung für den Fangspiegel. Der Okularauszug wurde im Rahmen einer Modellpflege (Frühjahr ´98) überarbeitet, so dass nun marktgängige 1 1/4" Steckokulare verwendet werden können. Der Brennpunkt befindet sich aber immer noch sehr nah vor dem Fangspiegel, was nach wie vor dazu führt, dass keine Astrofotografie durchs Teleskop möglich ist. Andererseits muß als Pluspunkt festgestellt werden, daß das sehr kurze Auszugsrohr zu keiner Zeit in den Strahlengang ragt, so daß keine weitere Silhoutierung auftritt. Die parallaktische Montierung ist sehr stabil und besitzt in beiden Varianten (manuelle und motorische Version) die erforderlichen Verstellmöglichkeiten in Deklination und Rektaszension. Die
Stundenachse des SIBERIA 110 wird durch ein gekapseltes Schneckenradgetriebe bewegt. Das Schneckenrad ist über eine einstellbare Rutschkupplung an der Stundenachse befestigt. Diese Kombination macht eine Klemmung der Stundenachse entbehrlich, was aber den Verzicht auf ihre völlig feste Verbindung mit dem Schneckenrad zur Folge hat. In der Praxis muß man sich an diesen Mechanismus erst einmal gewöhnen mit der Zeit geht aber die Handhabung in Fleisch und Blut über. Während der automatischen Nachführung durch den Synchronmotor besteht sogar die Möglichkeit über Handräder eine grobe Verstellung vorzunehmen, so daß zusätzliche manuelle Korrekturen vorgenommen werden können. Sehr gut !
Als Zubehör wird mittlerweile auch ein Steuergerät zur elektrischen Feinverstellung angeboten - das erhöht den Gebrauchswert für astrofotografische Arbeiten, die mit der Kamerhalterung an der Gewichtsachse (Übersichtsaufnahmen des Himmels mit einer KB-Kamera) durchgeführt werden können. Das Säulenstativ ist sehr stabil, besitzt aber keine Verstellmöglichkeit der
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Abb. 1: Das Siberia 110
Montierung im Azimut und auch keine Nivelliereinrichtung zur genauen Aufstellung im Gelände. Hier ist das Geschick des Anwenders gefragt, der sich mittels Dosenlibelle und Holzkeile aus der Not befreien kann. Überhaupt lassen sich durch eigene Anregungen manche Schönheitsfehler ausbessern, die aufgrund der Preiswürdigkeit dieser Instrumentenlinie gerne in Kauf genommen werden können. Letztendlich zählt die mechanische und optische Verarbeitung, und da gibt´s nichts dran auszusetzen.
Abbildungsqualität: Hier gibt es nur gutes zu berichten, denn die optische Qualität kann durchweg überzeugen. Die Beugungsbilder von außerfokalen Sternscheibchen erscheinen außerhalb der Mittenabschattung des Fangspiegels wie aus dem Lehrbuch. Sie sind kreisrund, mit gleichmäßig scharf begrenzten Beugungsringen bei hohem Kontrast. Doppelsternbeobachtungen (z.B. n Ori 3.m8/4.m8, Abstand: 1."5; Aquari 4.m 6/4.m4, Abstand 1."6; jeweils leicht zu trennen mit dunklem Zwischenraum) zeigen, daß noch genügend Leistungsreserven vorhanden sind, um das theoretische Auflösungsvermögen von etwa 1."2 zu erreichen. Mond - u. Planetenbeobachtungen zeigen, daß dieser Newton soviel Detail bringt, daß der Anfänger Jahre braucht,
Abb. 2: Nahansicht der parallaktischen Montierung des Siberia 110
um das Leistungsvermögen voll auszuschöpfen. Einzelheiten auf dem Mars (Polkappen, Große Syrte, Sinus Meridiani, Hellas etc), und Jupiter (Knoten, Bänder, Verdickungen in den Wolkenstreifen, Schattenvorübergänge der Monde) sind eine unerschöpfliche Fundgrube für den Sternfreund, der unsere kosmischen Nachbarn kennenlernen möchte. Deep-Sky-Objekte können in großer Zahl beobachtet werden, wobei besonders die Messier-Objekte für den Anfänger zu empfehlen sind, die alle mit diesem Gerät zu erreichen sind.
Tipp: Mit der AstroSolar TM-Sonnenfilterfolie von der Firma Baader-Planetarium (ein Bogen im Format 200 x 290 mm, der zum Lieferumfang gehört) lässt sich mit etwas Geschick ein vorzügliches Objektivsonnenfilter anfertigen, so daß dieses Newton-Teleskop auch detailreiche Sonnenbeobachtungen zulässt. Angesichts der zunehmenden Fleckenaktivität in den nächsten Jahren können so gefahrlos interessante Details auf unserem Tagesgestirn beobachtet werden.
Fazit: Das SIBERIA 110 (M) kann voll überzeugen und erfreut zusätzlich durch einen sehr günstigen Kaufpreis. Die manuelle Ausführung kostet je nach Angebot etwa 685.--DM, während der Preis für die motorisierte Variante (SIBERIA 110 ) mit ca. 975.- DM nur unwesentlich höher ist. Eine Nachrüstung der handnachgeführten Montierung mit einem Motor ist leider nicht möglich, so daß man sich bei der Wahl beim Instrumentenkauf auf die endgültige Ausführung festlegt !
Literaturhinweis: Wer sich eingehender über das hier vorgestellte Instrument informieren möchte, lese bitte den ausführlichen Testbericht in ,,Sterne und Weltraum":
Remmert E.: Das SIBERIA 110 - ein bemerkenswertes Spiegelteleskop für Anfänger, SuW 36, 992 (11/1997)
Lieferadresse: Baader-Planetarium GmbH Zur Sternwarte 82291 Mammendorf Tel. 08145 / 8802
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Kompaktes MultiSchiefspiegler-Teleskop
von Heino Wolter
Ein neuartiges Schiefspiegler-Teleskop wird in Theorie und Praxis vorgestellt. Die abschattungsfreien Spiegelteleskope vom Typ der Schiefspiegler ermöglichen Beobachtungen mit höchster Bilddefinition, vergleichbar mit der Leistung hochwertiger Refraktoren. Der Multi-Schiefspiegler verwendet drei optische Spiegel um bei Doppelnutzung eines Spiegels insgesamt vier Reflexionen auszuführen. Mit den vorgestellten Varianten wird eine hervorragende Kompensation der Bildfehler erreicht. Auch größere Teleskope mit Öffnungsverhältnissen bis etwa f/10 lassen sich in kompakter Bauweise realisieren. Die Geräte sollten sich für eine Vielzahl astronomischer Beobachtungsobjekte eignen.
Die Beobachtung von Mond, Planeten und Sternhaufen stellt höchste Anforderungen an eine Teleskopoptik. Kleinste und oftmals kontrastarme Details sollen möglichst für den Beobachter noch wahrnehmbar sein. In dieser Hinsicht liefern die zentriert ausgeführten Spiegelsysteme vom Newtonoder Cassegraintyp keine optimale Leistung. Im Strahlengang des einfallenden Lichts befindet sich ein Zweitspiegel und eventuell auch Haltestreben als Hindernisse. Dies führt neben einem direkten Lichtverlust durch Abschattung auch zu Beugungserscheinungen und Lichtstreuung, die Auflösungsvermögen und Bildkontrast vermindern. Obstruktionsfreie Spiegelteleskope liefern hingegen eine nur durch die Beugung an der Eintrittsblende begrenzte Auflösung und sind zudem frei von Farbfehlern. Damit bieten sie insbesondere für Mond- und Planetenbeobachtungen eine Alternative zu kostspieligen Refraktoren. Durch eine entsprechende Neigung des Hauptspiegels läßt sich der Zweitspiegel außerhalb des einfallenden Lichtbündels anordnen. Dabei entstehen jedoch erhebliche Bildfehler nicht nur für schräg einfallende Objektstrahlen, sondern auch für axiale Strahlen (vorwiegend Koma und Astigmatismus). Im Vergleich dazu ist der Parabolspiegel eines Newton-Teleskops für axiale Strahlen optisch perfekt.
Das einfachste System eines obstruktionsfreien Schiefspieglers ist von A. Kutter entwickelt worden [1, 2]. Dabei wird ein konkaver Hauptspiegel gegen
das einfallende Lichtbündel geneigt und mit einem im umgekehrten Drehsinne geneigten, konvexen Zweitspiegel kombiniert. Im einfachsten Fall besitzen beide Spiegel sphärische Gestalt (Ausschnitt einer Kugeloberfläche) und betragsmäßig gleiche Krümmungsradien. Durch eine entsprechende Neigung des Zweitspiegels lassen sich die vom Hauptspiegel induzierten Bildfehler mit umgekehrten Vorzeichen erzeugen und ermöglichen damit eine Kompensation der Abbildungsfehler auf der optischen Achse. Koma und Astigmatismus sind jedoch nicht gleichzeitig zu beheben, so daß Schiefspiegler mit kleinen Öffnungen und langer Brennweite (Öffnungsverhältnis < f/20) gebaut werden, um den Restfehler zu minimieren. Die Realisierung größerer Öffnungen (ab 150 mm) mit vernachlässigbaren Bildfehlern gelingt durch Einfügen einer Korrekturlinse in den Strahlengang (katadioptischer Schiefspiegler [3]). Durch Verwendung eines weiteren konkaven Spiegels entstehen neue Freiheitsgrade zur optischen Korrektur, dieser Tri-Schiefspiegler ist ebenfalls von A. Kutter [4] und von R. A. Buchroeder [5] beschrieben worden. Der von M. Brunn entwickelte Tetra-Schiefspiegler [6] benutzt schließlich vier Spiegel und erreicht auch bei Öffnungen von mehr als 0,5 m eine hohe Abbildungsleistung. In der Praxis haben sich besonders die einfacheren 2-Spiegel-Systeme bewährt; die herausragenden Abbildungsleistungen werden immer wieder anhand von Mond- und Planetenaufnahmen dokumentiert [2, 7].
Die beschriebenen Schiefspiegler-Systeme liefern zwar nahezu perfekte optische Leistungen, in der Praxis erweisen sich allerdings die großen Abmessungen als nachteilig. Instrumente größerer Öffnung (oberhalb etwa 150 mm) können nur noch stationär auf einer entsprechend stabilen Säule und Montierung installiert werden. Das Prinzip eines gefalteten optischen Strahlengangs ist dennoch vorteilhaft und ermöglicht in Relation zur realisierten Brennweite eine günstige Baulänge. Bei einem NewtonTeleskop oder Refraktor würde die Tubuslänge hingegen direkt proportional mit dem Öffnungsverhältnis zunehmen und schnell mechanische Grenzen erreichen. Um ein kompaktes und optisch möglichst einfaches System zu erhalten, hat E. Herrig einen Kompakt-Schiefspiegler entwickelt, der mindestens einen der Spiegel zweimalig für Reflexionen nutzt und insgesamt vier Reflexionen ausführt [8]. Dabei sind verschiedene Varianten mit zwei oder drei Spiegeln möglich, die recht lichtstark und kompakt gebaut werden können. Gemeinsames Element dieser Systeme ist ein konvexer Hauptspiegel, der aufgrund seiner Doppelnutzung einen größeren Durchmesser als die freie Öffnung aufweist. Die von Herrn Herrig vorgestellte 2Spiegel-Variante benötigt sogar nur einfache sphärische Spiegelflächen, womit die Herstellung vereinfacht wird. Schiefspiegler und andere Spiegelsysteme lassen sich mit dem von J. Sasian entwickelten und im Internet zur Verfügung stehenden TCT-Programm [9] zur optischen Berechnung studieren und modifizieren. Der Verfasser hat umfangreiche Berechnungen mit dem TCT-Programm ausgeführt und eine weitere Form eines kompakten Schiefspieglers entwickelt. Dieses als Multi-Schiefspiegler bezeichnete optische System geht von der ursprünglichen Anordnung nach A. Kutter mit konkaven Hauptspiegel und konvexen Zweitspiegel aus. Durch Hinzufügen eines dritten Spiegels und einer zweimaligen Reflexion am
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Konvexspiegel werden ebenfalls vier Reflexionen realisiert. Bei geeigneter Wahl der optischen Parameter gelingt eine gute Kompensation der optischen Fehler für Gesichtsfelder von mehr als 0,5 Grad . Der Zweitspiegel ist dabei je nach optischen Design um 6-25% größer als der Hauptspiegel dimensioniert. Hauptund Zweitspiegel können sphärische Gestalt besitzen, während der dritte Spiegel in den meisten Fällen eine parabolische Form aufweisen sollte. Gegenüber dem klassischen Schiefspiegler kann diese Konstruktion mit größerer Lichtstärke (Öffnungsverhältnis f/9) realisiert werden und erlaubt eine Verkürzung der Baulänge um maximal 50%. Prinzipiell lassen sich auch große Instrumente bis etwa 1 m Öffnung konstruieren. Die Neigung des Bildfeldes ist mit 1,5-2,5 Grad für visuelle Beobachtungen vernachlässigbar.
Realisierung eines Multi-Schiefspieglers
Ein konkretes Design Nr.1 eines MultiSchiefspieglers mit 140 mm Öffnung ist in seinem Strahlenverlauf in der Abb. 1 dargestellt. Weiterhin wird das entsprechende Spotdiagramm (in Abb.2) für ein Bildfeld von 0,5 Grad gezeigt. Dieses Diagramm beschreibt die Fokussierung eines Parallelstrahlenbündels für axiale und außeraxiale Strahlen (letztere mit Winkelneigungen von +/- 0,25 Grad ). Der Kreis um den zentralen Spot entspricht der Größe der natürlichen Beugungsscheibe (Airy-Scheibe). Die Grafiken wurden mit der sehr bedienerfreundlichen winspot-Software von D. Stevick [9] erstellt. Die Konstruktion ist mit einem Öffnungsverhältnis von f/11,7 bereits recht kompakt und besitzt eine beugungsbegrenzte Abbildungsqualität. Die zugehörigen technischen Daten sind in der Tabelle unter Design 1 aufgeführt. Dabei bezeichnet die vierte Reflexion die erneute Reflexion am Zweitspiegel. Die Spiegeldurchmesser beziehen sich auf ein Bildfeld von 0,5 Grad . Die Werte in Klammern geben die erforderlichen Durchmesser der entsprechenden Teilflächen des Zweitspiegels für die zweite und vierte Reflexion an. Damit ein frei zugänglicher Fokus außerhalb des optischen Lichtwegs entsteht, muß die vierte Reflexion etwas versetzt von der zweiten Reflexion erfolgen. Daher ist der Zweitspiegel hier effektiv um 9% größer als der Hauptspiegel dimensioniert.
Abb. 1: Design Multischiefspiegler
Das Öffnungsverhältnis des Teleskops wird wesentlich durch die Brennweite des dritten Spiegels bestimmt. Der dritte Spiegel besitzt zur Korrektur des Kugelgestaltfehlers eine parabolische und bei größeren Öffnungen auch eine hyperbolische Form (Die in den Tabellen aufgeführte konische Konstante k = 0 definiert eine sphärische und k = -1 eine parabolische Form). Wird beispielsweise ein Parabolspiegel von 150 mm Durchmesser und Öffnungsverhältnis f/8 (siehe Design 1) gegen einen mit f/9 ausgetauscht, so erhält man unter Beibehaltung der anderen Spiegel und mit einer nur geringfügig geänderten Geometrie wieder ein funktionsfähiges Instrument mit einem effektiven Öff-
nungsverhältnis von f/13,5. Diese Variante ist in der Tabelle unter Design 2 angegeben. Der Strahlengang und das Spotdiagramm sind in den entsprechenden Abbildungen unter Nr. 2 dargestellt. Die einzelnen Zeichnungen sind maßstäblich zueinander dargestellt und ermöglichen damit einen Größenvergleich der verschiedenen Konstruktionen. Mit Design 3 ist eine weitere Variante berechnet worden, die ein kleines Öffnungsverhältnis (f/19) realisiert und speziell für die Mond- und Planetenbeobachtung geeignet erscheint. In diesem Fall lassen sich drei sphärische Spiegel verwenden. Die verbleibenden Bildfehler sind dabei recht gering (siehe Spotdiagramm Nr. 3). Aufgrund der
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größeren Spiegelabstände (siehe Zeichnung Nr. 3) ist bei dieser Variante ein um 25% größerer Zweitspiegel erforderlich. Die in der Tabelle unter Design 1-3 angegeben Daten lassen sich durch einfache Reskalierung mittels Multiplikator auch noch für größere Instrumente bis etwa 300 mm Öffnung verwenden. Die angegeben Konstruktionen sind nur als Beispiele zu sehen, eine Optimierung mit einem optischen Programm könnte zu kompakteren Lösungen mit günstigeren Spiegelgrößen und Radien führen.
Der Verfasser hat zur praktischen Erprobung des Multi-Schiefspieglers ein Instrument mit 140 mm Öffnung entsprechend Design 1 realisiert. Für die Optik wurden drei kommerzielle Spiegel von jeweils 150 mm Durchmesser aus Duranglas (20 mm dick) verwendet. Da das optische Design nur sphärische bzw. parabolische Spiegel verwendet, sind diese relativ einfach kommerziell erhältlich. Die Spiegelschleifer unter den Amateuren können die Optik sogar selbst herstellen. Die sphärischen Spiegel mit relativ geringen und betragsmäßig gleichen Krümmungsradien können in einem Arbeitsgang geschliffen werden. Die konvexe Fläche läßt sich mittels Interferenztest gegen den bereits vollendeten konkaven Spiegel testen. Dieses Herstellungsverfahren ist vollkommen analog zur klassischen Schiefspiegleroptik. Werden Haupt- und Zweitspiegel von gleicher Größe verwendet (beispielsweise mit 150 mm Durchmesser) so sollte die freie Öffnung auf 140 mm reduziert werden, damit ein vignettierungsfreies Bildfeld von mindestens 0,5 Grad erhalten bleibt. Um die Spiegeloptik mechanisch stabil zu fixieren, wurde eine starre Rahmenkonstruktion aus Stahlprofilrohr (Querschnitt 16 mm, 1 mm dick) aufgebaut und verschweißt. Damit konnte das Gesamtgewicht des Instruments noch relativ niedrig gehalten werden und beträgt bei dem vorgestellten Gerät 11 kg bei etwa 4 kg Spiegelgewicht. Auch eine Aluminiumkonstruktion oder der direkte Einbau der Spiegeloptik in ein stabiles, geschlossenes Gehäuse ist denkbar und könnte das Teleskopgewicht weiter reduzieren. Der Hauptspiegel wurde in einer Standardspiegelzelle mit 3-Punkt-Auflage montiert, die mit drei Justierschrauben versehen ist. Bei größeren Spiegeldurch-
messern und dem Einsatz relativ dünner Spiegel (Dicke < Durchmesser/8) sollten Fassungen mit einer 9-Punkte-Auflage eingesetzt werden, wie sie bei größeren Newton-Teleskopen üblich sind. Um die Feinjustierung des Teleskops unter Beobachtungsbedingungen zu vereinfachen, wurden die Spiegelfassungen für den Zweit- und Drittspiegel modifiziert. Relevant für die Kompensation der Bildfehler sind nur Spiegelneigungen in der gemeinsamen Symmetrieebene der Spiegel (entspricht der Zeichenebene). Die Fassungen wurden so verändert, daß eine Vorjustierung mit Stellschrauben in 3-Punkten erfolgt, während die Feinjustierung (am Fixstern) nur noch mittels einer Stellschraube in Kombination mit einer rücktreibenden Druckfeder geschieht, die in der Symmetrieebene angeordnet ist.
Der Metallrahmen wurde zur Streulichtabschirmung und zum mechanischen Schutz mit einer Verkleidung aus Aluminiumblech (Wandstärke 1 mm) versehen. Der Tubus ist innen mit einer mattschwarzen Lackierung versehen. Die Lackierung könnte durch einen Zusatz von feinen Holzspänen zusätzlich aufgerauht werden, um die Reflexionsfähigkeit zu vermindern. Auch der Einsatz von schwarz-eloxierten Aluminiumblech ist denkbar. Aufgrund der geringen Neigung des Beobachtereinblicks könnte Streulicht von der Eintrittsöffnung her direkt zum Fokus gelangen. Ein Blendenrohr befindet sich direkt vor dem Okularauszug und soll dies vermeiden. Dieses Rohr endet erst kurz vor dem objektseitigen Lichtbündel und darf nicht zu lang werden, weil sonst der Hauptspiegel abgeschattet wird.
Justierung der Optik
Eine Vorjustierung der Spiegel erfolgte mit einem Laserpointer, der zentral in der Eintrittsöffnung positioniert wurde. Der Laserstrahl trifft zunächst zentral auf den Hauptspiegel und sollte dann zentriert den Zweitspiegel erreichen. Der Hauptspiegel wird noch geringfügig weiter in der Symmetrieebene geneigt, damit der Zweitspiegel nicht mehr direkt im Zentrum, sondern in einem Abstand von etwa (150 mm - 123 mm) / 2 = 13,5 mm versetzt vom Laserstrahl getroffen wird. Die für die zweite Reflexion erfor-
Abb. 2: Spotdiagramme Multischiefspiegler
derliche Spiegelfläche besitzt 123 mm und für die vierte Reflexion 71 mm Durchmesser (siehe Tabelle). Vom Zweitspiegel trifft der Strahl zentral auf den Parabolspiegel (Spiegel 3), der sich neben dem Hauptspiegel befindet. Der Parabolspiegel wird nun entlang der Symmetrieebene in Richtung der Öffnung soweit geneigt, daß eine erneute Reflexion am Sekundärspiegel mit einem Abstand der Laserreflexe von etwa d = sin 5 Grad x 533 mm = 46 mm auftritt. Damit wird der neuerlich vom Zweit-
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spiegel reflektierte Strahl seitlich am Hauptspiegel vorbei zentriert in den Okularauszug gelenkt. Mit etwas Erfahrung dauert diese Prozedur nur wenige Minuten. Eine Feinjustierung des Instruments unter Kompensation von axialen Astigmatismus und Koma sollte an einem hellen Stern erfolgen. Der Astigmatismus wird bei intra- und extrafokaler Betrachtung der Sternscheibe im Okular als Ellipse sichtbar, welche ihre Achsen um 90 Grad dreht und kann recht einfach durch eine kleine Neigungsänderung des Zweitspiegels kompensiert werden. Bei größeren Änderungen des Neigungswinkels wird allerdings eine erneute Laserjustierung des Strahlengangs erforderlich. Zudem würde sich auch die Fokuslage seitlich verschieben und damit die Position des Okularauszugs. Daher sollte die mechanische Konstruktion erst realisiert werden, nachdem die endgültigen Spiegelradien und das optimierte Design feststehen. Etwas schwieriger gestaltet sich die Kompensation eventuell auftretender Koma. Dafür könnte man prinzipiell den Abstand von Zweit- und Parabolspiegel mittels geeigneter Fassungen um einige Zentimeter verstellbar halten. Zur Korrektur der Koma wird dann der Spiegelabstand solange verändert, bis eine optimale Sternabbildung erreicht wird. Simulationen mit dem TCTProgramm und praktische Versuche zeigen aber, daß verbleibende Bildfehler allein durch geringfügige Neigungsänderungen von Zweit- und Drittspiegel korrigiert werden können. Eine geeignete Einstellung der beiden in der Symmetrieebene wirkenden Justierschrauben ermöglicht damit eine vollständige Bildfehlerkompensation. Mit Hilfe eines präzisen Planspiegels von 150 mm Durchmesser läßt sich in einem sogenannten Autokollimationstest [10] die Justierung und optische Qualität des Gesamtsystems ermitteln. Dabei lassen sich im Fokus dieselben einfachen Testmethoden wie für einen Kugelspiegel im Krümmungsmittelpunkt anwenden (Test mit Messerschneide nach Foucault oder Ronchigitter). Gerade bei einem komplexen Spiegelsystem liefert dieses Verfahren eine sichere Beurteilung und optische Fehler des kompletten Systems werden erkennbar. Dieses Verfahren läßt sich auch verwenden, um damit die Oberflächengüte des Konvexspiegels zu beurteilen, so-
fern die beiden anderen Spiegel optisch perfekt sind und die Justierung einwandfrei ist. Als kompakte Lichtquelle für die optischen Tests im Fokus eignet sich eine Lichtleitfaser [11].
Die Betrachtung des Vollmonds oder der Sonne (Vorsicht - nicht direkt in den Strahlengang schauen!) bietet eine weitere Justierhilfe, um eventuelle Vignettierungen durch Blenden zu erfassen und zu beseitigen. Nach Entfernen der Seitenverkleidung setzt man vor jeden Spiegel sukzessive eine weiße Pappscheibe und kann damit den aufgefangenen Lichtfleck beobachten, der keine Abschattungen aufweisen darf. Zum Auffangen der vierten Reflexion darf nur der entsprechende Teilbereich des Zweitspiegels bedeckt werden. Eventuell ist auch das von der Reflexionsschicht erzeugte Streulicht für die Beobachtung der beleuchteten Spiegelfläche ausreichend. Damit wird ein vignettierungsfreies Bildfeld von zumindest 0,5 Grad gewährleistet.
Der Multi-Schiefspiegler besitzt gewisse Justiertoleranzen, innerhalb derer sich die Bildqualität nicht merklich ändert. So können die Spiegelabstände einige Millimeter und die Spiegelneigungen um wenige zehntel Grad abweichen. Bei Abweichung der sphärischen Spiegel-
Bild 1: Prototyp eines Multi-Schiefspieglers, der mittels einer Aluminiumgabel auf der Deklinationsachse einer einfachen Selbstbaumontierung gelagert ist. Das Gehäuse besitzt die Abmessungen 770mm x 440mm x 210mm. Die Tubusbreite verkürzt sich nach vorne auf 380 mm. Die Tubuslänge wurde für den Einbau und Test verschiedener Spiegeloptiken überdimensioniert und läßt sich für das hier realisierte Design 1 noch um etwa 150 mm verkürzen.
radien um mehr als 50 mm sollten Abstände und Winkel mit einem optischen Programm nachoptimiert werden. Besonders empfindlich reagiert die Bildfehlerkompensation auf einen abweichenden Radius des Parabolspiegels. Bereits bei 20 mm Radiusänderung entsteht merklicher Astigmatismus, der durch entsprechende Neigung des Zweitspiegels kompensiert werden kann. Die mechanischen Toleranzen werden um so größer, je kleinere Öffnungsverhältnisse realisiert werden.
Eigenschaften und Beobachtungserfahrungen
Ein gewisser Nachteil des MultiSchiefspieglers besteht in den erforderlichen Zahl von vier Reflexionen, die zu einem deutlichen Lichtverlust führen. Bei der üblichen Aluminium- und Schutzbeschichtung mit einer Reflektivität von ca. 89% resultiert eine Lichtdurchlässigkeit von effektiv 63%. Aus diesem Grunde sollte eine hochreflektierende Aluminiumbeschichtung bzw. silberbeschichtete Spiegel verwendet werden. Auch eine eigene Versilberung mit einem naßchemischen Verfahren [10] ist möglich und wurde vom Verfasser in der Erprobungsphase verwendet. Die Silberschicht läuft ungeschützt jedoch bald an und wird unbrauchbar. Bei der Reflexion auf diesen Silberschichten wurde zudem deutlich mehr Streulicht beobachtet als auf vakuumbeschichteten Spiegeln. Mit dem beschriebenen Prototypen des Multi-Schiefspieglers konnten erste Beobachtungserfahrungen an Mond, Jupiter und diversen Sternhaufen gewonnen werden. Die visuellen Eindrücke wurden dabei mit einem katadioptischen Schiefspiegler von 150 mm Öffnung (f/20) verglichen.
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Beschreibung vergleichender Mondbeobachtungen
Bild 2: Sichtbar wird die innere tragende Rahmenstruktur aus Stahlprofilrohr, an der Spiegelfassungen, Okularauszug und eine Montierungsplatte befestigt sind. Unmittelbar vor dem Okularauszug ist ein Blendenrohr montiert, um direktes Streulicht von der Eintrittsöffnung her zu unterdrücken. Die Blende ist insbesondere bei Tagesbeobachtungen erforderlich und erhöht den Bildkontrast. Bei diesem Teleskop sind noch Standardspiegelfassungen eingebaut, die durch die neuen Justierfassungen ersetzt werden sollen.
Der Mond wurde nahe der Vollmondphase mit beiden Geräten mit jeweils gleicher Vergrößerung beobachtet. Dabei lassen sich insbesondere Details mit schwachen Kontrastumfang (in der Mondmitte) mit kontrastreichen Details am Mondrand vergleichen, wo sich der Terminator befand. Der Schiefspiegler lieferte bei 250facher Vergrößerung ein überzeugendes kontrastreiches Bild sowohl in zentralen Mondregionen als auch am Rand. Bei 375fach waren die Details im Zentrum schon deutlich verwaschen, am Rande aber immer noch detail- und kontrastreich. Der MultiSchiefspiegler zeigte bei 200facher Vergrößerung ebenfalls ein kontrastreiches Bild in zentralen Mondregionen und Randbereich. Bei 350fach wurde allerdings auch hier ein Limit erreicht, höhere Vergrößerungen ergaben keine weiteren Details im Zentrum, während das Bild am Terminator immer noch kontrastreich erschien. Diese ersten Vergleichsbeobachtungen sind aufgrund der verwendeten Okulare unterschiedlichen Typs nicht exakt vergleichbar und sollen nur einen Anhaltspunkt dafür liefern, daß vergleichbare optische Leistungen erzielbar sind. Bei einem Öffnungsverhältnis f/20 können langbrennweitige Okulare einfacher Bauart verwendet werden, während bei lichtstärkeren Geräten Okulare mit entsprechend kürzerer Brennweite und von höherer Qualität gefordert sind. Die anwendbaren Maximalvergrößerungen sind zudem noch von der Luftunruhe und der Temperaturanpassung der Geräte abhängig.
Bild 3: Unterhalb der dreiarmigen Spiegelhalteplatte befindet sich eine weitere kleine dreiarmige Platte, die mittels drei Gewindezapfen und Stellmuttern angeschraubt ist. Die beiden Platten sind durch eine zentral gelagerte kleine Stahlkugel als Kippelement miteinander in Kontakt. Auf der Rückseite der kleinen Platte befindet sich ein einfaches Gabelgelenk, das mit der Gehäusebefestigung verschraubt wird, so daß eine Drehung in der Symmetrieebene erfolgt. In einigen Zentimetern Abstand in dieser Ebene befindet sich eine Stellschraube die sich in einem Gewindebolzen an der Spiegelhalteplatte dreht. Auf dem Gewindebolzen ist eine auf Druck belastete Feder gesteckt. Die Feder drückt den entsprechenden Arm der Spiegelhalteplatte vom Gehäuserahmen ab und ermöglicht damit eine spielfreie Feinjustierung mit der Stellschraube.
Den interessierten Amateuren möchte ich den Nachbau dieser neuen kompakten Multi-Schiefspiegler, sowie der von E. Herrig entwickelten KompaktSchiefspiegler [8] empfehlen, damit eine möglichst umfangreiche praktische Erprobung dieser interessanten Systeme realisiert wird. Die dargestellte Konstruktion des Multi-Schiefspieglers und weitere Varianten sind vom Verfasser durch ein Patent [12] vor einer kommerziellen Nutzung geschützt worden. In der entsprechenden Offenlegungsschrift sind auch weitere optische Varianten beschrieben.
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Literatur: [1] A. Kutter: Der Schiefspiegler; Verlag F.
Weichardt, Biberach/Riss (1953) [2] A. Kutter: S&T, S. 64 (12/1958) [3] H. Rutten , M. van Venrooij: Telescope Optics,
Willmann-Bell Inc., Richmond, Virginia, 113 (1988) [4] A. Kutter: S&T, S.46 (1/1975) und S.115 (2/1975) [5] R. A. Buchroeder: S&T, S.418 (12/1969) [6] M. Brunn: SuW, S.647 (8,9/1976) und SuW,
S.808 (11/1976) [7] P. Riepe, und S. Binnewies: SuW, S.164
(2/1997) [8] E. Herrig: S&T, S.113 (11/1997) und interstella-
rum 13, S.56 (1998) [9] TCT-Software von J. Sasian und winspot von
D. Stevick, webpage unter: http://bhs.broo.k12.wv.us/homepage/alumni/dste vick/ [10] K. Wenske, Spiegeloptik, Verlag Sterne und Weltraum, Düsseldorf (1978) und München (1997) [11] E. Jones: S&T, S.85 (7/1992) [12] H. Wolter, Offenlegungsschrift DE 19925931 A1 (unter der webpage des deutschen Patentamts: www.depanet.de ) und EP Nr. 99111266.5; weitere Konstruktionen unter der homepage: www.ep3.uni-halle.de/user/heino/Astro/
Daten der Multi-Schiefspiegler (Design 1-3)
Design Nr. (Öffnung) Öffnungsverhältnis
Reflexion Nr.Durchmesser
Spiegelradius
Abstand
Spiegel- Konische neigung Konstante
1
1
(140)
2
f/11,7
3
4
140
-7200
555
146 (123) 7200
525
124
-2400
533
(71)
7200
715
+8,3
0
+8,1 Grad
0
+2,5 Grad -1
-13,4 Grad 0
2
1
(140)
2
f/13,5
3
4
140
-7200
600
152 (122) 7200
605
123
-2700
615
(71)
7200
775
-8,0 Grad
0
+8,0 Grad 0
+2,5 Grad -1
-13,4 Grad 0
3
1
(150)
2
f/19,0
3
4
150
-10000 890
186 (131) 10000
877
135
-4000
889
(81)
10000
1168
-6,6 Grad
0
+6,6 Grad 0
+2,6 Grad 0
-12,2 Grad 0
Alle Längenangaben erfolgen in mm. (Durchmesser) beschreibt die für ein Bildfeld von 0,5 Grad erforderliche Größe der entsprechenden Teilfläche des Zweitspiegels. Ein negativer Spiegelradius bezeichnet konkave Spiegel, positive Werte konvexe Spiegel. Der Reflexionswinkel ist 2 x Spiegelneigung. Die konische Konstante k ist definiert als k = - (Exzentrizität)2.
Die Selbstherstellung
Teil 1
eines Teleskopspiegels
von Thomas Heising
Die Materialzentrale hat sich die Aufgabe gestellt, den Spiegelselbstschliff zu unterstützen. Ein umfangreiches Angebot erwartet den Spiegelschleifer. Neben kompletten Spiegelschleifsätzen, die alles Notwendige zum Schliff eines Fernrohrspiegels enthalten, können auch Schleif- und Poliermittel in kleinen Mengen bezogen werden. Zur Messung des Krümmungsradius der bearbeiteten Fläche ist eine Meßuhr zum Bau eines Sphärometers erhältlich. Leider ist der Spiegelselbstschliff im deutschsprachigen Raum nicht sehr weit verbreitet. Dabei kann man mit etwas Geduld und Ausdauer einen guten Fernrohrspiegel schleifen, der mit Sicherheit die Qualität vieler industriell hergestellter Spiegel übertrifft. Die von uns geprüften Fernrohrspiegel verschiedener Hersteller lagen in ihrer Qualität oft am unteren Limit und waren damit schlechter als es bei der Selbstherstellung möglich wäre. Ob sich der Selbstschliff finanziell rentiert, muß man selbst einschätzen, da die Kosten für die anderen Bauteile des Fernrohrs erhalten bleiben. Aber auch hier hat der absolute Selbstbaufreak noch genügend Spielraum, so daß es möglich ist, mit minimalem finanziellen Aufwand ein relativ großes und gutes Spiegelfernrohr zu bauen. Und noch aus einem anderen Grunde ist der Selbstschliff zu empfehlen. Man lernt sehr viel über Astro-Optik und ist damit in der Lage, Angaben der Händler über Fernrohre besser einzuschätzen.
Zweck der folgenden Zeilen ist es, den interessierten Amateur mit den Möglichkeiten der Selbstherstellung eines 15 cm bis 20 cm Spiegels vertraut zu machen. Hier kann aber nur ein erster Überblick über die Arbeitsschritte gegeben werden. Das Studium von weiterführender Literatur [1, 2] ist unerläßlich. Dem Anfänger wird dringend abgeraten sich an einem größeren Spiegel zu versuchen, da die Probleme mit dem Spiegeldurchmessers sowie dem Öffnungsverhältnis stark anwachsen.
Notwendige Materialien und erste Arbeitsgänge
Das Prinzip des Schleifens ist eigentlich sehr einfach. Reibt man 2 runde Glasscheiben aufeinander, zwischen
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denen sich ein Schleifmittel befindet, so wird die obere Scheibe mehr in der Mitte, die untere Scheibe mehr am Rand abgeschliffen, da sich diese beiden Gebiete der beiden Scheiben fast ständig berühren. Kombiniert man diese Schleifbewegungen mit einer Drehbewegung der Scheiben, so erreicht man, daß die obere Scheibe eine konkave, die untere Scheiben eine konvexe Fläche erhält. Die konkave, obere Scheibe bildet den späteren Spiegel während die konvexe untere Scheibe das Werkzeug, die sogenannte Schleifschale ergibt. Der Effekt dieses Schleifvorgangs erhöht sich logischerweise um so mehr, je größer die Verschiebung der beiden Scheiben zu einander ist. Das Polieren des Spiegels findet grundsätzlich genauso statt. Welche Materialien sind nun notwendig, um einen 15 cm Spiegel zu schleifen: · 2 Glasscheiben von ca. 15 cm Durch-
messer und einer Dicke von ca. 3 cm. Wegen des geringen Ausdehnungskoeffizienten hat sich Duran als Werkstoff für den Spiegel bewährt, während die Schleifschale aus gewöhnlichem Plattenglas bestehen kann.
· Karborundum als Schleifmittel mit verschiedenen Körnungen: - K80, K100, K150 für den Grobschliff, - K220, K320, K400 für den Mittelschliff, - K500, K600, K800 für den Feinschliff, - Feinschmirgel für den letzten Feinschliff.
· Polierpech, sowie etwas Polierweiß für die Politur.
· Ein stabilen, hüfthohen Ständer mit einer stabilen Holzscheibe zur Aufnahme der Schleifschale. Als Ständer eignet sich beispielsweise ein mit Sand gefülltes Faß oder auch ein alter Kühlschrank.
· Ein Raum, in dem man seine Ruhe hat und wenig gestört wird. Die Raumtemperatur ist beim Schleifen unkritisch sollte aber beim Polieren 21 Grad C am Arbeitsort nicht unterschreiten.
Die Schleif- und Polierbewegungen lassen sich in 3 Teilbewegungen aufspalten:
1. Hin- und Herschieben des Spiegels auf der Schleifschale - diese Bewegung wird auch ,,Strich" genannt
2. leichte Drehung während der Schleifbewegung
3. langsames Gehen um den Schleifständer
Alle 3 Bewegungen müssen gleichzeitig ausgeführt werden und sind nach kurzer Zeit erlernt. Dieses manuelle Schleifen kann auch eine Maschine übernehmen. Bauvorschläge findet man in [2].
Das Schleifen
Die folgenden Zeilen behandeln in erster Linie das ,,klassische" Schleifverfahren mittels zweier Glasscheiben. In jüngerer Zeit wurden von einigen Amateuren noch andere Verfahren erprobt, die hier aber nicht näher beschreiben werden können. Das im folgenden beschriebene Verfahren ist zwar etwas zeitaufwendiger, führt aber in den allermeisten Fällen zum Erfolg und sei damit dem Anfänger empfohlen.
Der Grobschliff dient in erster Linie dazu, dem Spiegel die notwendige Höhlung zu geben. Mittel- und Feinschliff sollen nur noch die Oberfläche so weit glätten, daß eine Politur möglich ist. Vor dem Schleifen prüft man, ob die beiden Glasscheiben eine etwa 1 mm breite Phase haben. Sollte das nicht der Fall sein, ist es notwendig, die Glaskanten mit einem Schleifstein in einer mit Wasser gefüllten Schüssel anzuschleifen. Fehlt die Phase kommt es leicht zu unschönen Glasabsprüngen am Rand. Zu Beginn des Schleifens befestigt man die zukünftige Schleifschale auf dem Ständer und verrührt darauf etwa einen halben Teelöffel Karborundum K80 mit etwas Wasser. Darauf setzt man den Spiegel vorsichtig auf und beginnt mit den oben beschriebenen Schleifbewegungen. Ein lautes Knirschen und Knacken verrät, daß der Schleifvorgang in vollem Gange ist. Die Effektivität erhöht sich wesentlich, wenn man von Zeit zu Zeit die Strichbewegungen mit Überhang ausführt (Abb. 1a, 1b und 2).
Sollten sich die Scheiben beim Schleifen einmal festsaugen, so empfiehlt es sich, sie gemeinsam in einem Wasserbad vorsichtig zu erwärmen. Meist lösen sie sich so ganz von allein. Den Krümmungsradius R des Spiegels, der dem Doppelten der Brennweite entspricht, prüft man am besten mit einem Sphärometer. Ein einfaches Balkensphärometer mit einer Meßuhr ist leicht gebaut und in [2] beschrieben (Abb. 3). Es gibt auch eine Möglichkeit, ohne Sphärometer den Krümmungsradius näherungsweise zu bestimmen. Bei diesem Verfahren wird der gesäuberte und angefeuchtete Spiegel an einer Wand in Augenhöhe aufgestellt und der Raum abgedunkelt. Neben dem Kopf bewegt
1/3 Radius
Abb. 1a: Ganzer Strich (Mitte über Mitte)
Abb. 1b: Strich mit Überhang (hier: Mitte über Rand)
Abb. 1c: Drittelstrich
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Abb. 2: Schleifen mit Überhang zur schnellen Aushöhlung des Spiegels.
Abb. 4: Schleifen mit Drittelstrich.
Abb. 3: Messung des Krümmungsradius mit einfach zu bauendem Balkensphärometer.
man eine Taschenlampe auf und ab und beobachtet deren Spiegelbild. Bewegt sich das Spiegelbild in der gleichen Richtung wie die Lampe, befindet sich der Beobachter innerhalb des Krümmungsradius. Sind die Bewegungen gegenläufig, so ist man außerhalb des Krümmungsradius. Kann man die Bewegungsrichtung des Spiegelbilds nicht mehr unterscheiden, befindet sich das Auge des Beobachters genau im Krümmungsradius. Auf diese Weise kann man den Krümmungsradius auf einige Zentimeter genau bestimmen. In [1] ist dieses Verfahren näher erläutert. Für einen 15 cm Spiegel mit 120 cm Brennweite ergibt sich ein Krümmungsradius von 240 cm. Den Grobschliff mit K80 beendet man aber schon bei einem Krümmungsradius von ca. 270 cm. Von da an wird nur noch Mitte über Mitte geschliffen, da es jetzt nur noch darum geht, die Oberfläche immer feiner zu schleifen. Die noch fehlenden 30 cm am gewünschten Krümmungsradius ergeben sich beim Schleifen mit den weiteren Schleifmittelfraktionen. Sollte man den gewünschten Krümmungsradius schon unterschritten haben, vertauscht man in der Schleifanordung einfach Spiegel und Schleifschale. Mit den Schleifmittelfraktionen K100, K150 und K220 schleift man jeweils mindestens ein Stunde, wobei man nach 10 - 15 Minuten Spiegel und Schleifschale abwäscht und neu mit Schleifmittel beschickt. Vor dem Übergang auf andere Schleifmittelfraktionen sind Spiegel, Schleifschale sowie der gesamte Arbeitsplatz sorgfältig zu reinigen, um Kratzer auf dem Spiegel zu vermeiden. Aus dem gleichen Grunde sollte man vor jedem neuen Schleifgang den Spiegel vorsichtig auf die Schleifschale setzen und beide erst nur einige Millimeter gegeneinander bewegen und danach mit ganz
kurzen Strichen den Schleifvorgang beginnen. Eventuell vorhandene größere Körner werden so zerdrückt und können keinen Schaden mehr anrichten. Ab K320 wird nur noch mit Drittelstrichen weitergearbeitet (Abb. 4). Eine Schleifdauer von mindestens 1,5 bis 2 Stunden wird empfohlen. Ab K400 sollte auch mit einer Lupe auf der gesamten Spiegeloberfläche kein gröberes Loch mehr zu erkennen sein. Bei den Fraktionen K400, K500 und K600 beträgt die Schleifdauer mindestens 1 Stunde, wobei man zum Schleifbrei auf der Schleifschale noch ein Tropfen Spülmittel gibt. Das Spülmittel bewirkt eine bessere Verteilung des Schleifmittelbreis auf den Glasscheiben. Ab K500 empfiehlt es sich zu kontrollieren, ob die Oberflächen auch sphärisch sind. Dazu zieht hat man den Spiegel vorsichtig ab und zeichnet mit einem Bleistift ein Kreuz auf seine Oberfläche, das durch die Rückseite gut zu erkennen ist. Beim Weiterschleifen sollte dieses Bleistiftkreuz gleichmäßig verschwinden und nach ca. 5 bis 10
Strichen nicht mehr zu sehen sein. Dem Anfänger empfiehlt es sich, diese Bleistiftprobe schon bei den vorhergehenden Fraktionen durchzuführen. Hat der Spiegel die Probe auf eine sphärische Oberfläche bestanden, arbeitet man sich auf die gleiche Weise bis zur Fraktion K800 vor. Der letzte Schliff erfolgt mit Feinschmirgel. Dabei sind mindestens 4 Schleifgänge vorzusehen, wobei der letzte Schleifgang wenigstens 45 Minuten dauern sollte. Nach dem Feinschliff sollte das Reflexbild einer Glühlampenwendel unter allen Einfallswinkel über die ganze Oberfläche gleichmäßig hell zu erkennen sein. Hat man diesen Zustand erreicht, kann man zur Politur schreiten, worüber im nächsten Teil berichtet wird.
Literatur: [1] Rohr, H.: Das Fernrohr für Jedermann,
Orell-Füssli Verlag, Zürich [2] Wenske, K.: Spiegeloptik, Verlag Sterne und
Weltraum, München
Ich finde Kos, die Kids haben genug gesehen. Wir sollten den Dobson mal auf die andere Seite stellen.
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Neues aus der Arbeit der VdS-Sternwarte Kirchheim
Die Volkssternwarte Kirchheim ist nun schon sieben Jahre als Feriensternwarte der VdS aktiv- Grund genug, wieder einmal Bilanz zu ziehen. Über die Entstehungsgeschichte der Sternwarte und die ersten Jahre des gemeinsamen Wirkens mit der VdS wurde in dieser Zeitschrift schon einmal berichtet /1/. Deshalb soll hier nur ein kurzer Überblick über die Entwicklung der letzten Jahre, die technischen Fortschritte und das aktuelle Angebot für Gastbeobachter gegeben werden.
von Jürgen Schulz
1996 1997 1998 1999 Gesamt seit 1992
Anmeldungen Gastbeobachter Beobachtertage*)
20
27
29
31
202
130
143
257
235
1528
406 385 605 522 3470
*) "Beobachtertage" = Summe der tatsächlichen Aufenthaltstage aller Gastbeobachter
Tab. 1: Die Nutzung der Sternwarte
Besucherstatistik
Neben Einzelbeobachtern kommen kleine Gruppen und auch Familien zu uns. Verschiedene Fachgruppen der VdS nutzen die Sternwarte für Tagungen, Seminare und Workshops. Zweimal jährlich trifft sich der VdS-Vorstand in Kirchheim, oft kombiniert mit einem Fachgruppenleitertreffen. Nicht zuletzt fanden bei uns die ersten Redaktionssitzungen für diese VdS-Zeitschrift statt. Es sei an dieser Stelle angemerkt, daß die Kapazitätsgrenze unserer ehrenamtlich geführten Sternwarte in Spitzenzeiten erreicht ist. Deshalb ist eine rechtzeitige Anmeldung von Vorteil. Erfahrungsgemäß haben aber auch Kurzentschlossene gute Chancen auf ein freies Teleskop über`s Wochenende.
Technische Ausstattung
Die instrumentelle Basis konnte in den letzten Jahren systematisch erweitert werden. Der Schwerpunkt lag dabei auf Zusatzgeräten zur Verbesserung der Beobachtungsqualität. So erfuhren das Spektrum an Okularen und Filtern sowie die Sammlung selbstgebauter mechanischer Adapter einen deutlichen Zuwachs. Sämtliche peripheren Teile sind übersichtlich in Koffern geordnet und so ergänzt worden, daß an beiden Teleskopkomplexen eine vollständige Ausrüstung vorhanden ist. Nun können zwei Teams unabhängig voneinander arbei-
ten. Um diese Möglichkeit auch nutzen zu können, wurde ein drittes Gästezimmer eingerichtet. Die Modernisierung und Vereinheitlichung der großen Instrumente ist und bleibt der Fokus unserer technischen Arbeit. So wurden beide Teleskope auf Schrittmotorantrieb mittels Sinus-2Steuerung umgerüstet und alle Okularauszüge mit 2"/1,25"-Adaptern ausgestattet. An der Montierung des 30-cm-Cassegrain wurden Deklinationsachse und Tangentialtriebe komplett umgebaut, so daß der von Herrn Dr. Jansen gestiftete Kutter-Schiefspiegler 250/5000 mm als zusätzliches Instrument angedockt werden konnte. Das alte 30-cm-Spiegelsystem wurde - teilweise gesponsert von Philipp Keller - durch LOMO-Sital-Spiegel ersetzt. Damit auch durchwachsene Wetterlagen nicht zum Astro-Frust führen, ist besonders in die Sonnenbeobachtungstechnik investiert worden. So stehen neben den Herschelprismen ein Protuberanzenansatz und seit kurzem als ganz besonderes Highlight ein 0,5-Angström-Daystarfilter für das astronomische Tagesprogramm zur Verfügung. Letzteres wurde von den Autoren des Handbuches für Sonnenbeobachter finanziert und als Dauerleihgabe nach Kirchheim gegeben. Damit ist die Beobachtung spektakulärer Aktivitätsausbrüche auf der Sonne, wie man sie von den herrlichen Fotos der Spezialisten kennt, kein Problem mehr.
Selbst eingefleischte CCD-Freaks können sich der H-alpha-Faszination nicht entziehen! Freunde transportabler Fernrohre können auf ein C8 oder einen 5"-FagottRefraktor zurückgreifen- beide Geräte sind Schenkungen an die VdS. Mit der Installation einer zentralen Gleichspannungsversorgung stehen jetzt an den Fernrohren Potentiale von 6V...24V im 3V-Raster zur Verfügung. Gleichzeitig wurden die Fernrohre untereinander sowie mit dem Vortragsraum und der künftigen Computerzentrale mit Telefon-, Video-, Computer- und Teleskopsteuerungskabeln vernetzt. Nach jahrelangem Ringen mit der Telekom haben wir endlich mit entsprechender Eigeninitiative - 200m Kabelgraben bis zum nächsten Mast - einen Telefonanschluß bekommen. Über die ISDN-Anlage ist es nun möglich, mit hoher Geschwindigkeit im Internet zu surfen. Einen speziell dafür ausgerüsteten PC, den jeder Gastbeobachter ausleihen kann, hoffen wir mit Unterstützung der VdS anschaffen zu können. Damit ist auch an Regentagen für ein aktuelles Astroprogramm gesorgt. Neben den optimistischen Fortschritten sollen aber auch unsere Probleme nicht ungenannt bleiben. Leider entstanden einige sicher unabsichtlich verursachte Geräteschäden, die von den Gastbeobachtern nicht gemeldet wurden und deshalb auch nicht über die Haftpflicht der Gäste geregelt werden konnten. Diese vermeidbaren, von unserem Verein finanziell getragen Kosten hätten wir lieber für Neuanschaffungen verwendet. Aus Platzgründen müssen wir uns leider auch von unserem Plattenmeßgerät Ascorecord trennen. Aktivisten der fotografischen Positionsbestimmung können das Präzissionsinstrument preisgünstig
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Abb. 2: 2"-Adapter für den Anschluß von Camcordern (Eigenbau)
Abb. 3: Elektromotorischer 2"-Kamera-Auszug (Eigenbau)
Abb. 1: In der großen Schiebedachhütte sind der 30-cmCassegrain und der 25-cm-Schiefspiegler mit Leitfernrohren und Sonne-H-Filter montiert.
Kontaktadresse: Dr. Jürgen Schulz Volkssternwarte Kirchheim Arnstädter Straße 49 · D-99334 Kirchheim (Thür.) Tel. 49- 36200 61656 eMail: j.schulz.kirchheim@t-online.de http://home.t-online.de/home/tobias.pfaf f
erwerben! Sehr schwierig gestaltet sich die Werterhaltung der Gebäude. Allein durch Arbeitseinsätze unserer Vereinsmitglieder und die zwangsläufig bescheidene finanzielle Unterstützung durch unsere kleine Kommune sind die baulichen Probleme auf Dauer nicht zu bewältigen. Wir bemühen uns um Fördermittel durch den Freistaat Thüringen und hoffen so die dringendsten Reparaturen realisieren zu können.
Beobachtungsmöglichkeiten
Für alle, die unsere Sternwarte noch nicht aus eigener Anschauung kennengelernt haben, seien hier die wichtigsten Angebote im Überblick genannt:
· 3 Gästezimmer mit TV, Telefon + ISDN, · Dusche, WC, · Küche, · Vortragsraum mit Bibliothek
· Refraktor 63/840 (Zeiss), · C-8 · 5"-Fagottrefraktor (Lichtenknecker) · Newton/Cassegrain 300/1500/4500
(Keller) · Kutter-Schiefspiegler 250/5000
(Lichtenknecker) · Newton 500/2500 (Wilke) · Aplanatische Kühn-Slevogt-Kamera
300/450/900 (Zeiss) · AS-Refraktoren 80/1200, 110/1650,
200/3000 (Zeiss) · Protuberanzenansatz (Lille) · Sonnenobjektivfilter, Herschelprismen
(Zeiss) · 0,5 Angström-H-alpha-Filter (Daystar) · Teleobjektive Sonnar 2,8/180 (Zeiss/
6x6), Sonnar 4/300 (Zeiss/6x6), MTO 8/500 (LOMO)
Die Unterkunft kostet für VdS-Mitglieder 25,-DM (Sommer) bzw. 30,-DM (Winter). Für die Teleskopnutzung sind 20,-DM/ Tag zu entrichten.
Genutzt werden können nach entsprechender Einweisung alle o.g. Geräte sowohl visuell als auch fotografisch oder mit eigener CCD-Kamera. Technische Unterstützung gibt neuerdings unser auf ABM-Basis beschäftigter Mitarbeiter Peter Große. In der Bibliothek liegen u.a. alle wichtigen Periodika der Fachgruppen aus, so daß sich jeder Gast mit den vielfältigen Aktivitäten der VdS vertraut machen und Anregungen für eigene Beobachtungen holen kann.
Was mit etwas Geschick und Geduld in Kirchheim erreichbar ist war haben die Bilder von Michael Hensel aus Berlin im letzten Heft dieser Zeitschrift dokumentiert.
Wir danken dem VdS-Vorstand und allen Sponsoren für die Unterstützung des Projektes VdS-Feriensternwarte und hoffen auch für die Zukunft auf weitere gute Zusammenarbeit und zahlreiche Spenden.
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Astronomie für Jugendliche
von Uwe Reimann
Kontakt zu Gleichgesinnten ist für ein Hobby besonders belebend. So kann man mit anderen Amateurastronomen zusammen Beobachtungserlebnisse und Bilder austauschen oder die nächste Beobachtung gemeinsam planen. Besonders für Jugendliche ist das interessant. Was aber, wenn man in einer ländlichen Gegend wohnt, in der sich keine anderen Amateurastronomen finden? Was, wenn man in einer Stadt wohnt, die keinen aktiven Astronomieverein oder eine Sternwarte hat? Meist ist es in so einem Fall für Jugendliche schwierig, andere Astronomen kennen zu lernen. Oft genug machen einem aber auch andere Randbedingungen die Ausführung des Hobbys schwer, ausgerechnet vor einer Klassenarbeit sind die Nächte klar und es gibt etwas besonderes am Himmel zu sehen. Was bleibt sind die Ferien. In den Ferien lassen sich beide Anforderungen an sein Hobby bestens erfüllen: Chancen auf gutes Wetter und die Gesellschaft anderer AstronomieInteressierter. Wo es diese geniale Kombination gibt? In einem astronomischen Jugendlager!
Astronomische Jugendlager
Eine gute Möglichkeit, die Ferien ganz dem Hobby zu widmen sind astronomische Jugendlager. Hier hat man gleich noch den Vorteil, dass man ohne die
Eltern Urlaub machen kann. Denn die astronomischen Jugendlager, die ich in diesem Artikel vorstelle, werden alle von Jugendlichen für Jugendliche veranstaltet. Insgesamt gibt es derzeit drei Jugendlager, die mit viel Vorbereitungsaufwand veranstaltet werden. Zwei davon finden in Deutschland statt, eins ist international und findet an verschiedenen Orten Europas statt.
Wo wohnen die Teilnehmer?
Beim Begriff "Astrocamp" denken manche vielleicht an ein Zeltlager, aber nein: Alle Jugendlager werden in Häusern veranstaltet, die Jugendgästehäuser oder Jugendherbergen sind. Die astronomische Ausrüstung ist heute so umfangreich und empfindlich (Teleskope, Computer, Bücher, Arbeitsmaterial), dass sich nur ein richtiges Haus zur Veranstaltung eines astronomischen Jugend-
lagers eignet. Oft wird gleich das ganze Haus für das Camp gemietet, denn die Anforderungen sind hoch: Jede Arbeitsgruppe braucht ihren eigenen Seminarraum. Viel Zeit verbringen die Teilnehmer mit der Vorbereitung und Auswertung der Beobachtungen und da ist Platz besonders wichtig.
Was passiert in einem Astrocamp?
In einem astronomischen Jugendlager wird viel geboten: Ein umfangreiches astronomisches Programm, Beobachten,
Freizeit, Gruppenspiele, Ausflüge, usw. Jeder Teilnehmer sucht sich bei der Anmeldung aus einer Palette von astronomischen Arbeitsgruppen die aus, die ihm am meisten zusagt. In einem Infoheft über das Camp finden sich hierzu ausführliche Informationen. Die Arbeitsgruppen (AGs) bestehen jeweils aus dem AG-Leiter und etwa 8 Teilnehmern. In den AGs wird gemeinsam oder in kleinen Teams an astronomischen Projekten gearbeitet. Dies kann die Vorbereitung der Beobachtung sein,
eine Auswertung, eine theoretische Beschäftigung mit einem Thema oder die Vorbereitung eines kleinen Vortrags für die anderen. Jeder sucht sich die Themen an denen er arbeiten möchte selbst aus. In einem Camp kommen eine Menge Teleskope zusammen. Viele Teilnehmer bringen ihre eigenen Fernrohre mit, weitere Geräte stellt der Veranstalter zur Verfügung und oft finden sich Astrohändler, die die Camps großzügig und leihweise mit Ausstellungsteleskopen unterstützen.
Wie sieht typischer Tag in einem Camp aus?
Es hängt ein bisschen vom Wetter ab... Normalerweise werden tagsüber die astronomischen AGs veranstaltet und nachts Beobachtungen durchgeführt. Im
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Laufe der Zeit und bei gutem Wetter verschiebt sich das Programm immer mehr in die Nacht hinein, schließlich braucht man nach einer langen Beobachtungsnacht den Vormittag zum Ausschlafen. Mindestens zweimal täglich treffen sich die AGs, um an den Projekten zu arbeiten. Oft finden sich Teilnehmer aber auch sonst zusammen, um sich mit Astronomie zu beschäftigen.
Ein Teil des Abends ist für das ,,Nichtastronomische Programm" (NAP) reserviert. Hier lernen sich zu Beginn die Teilnehmer kennen, später gibt es verschiedenste Spiele, die einfach nur Spaß machen sollen. Nebenbei werden immer wieder Volleyball-, Tischtennis- oder andere sportliche Turniere organisiert, meistens von den Teilnehmern selber. Nachts wird diskutiert, beobachtet oder man macht bei bedecktem Himmel eine Party.
Wer leitet ein astronomisches Jugendlager?
Alle Jugendlager werden von engagierten jungen Hobby-Astronomen in ihrer
Das ,,Astronomische Abenteuer Camp" AAC
Dieses Jugendlager wird jedes Jahr in den Osterferien veranstaltet und bekommt
so ein Stück vom beginnenden Frühling mit.
Dauer:
1 Woche
Teilnehmer:
22
Leiter:
2 AG, 1 Organisation, NAP, Fotolabor, 2 Küche
Ort:
Mühle Mehr bei Kleve am Niederrhein
Besonderes:
Unterbringung in einer echten Windmühle
Veranstalter:
Moerser Astronomische Organisation, Postfach 101811, 47408
Moers
Freizeit vorbereitet. Sie sind entweder Studenten oder Schüler. Alle Leiter waren früher selber Teilnehmer in einem Astrocamp und ihre Begeisterung hierfür war so groß, dass sie als Leiter in Zukunft mitarbeiten wollen. Das macht das Besondere eines jeden Camps aus: Es sind Camps von Jugendlichen für Jugendliche!
Wer kann teilnehmen?
Ganz einfach: Jeder und jede, der oder die sich für Astronomie interessiert. Astronomische Kenntnisse sind keine
Voraussetzung, wohl aber ein starkes Interesse an der Astronomie. Das Alter der Teilnehmer sollte zwischen 16 und 24 Jahren liegen, Ausnahmen können gemacht werden. Ca. 30 - 40 Prozent der Teilnehmer sind Mädchen. Wenn die Zeit des Camps nicht ganz mit den Zeiten der Schulferien zusammen passen, dann lässt sich meistens eine Freistellung vom Unterricht erzielen. Übrigens: Nach einem Camp sind alle immer so begeistert, dass sie beim nächsten Mal wieder dabei sein wollen.
Wie kann man teilnehmen?
Das ,,Jugend-Astrocamp Mühlhausen" JAM
In diesem Camp sind vielleicht noch Plätze frei!
Dauer:
2 Wochen, 22.7. - 5.8.2000
Teilnehmer:
50
Leiter:
5 AG, 1 Organisation, NAP,
Ort 2000:
Mühlhausen, Thüringen
Besonderes:
Nachfolger des erfolgreichen Sonnenfinsternis-Jugendlagers
,,Violau 99"
Veranstalter:
Vereinigung der Sternfreunde e.V., Oliver Jahreis, Berlinstr. 92,
55411 Bingen
Das ,,International Astronomical Youth Camp" IAYC
Das größte astronomische Camp, das derzeit veranstaltet wird.
Dauer:
3 Wochen, 1.8. - 22.8.2000
Teilnehmer:
70
Leiter:
7 AG, 1 Organisation, 1 NAP, 1 Fotolabor
Ort 2000:
Huesca, Spanien
Besonderes:
englischsprachig, Teilnehmer aus 15 Ländern
Veranstalter:
IAYC Workshop Astronomy e.V., c/o Christopher Witte,
Pfalzburger Str. 29, 10717 Berlin
Einfach eine Infobroschüre bei den Veranstaltern anfordern. Dann das Anmeldeformular ausfüllen und einsenden. Bei großem Interesse an dem Camp müssen die Veranstalter eine Auswahl aus den Anmeldungen treffen.
Welche Jugendlager gibt es? Hier nun drei Jugendlager, an deren Organisation der Autor auch selbst einmal beteiligt war. Auf den Interseiten der VdS (www.vds-astro.de) finden sich Links zu den Homepages aller Camps. Die VdS unterstützt alle Jugendlager und steht in engem Kontakt mit den Organisatoren.
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Unterm Horizont: Die andere Seite
der Astronomie
von Alexander Kendl
Als erstes eine gute Nachricht: Im Mai dieses Jahres ist die Welt nicht untergegangen.
Schön, werden Sie sagen, aber warum hätte sie auch sollen? Dass die runde Jahreszahl 2000 allerlei Propheten und Mystiker auf den Plan ruft, haben wir mittlerweile mitbekommen. Der bekannte Schwarzseher Nostradamus hatte den Weltuntergang ja schon für 1999 angesetzt. Tatsächlich sahen manche Menschen die Sonnenfinsternis als apokalyptisches Zeichen. Die einzige Katastrophe in diesem Zusammenhang war jedoch für viele Hobbyastronomen (so wie auch für den Autor), dass sich pünktlich zur Totalität der Himmel bewölkte. Doch was wäre nun ausgerechnet wieder für diesen Mai zu befürchten gewesen? Die Bild-Zeitung erklärte es ihren Lesern: ,,Sechs Planeten, Mond und Sonne werden am 5. Mai 2000 in einer geraden Linie auf einem Längengrad aufgereiht sein - wie auf einer Perlenschnur. Wissenschaftler fürchten: Die geballte Anziehungskraft bringt uns auf der Erde gewaltige Naturkatastrophen" (Bild am 6.5.1998).
Nun wird vielen von Ihnen diese bemerkenswerte Konjunktion sicherlich entgangen sein. Der Grund ist, dass alle betroffenen Planeten (Mars, Saturn, Jupiter, Merkur und Venus) auf der gegenüberliegenden Seite der Sonne zusammentrafen und somit dem Beobachter verschlossen blieben. Höchstens kurz nach Sonnenaufgang war die Venus zu erblicken, oder Mars und die einen Tag junge Neumondsichel kurz nach Sonnenuntergang. Die Behauptung des Boulevardblattes, die Planeten seien ,,wie auf einer Perlenschnur" aufgereiht, lässt sich leicht mit jedem Astronomieprogramm
am Heimcomputer überprüfen. Doch dabei stellt sich heraus, dass die Planeten, Mond und Sonne immer noch einen Winkel von 26 Grad aufspannten und alles andere als in einer geraden Linie ,,auf einem Längengrad" angeordnet waren.
Auch mit der ,,geballten Anziehungskraft" ist es nicht weit her. Die Gravitation ist eine Kraft, deren mathematische Beschreibung sehr gut verstanden ist. Zur Berechnung der gegenseitigen Anziehungskräfte der Körper in unserem Sonnensystem reicht im Grunde die Newtonsche Gravitationstheorie aus. Die Allgemeine Relativitätstheorie Einsteins trägt dazu nur geringe Korrekturen bei. Jedenfalls wirken die Kräfte mehrerer Körper lediglich additiv und potenzieren sich keineswegs, auch wenn alle gemeinsam in eine Richtung ziehen. Die zusätzliche gravitative Wirkung aller anderen Körper im Sonnensystem, im Verhältnis zu der von Mond und Sonne, auf die Erde liegt aufgrund deren hoher Entfernung und geringen Masse bei weniger als im Promillebereich. Auch die (etwas komplizierter zu beschreibende) zusätzliche Gezeitenwirkung auf die Erde ist völlig vernachlässigbar. Irgendwelche Erdbeben aufgrund ominöser ,,Verschiebungen in der äußeren Erdkruste" (Bild) sind also bei Konjunktionen keineswegs zu befürchten.
Und doch finden solche Katastrophenwarnungen und Schreckensszenarien immer wieder Eingang in Nachrichten und Medienmeldungen und werden oft ebenso bereitwillig konsumiert wie das tägliche Horoskop. Offenbar besteht eine gewisse Bereitschaft, von uns nicht kontrollierbaren Faktoren eine tragende Rolle in der Bestimmung unseres Schicksals zuzuschreiben. Auch lassen sich die Ursachen emotionaler Befindlichkeitsstörungen gut und gerne auf
den Vollmond oder eine etwaige Opposition der Venus mit jemandes jeweiligem ,,Sternzeichen" abschieben. Andererseits möchte man glauben, ungleich leichter zu quantifizierende Effekte wie die direkte Schwerkraftwirkung verschieden großer Planeten und deren mögliche Auswirkungen wie Erdbeben ließen sich auch von Laien mit physikalischem Schulwissen unschwer auf ihre Plausibilität hin abschätzen. Eine solche Einstellung erweist sich jedoch oft als zu optimistisch. Bereits das Verständnis einfachster astronomischer Sachverhalte scheint oft erschreckend gering. Ich möchte ein Beispiel dazu geben: In einem ausverkauften Kino in einer süddeutschen Großstadt lief der Film ,,Die TrumanShow". Diese satirische Tragikomödie handelt von einem jungen Mann namens Truman, der als Hauptbestandteil einer auf die Spitze getriebenen Reality-TVSerie unwissend in einem überdimensionalen Fernsehstudio aufgewachsen ist, welches ihm in Form eines riesigen Potemkinschen Dorfes eine (nahezu) perfekte Scheinwelt konstruiert. In einer Schlüsselszene des Films unterhalten sich Truman und ein (falscher, da geschauspielerter) Freund am (künstlichen) Meeresstrand vor der grandiosen Kulisse einer untergehenden Sonne. Um die Stimmung der Szenerie zu perfektionieren, befindet sich unmittelbar neben der Sonne ein strahlender Vollmond. Überrascht es Sie, dass an dieser Stelle außer einem einzigen Zuseher niemand sonst im Kino lauthals gelacht hat?
Ich bin mir sicher, dass diese Kulisse kein Pfusch des Regisseurs, sondern beabsichtigt war. Warum sollte sich in einer Scheinwelt keine passende Erklärung konstruieren lassen, wenn dem Helden Truman Zweifel an diesem für uns so ungewöhnlichen Himmelsschauspiel gekommen wären? Wirkliche Bedenken kamen mir aber, als es mir
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BEOBACHTERFORUM
nicht ohne weiteres gelang, die Crux der Filmszene einer mir bekannten Lehrerin zu schildern, welche unter anderem auch Naturwissenschaften (!) unterrichtet. Ich kenne bisher keine Untersuchung (z.B. aus Umfragen von Volkssternwarten), wie hoch der Anteil der Menschen unter uns ist, denen das Entstehen der Mondphasen völlig schleierhaft ist. Ich befürchte, die Zahl ist erschreckend hoch. Um so leichter haben es phantastische Theorien oder gar schierer Aberglaube, sich im allgemeinen Bewusstsein zu behaupten. Die Astrologie ist dazu nur ein Beispiel von vielen. In zukünftigen Ausgaben dieser Rubrik werden wir uns mit einem breitgefächerten Themen-
spektrum befassen, das etwa die Theorien der Präastronautik, Fehlschlüssen in der Ethno-Astronomie, den Ufo-Glauben, religioiden Kometenwahn und einhergehende Weltuntergangsprophezeiungen, vermeintliche kosmologische Gottesbeweise, modernen Mondaberglauben und Lunatismus, oder aber auch einfach nur Irrtümer und urbane Legenden in populären Darstellungen von Science und Science-Fiction einschließt.
Denn während Astronomie und Astrophysik täglich neue, faszinierende Entdeckungen machen, blühen außerhalb des Blickfelds der ordentlichen Wissenschaften ständig neue, unorthodoxe
Theorien oder regelrechter Aberglaube auf. Das Blickfeld der Astronomen ist dabei für gewöhnlich die Welt über dem Horizont. In dieser Rubrik werden wir regelmäßig auch die anderen Seiten beleuchten: Wir haben uns zum Ziel gesetzt, möglichst unvoreingenommen über Parawissenschaften zu berichten, den Lesern Argumentationshilfen gegenüber Pseudowissenschaften zu liefern, und auch das eine oder andere Mal glossiert über alltägliche Auswüchse des ganz und gar Unwissenschaftlichen zu referieren. Wenn Sie Anregungen oder Fragen zu unserem Themenspektrum haben, lassen Sie es mich bitte wissen.
Die Nova Aquilae 1999 No. 2
von Rainer Sparenberg
Am Sonntag, den 05. Dezember 1999 erfuhr ich aus dem Internet, dass man im Sternbild Adler eine Nova mit dem bloßen Augen beobachten könnte. Diese war vier Tage zuvor von einem Amateurastronomen aus Portugal entdeckt worden.
Ich hatte privat bedingt seit ca. 2 Jahren
kein astronomisches Objekt mehr foto-
grafiert. Ich wollte dieses Ereignis dazu
nutzen, astrofotografisch wieder tätig zu
werden. Die Nova sollte nicht mit einer
Kleinbild- oder Mittelformatkamera auf-
genommen werden, sondern meine ST 7
CCD-Kamera sollte mal wieder zum
Einsatz kommen.
Ich wollte die
Nova mit langer
Brennweite auf-
nehmen,
um
diese Aufnahmen
mit dem ,,Digi-
tized Sky Survey"
(gescannte Plat-
ten des gesamten
Himmels von dem
Palomar Observa-
tory) vergleichen
zu können.
Die Wetterprog-
nosen waren für
diesen Sonntag
sehr schlecht, es
sollte bewölkt sein
und regnen. Da
aber zur Mittags-
zeit die Sonne
von einem tief-
blauen Himmel
strahlte, hatte ich
dennoch die Hoff-
nung, dass sich
die Wetterpro-
pheten wieder
einmal irrten und ich mir die Nova vornehmen konnte. Ich überlegte, ob ich meine gesamte Ausrüstung aus dem Keller hervorholen, oder lieber zu einem Sternenfreund gehen sollte, der bereits alles aufgebaut hatte. Ich entschloß mich zu dem letzteren und fing an zu telefonieren. Ich erreichte meinen Freund Peter Hackenberg und der war von der Idee auch gleich begeistert. Seine Sternwarte im Garten, bestückt mit einem C 11, schied leider aus, da die Nova tief im Westen zu beobachten war, bei ihm in dieser Richtung aber ein Haus stand. Wir suchten nach einer Alternative und fanden diese auch in der Volkssternwarte Recklinghausen. Dort haben wir in einem ca. 18 m hohen Turm im Stadtpark der Stadt Recklinghausen eine hervorragende Rundumsicht. Es war auch alles aufgebaut, so dass man sofort los legen konnte. Gegen Abend war immer noch keine Wolke zu sehen, so dass die CCDKamera mit meinem alten Notebook eingepackt wurde und die Fahrt in Richtung Volkssternwarte Recklinghausen losging. Dort wurde die computergesteuerte Montierung mit dem C 14 zunächst eingerichtet und anschließend auf die Koordinaten der Nova positioniert. Im Okular war auch gleich ein heller Stern zu sehen und wir wußten, daß dies die Nova sein mußte. Bei einem Vergleich mit einer Sternkarte wurde dies bestätigt und sogleich wurde die CCD-
B E O B A C H T E R F O R U M 111
Kamera angeschlossen. Wir machten unterschiedliche Belichtungsreihen von 2 bis 6 Sekunden. Als gegen 19.00 Uhr die Nova nur noch ein paar Grad über dem Horizont stand, hatten wir bereits mehr als 30 kurze Aufnahmen gemacht. Dies war auch gut so, denn die ersten vom Wetteramt versprochenen Wolken waren bereits zu erkennen, so dass eine noch anschließend geplante Fotoserie vom Jupiter ins Wasser fiel. Wir waren aber froh, dass wir die Abendstunden zur Beobachtung und zum Fotografieren der Nova nutzen konnten und hoffen auf eine baldige Wiederholung.
Abb. 1: Nova Aquilae 1999 Nr. 2, aufgenommen von Rainer Sparenberg und Peter Hackenberg am 5.12.1999 um 18:35 MEZ, Belichtungszeit 2 mal 5 Sekunden mit 14"-SC-Teleskop der Volkssternwarte Recklinghausen und ST-7 CCD-Kamera, Brennweite verkürzt auf 2 m (rechts). Links der gleiche Bildausschnitt aus dem Digitized Sky Survey (DSS) zeigt schwächere Sterne aber nichts am Ort der Nova.
Protokoll einer Nova
der Extreme: V 1494 Aqu
von Thomas Kaltenbrunner
Eine extreme Nova war V1494 Aqu nicht nur dank ihrer großen Helligkeit, sondern auch wegen der widrigen Witterungsverhältnisse. 1. Dezember: Entdeckung eines neuen Sterns im Sternbild Adler durch einen Portugiesen 2. Dezember: Bestätigung durch die IAU: Bezeichnung ,,V1494 Aqu" 3. Dezember: Die VdS verfasst ein Eilzirkular an ihre Mitglieder; Nova um 5mag. 4. bis 9. Dezember: ,,Eil"-Zirkular mit einer gemütlichen Durchschnittsgeschwindigkeit von 2-3km/h irgendwo in Deutschland unterwegs 10. Dezember: Die Post und andere Hindernisse sind überwunden, das ,,..."Zirkular findet sich in einem kleinen, weit entlegenen Gebirgsdorf (?!) namens Inzell in meinem Briefkasten. Natürlich sind nach mehreren klaren Nächten mittlerweile dichte Stratuswolken aufgezogen... 11. Dezember: Eine letzte große Wolkenlücke vor der nahenden Schneefront. Da! Klar in meinem 9 x 45 Feldstecher ein Sternchen von 5,9 bis 6mag. Gigantisch! Meine erste Novasichtung! Ein tolles Erlebnis, obwohl sich die Nova bereits im absteigenden Ast befindet! 12. bis 16. Dezember: Immer nur Wolken und Schnee! 17. Dezember: Zwischenhoch, nächste
Schneefront im Anrücken. Temperatur 7,7 Grad C, um 17:30Uhr Beobachtung mit meinem Siberia 150. Erst hier wird die wahre Farbgewalt der Nova sichtbar: rubinrot funkelnd hebt sie sich vom schwarzen Himmelshintergrund ab! Die Helligkeit liegt mittlerweile bei 6,2 bis 6,3mag. 18. bis 20.Dezember: Wieder viele Wolken und etwas Schnee... 21. Dezember: Starker Dunst, fast Vollmond. 17:45 Uhr: bei -8,2 Grad C gelingt mir eine eindeutige Identifizierung der Nova, aber nicht recht viel mehr. Die unsichere Helligkeit beträgt 6,6 bis 6,7mag. 22. Dezember: Schwach dunstig, fast Vollmond, -8,9 Grad C. Ab 17:30Uhr genieße ich den Anblick der weiterhin extrem roten Nova im Teleskop: 6,8 bis 6,9mag. Im 9 x 45Feldstecher ist sie wegen des Dunstes an der Grenze zwischen sehen
Abb. 1: Die rote Nova Aquilae 1999 Nr. 2 (V 1494 Aqu), aufgenommen am 17.12.1999 mit 135-mm-Teleobjektiv auf Kodak Royal Gold 1000 Farbnegativfilm, Belichtung etwa 8 Min., ohne Nachführung
und sehen wollen. 23. bis 25. Dezember: Weiße Weihnachten mit Schneestürmen. 26. Dezember: Orkantief soeben vorübergezogen, noch immer 4-5bft. Um 18:20 Uhr First-Light für mein 8-24 x 50 ZoomFernglas mit überraschend brillantem und kristallklarem Durchblick: bei 7,1 bis 7,2mag stellt die Nova kein Problem dar. 27. Dezember bis 1. Januar: Petrus, jetzt reicht der Schnee!!! 2./3. Januar: Weitere Versuche die Nova zu sichten schlagen fehl: es wird immer später dunkel, die Nova versinkt zu früh im Horizontdunst und verliert zusätzlich weiter an Helligkeit. Das war`s dann wohl... Adieu, meine Nova der Extreme!
112 B E O B A C H T E R F O R U M
Mondfinsternis über Düsseldorf
am Freitag den 21.1.2000
Abb. 1: Die Mondfinsternis mit dem Düsseldorfer Rheinturm um etwa 5.45 Uhr Früh, aufgenommen mit einem 200mm Teleobjektiv
von Josef Liesenkötter
Am Freitag den 21.1.2000 machte ich mich um 5.00 Uhr Früh zur Düsseldorfer Altstadt auf, um die Mondfinsternis zu beobachten. Die Bedingungen waren nicht gerade rosig, es war windig und kalt; die Wolken hingen tief und ließen den Mond nur ab und zu durch die Wolken scheinen. In der Altstadt war noch einiges Leben, die Polizei machte Razzia, Biergläser klirrten und die letzten Schnapsleichen waren auf dem Weg nach Hause. Für den schon roten Mond machten sie sicherlich ihren hohen Alkoholspiegel verantwortlich. Auch wenn der verfinsterte Mond nur ab und zu sichtbar wurde und sich im Laufe der Zeit immer seltener sehen ließ, war es doch ein schönes Erlebnis, ,,nüchtern" dem Schauspiel zu folgen.
Du wolltest es mir ja nicht glauben, daß ich einen Spiegel schleifen kann!
Eine neue Bahn
von Andreas Alzner
für Tau Cygni AB
1874 entdeckte A.G. Clark mit dem 26 Zoll McCormick Refraktor die Duplizität von Tau Cygni AB (Koordinaten 2000: 21 h14.8, + 38 Grad 3`). Der neue Doppelstern erhielt den Namen AGC13, später die ADS-Nummer 14787. Abetti fand 1912 einen 90" entfernten 12m Begleiter C, der an der Eigenbewegung des hellen Paares teilnimmt. Die Komponenten AB haben die Helligkeiten 3.90+-0.01 und 6.64+-0.10. Diese Werte sind Mittelwerte aus Hipparcos und früheren Messungen. A ist ein Unterriese mit Spektrum F0, für B gibt es keine Spektralbestimmung. E. Dembowski begann 1874 Mikrometermessungen, und kurze Zeit später erwies sich das System als physischer Doppelstern in retrogader Bewegung.
Seit 1886 wurden Bahnen für AB angegeben, G. van Biesbroeck berechnete 1940 eine Umlaufzeit von 49.80 Jahren mit einer großen Halbachse von 0."85, W.D. Heintz erhielt 1970 49.9 Jahre bzw. 0."88.
Wegen systematischer negativer Residuen der Winkel in den letzten ca. 20 Jahren habe ich eine neue Bahn gerechnet. Die Elemente sind:
P = 49.63 T = 1989.14
a = 0.91 e = 0.244 i = 134.7 omega = 119.0 Knoten = 159.2
und gelten für das Äquinoktium 2000. Die Grafik zeigt Bahn, Normalorte und Ephemeride.
Zeit 2000.7 2001.7 2002.7 2003.7 2004.7 2005.7 2007.7 2008.8 2009.7
Winkel 298.8 292.0 285.1 278.1 271.0 256.6 249.5 242.6 235.9
Tab. 1: Ephemeride
Distanz 0.786 0.776 0.767 0.760 0.755 0.757 0.765 0.777 0.792
B E O B A C H T E R F O R U M 113
Die neue Bahn wurde mit Hilfe einer Differentialkorrektur ermittelt, als Ausgangselemente dienten diejenigen von Heintz 1970. Zusätzlich zu den von Heintz verwendeten Normalorten 1876.16 bis 1969.35 kamen weitere visuelle Messungen von 1970.83 bis 1999.64 sowie 14 Speckle-Messungen von 1979.76 bis 1994.69. In Tabelle 2 sind die Residuen zu den letzten drei visuellen Normalorten sowie zu allen SpeckleMessungen gegeben. Ich habe meine Messungen mit einem 325mm Cassegrain gemacht, meist mit einem Doppelbildmikrometer.
Für die folgenden Berechnungen wurden verwendet: scheinbare visuelle Helligkeiten (Hipparcos und früher): mv = 3.90 + 0.01, mvB = 6.64 + 0.10, dm = 2.74 + 0.10, = Leuchtkraft B geteilt durch Gesamtleuchtkraft = 0.0742 + 0.007 Parallaxe: = 0.049 + 0.001 (Mittelwert aus Hipparcos: 0.048 + 0.001 und aus AJ 75, 848 - 850 (1970): 0.054 + 0.003) Damit ergibt sich: Gesamtmasse in Sonnenmassen: M + MB = 2.60 + 0.18 Mit der Photozentrischen Großen Halbachse = 0."307 + 0."004 aus AJ 75, 848-850 (1970) folgen: /a = f - = 0.337 + 0.005 Massenverhältnis: f = 0.402 + 0.006 Massen der Einzelkomponenten in Sonnenmassen: M = 1.53 + 0.18 MB = 1.07 + 0.12 absolute Helligkeiten: Mv = 2.35 + 0.05 MvB = 5.09 + 0.11 Leuchtkräfte in Sonnenleuchtkräften: L = 9.55 + 0.45 LB = 0.77 + 0.08, d.h. A ist ein normale Unterriese, B vermutlich ein normaler Hauptreihenstern vom Spektraltyp G, eventuell unterleuchtstark.
In Astron. J., 116, 917-930 (1998) (C.E. Worleys letzte Messungen) zitiert B. Mason zwar eine neue Bahn für AGC13 von Mason u. Hartkopf von 1998, aber diese Bahn ist weder im Circular 134 noch im Astron. J. zu finden.
Literatur:
G. van Biesbroeck, Astron. J., 48, 169 (1940)
W.D. Heintz, Astron. J., 75, 848-850 (1970)
Zeit 1996.36 1998.13 1999.64
Winkel 327.6 314.7 304.0
Visuelle Messungen:
Distanz No
Beob.
0.81 5
Hei2,Alz3+1.0
0.77 7,6
Alz7,6
0.76 2
Alz2
Res.W. +0.01 -0.7 -1.7
Res.D.
-0.03 -0.04
Zeit 1979.76 1981.38 1982.64 1983.57 1987.49 1989.67 1990.77 1991.40 1992.69 1994.69
Winkel 142.5 129.9 122.0 112.1 59.4 23.3 12. 3.5 352. 337.8
Speckle-Messungen:
Distanz No
Beob.
0.83 1
Tok1
0.747 1
Tok1
0.658 2
Fu1,McA1 -0.3
0.615 2
McA1
0.47 2
Iso1
0.574 2
Fu1,Hrt1 -0.5
0.633 1
Bag1
0.649 2
Hip1,Miu1
0.72 1
Miu1
0.787 1
Ari1
Res.W. -0.2 -2.4 -0.023 -1.2 +2.7 +0.012 +1.3 -0.7 -0.7 +0.1
Res.D. -0.014 -0.009
-0.009 -0.026
+0.017 +0.002 +0.015 +0.017
(Zeit, gemessener Winkel, gemessene Distanz, Anzahl der Beobachtungsnächte für Messungen von Winkel/Distanz, Beobachter und Anzahl der Beobachtungsnächte, Residuum Winkel gemessen minus berechnet in Grad, Residuum Distanz gemessen minus berechnet in Bogensekunden)
Tab. 2: Residuen einiger Normalorte
Abb. AGC 13
114 B E O B A C H T E R F O R U M
Eine computergesteuerte,
astronomische
von Stefan Kraus
Beobachtungsstation
Per PC ad astra
Die Amateurastronomie hat sich in den
letzten beiden Jahrzehnten zumindest
für diejenigen, die unser schönes Hobby
mit einem ansatzweise wissenschaftli-
chen Anspruch verfolgen, von Grund auf
verändert. Wie auch in so vielen ande-
ren Bereichen war es vor allem der
Computer, der zusammen mit seinem
Einfluß auf verwandte Technologien die
neben der Erfindung des Teleskops und
der Fotoplatte wahrscheinlich größte
technische Revolution in der Geschichte
unseres alten und traditionsreichen
Geschäfts heraufbeschworen hat. Neben
der weiten Verbreitung von Astronomie-
software jeglicher Art gehört hierzu vor
allem die CCD-Kamera-Technologie mit
ihren zahlreichen Vorteilen zum Zwecke
der exakten Astro- und Photometrie.
Bei manchen Sternfreunden kommt der
Computer außerdem zur rechnergestütz-
ten Teleskoppositionierung
zum
Einsatz. Auffallend ist, dass bei dieser
,,computergestützten" Beobachtung alle
Komponenten trotz der gemeinsamen
Schnittstelle ,,Computer" eigenständig
arbeiten und der Rechner den menschli-
chen Beobachter lediglich in der
Ansteuerung der einzelnen Komponen-
ten unterstützt, ohne am eigentlichen
Beobachtungsvorgang aktiv beteiligt zu
sein.
Abb. 1: Der auf meiner elterlichen Flachdachgarage errichtete Schutzbau samt Montierung und Teleskop.
Bedenkt man, daß hierbei oft auf einund demselben Computer nacheinander Software zur Beobachtungsplanung, zur Teleskoppositionierung, zur Bildgewinnung mittels CCD-Kamera und schliesslich auch zur Bildverarbeitung und astrometrischen Vermessung betrieben wird, gelangt man unwillkürlich zu der Frage, wieweit auch die Amateurastronomie noch vom Schritt zum ,,computergesteuerten" Roboterteleskop entfernt steht. Beide Arten der Beobachtung hatte ich in meiner ,,Jugend forscht" (1998) und ,,von Soemmering"-Arbeit (1999) in der
Abb. 2: Die Montierung mit den vier frei verschiebbaren Gegengewichten, dem Teleskop und Teilen des optischen Systems. Vorne rechts ist einer der beiden Schrittmotoren zur Fokussierung der CCD-Kamera zu erkennen.
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116 B E O B A C H T E R F O R U M
Konstruktion einer entsprechenden Beobachtungsstation ins Auge gefasst.
Der Schutzbau
Der Aufbau eines für meine Anforderungen zweckmäßigen, elektrisch verschließbaren Schutzbaus gelang nach einiger Überzeugungsarbeit bei meinen Eltern und der Nachbarschaft auf meiner elterlichen Flachdach-Garage. Es handelt sich um einen dem Prinzip der ,,abfahrbaren Hütte" nachempfundenen, selbstkonstruierten Schutzbau. Mittels zweier Motoren kann die Haube nicht nur elektrisch (also auch vom Computer aus) geöffnet und geschlossen, sondern in geschlossener Position auch verriegelt werden.
Um dem Rechner zum Zwecke einer eigenverantwortlichen Beobachtung auch die nötigen Informationen über den aktuellen Wetterzustand zur Verfügung zu stellen, messen zwei am Schutzbau befestigte, meteorologische Sensoren neben dem Niederschlag auch die aktuelle Windgeschwindigkeit.
Die Montierung
Die in ihrem Aufbau sicherlich unkonventionelle Montierung besteht aus einem soliden Aluminiumblock von 75 x 95 x 95mm Größe, in den zwei Kugellager eingelassen wurden. Die vertikale Achse ist fest an der Grundplatte befestigt, während die horizontale Achse auf einer der beiden Seiten mit einer mit Gewindebohrungen versehenen Aluminiumplatte zur Befestigung des Teleskops verbunden ist. Der Antrieb der beiden Achsen geschieht über zwei Schrittmotoren, die im Halbschrittmodus eine Objektpositionierung und -nachführung mit einer Genauigkeit von 1,93" ermöglichen. Zur Justierung der azimutal gelagerten Montierung genügt die einmalige Ausrichtung auf ein bzw. zwei bekannte Objekte. Wurden dem Computer zwei Orientierungspunkte gesetzt, ist neben der Art der Montierung auch deren Aufstellung völlig beliebig. Das Programm ermittelt die nötigen Neigungs- und Nullpunktparameter und ist fortan in der Lage, alle Objekte selbständig zu positionieren.
Das optische System
Als Kernstück des optischen Systems entschied ich mich für einen Nachbau von RICHARD BERRY's ,,Cookbook 245"CCD-Kamera. Während die Kameraelektronik großteils unverändert übernommen wurde, ging ich bei der Konstruktion der Stromversorgung, des Kamera-Kopfes und der nötigen Kühlung eigene Wege. In der CCD-Astronomie werden besonders hohe Anforderungen an die korrekte Fokussierung gestellt. Wie auf Skizze 1 zu sehen ist, erfolgt die Fokussierung der Kamera über zwei drehbar gelagerte Gewindestangen. Das vom Teleskop einfallende Licht passiert zuerst zwei Filterräder, um dann auf den gegenseitig angebrachten CCD-Chip zu fallen. Jedes der Aluminiumräder faßt vier Filter, die auf Anforderung des Computers von einer elektrischen Schaltung automatisch in den Lichtweg gedreht werden können. Die Filterräder wurden in der Form belegt, daß in Verbindung mit der Software neben Hellund Dunkelbildern auch Farbkomposite erstellt werden können.
Abb. 3: Das Navigationssystem eignet sich neben der Kontrolle des Teleskops auch hervorragend zur nachträglichen Vermessung von CCD-Aufnahmen. Es stellt eine Schnittstelle zwischen dem Himmelsatlanten und den Bildverarbeitungs- und Astrometriefunktionen dar.
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Die Software
Die Software hat natürlich vorrangig die Aufgabe, die Hardware anzusteuern und das Teleskop auf ein gewünschtes Objekt auszurichten. Computergesteuerte Systeme dieser Art sind keineswegs etwas neues. Ebensowenig sind Programme zur Verarbeitung oder Vermessung von CCD-Aufnahmen eine Neuheit. Bedenkt man, daß mindestens ebenso lange auch schon die sogenannten ,,Planetariumsprogramme" mit umfangreicher Datenbasis zur Berechnung der aktuellen Himmelsansicht erhältlich sind, stellt sich die Frage, warum bei sich wiederholenden Routineaufgaben wie der Suche nach Kometen oder der Vermessung von Veränderlichen heute noch die Anwesenheit des menschlichen Beobachters vonnöten ist. Vereinigte man alle drei Softwarekategorien in einem Programm, daß nach der Teleskoppositionierung die mit einer CCD-Kamera gewonnenen Bilder nicht wie bisher nur seinem menschlichen Herrn zur Begutachtung vorlegen, sondern die auf der Aufnahme enthaltenen Objekte erkennen und deren Inhalt durch einen Vergleich mit einem gespeicherten Sternkatalog erfassen würde, könnte dieses Programm das Teleskop völlig selbständig an die gewünschte Stelle am Himmel führen, dort Bilder aufnehmen und diese zu jedem beliebigen Zweck speichern oder verwerten. Dieser Leitgedanke eines Navigationssystems stand bei der Entwicklung des Steuerprogramms im Vordergrund. Aufgrund der Vielschichtigkeit und dem gewaltigen Umfang der gestellten Aufgabe und der dafür nötigen komplexen Benutzeroberfläche fiel die Entscheidung für das Betriebssystem auf Windows 95/NT 4.0. Neben der von Windows-Programmen gewohnten, leichten Bedienung ermöglicht bzw. erleichtert diese Wahl auch die Druckerunterstützung und den Zugriff auf das Internet z. B. für eine unmittelbare Einbindung des DSS (Digitalized Sky Survey)-Dienstes in den Himmelsatlas.
Der Himmelsatlas
Als Grundlage des Programms wurde ein Himmelsatlas entworfen, dessen Funktionsumfangs mit den Fähigkeiten kommerzieller Astronomieprogramme vergleichbar ist.
In ihm können die den Kategorien Planeten, Monde, Sterne, Doppelsterne, Nebel, Kometen und Kleinplaneten zugeordneten Objekte mit großer Aussagekraft für jeden beliebigen Ort und jeden beliebigen Zeitpunkt dargestellt werden. Zu den Objektkatalogen, die im Moment in das Programm importiert wurden, gehört unter anderem der GSC-Katalog, der sich mit seinem gewaltigen Datenumfang von ca. 17,5 Mio. Objekten und seiner relativ konstanten Sternzahldichte für die Realisierung eines Navigationssystems als geradezu prädestiniert erwiesen hat. Jedes in der Sternkarte eingezeichnete Objekt läßt sich per Doppelklick identifizieren. Ein weiterer Mausklick genügt, um das Objekt direkt vom Teleskop positionieren oder für die Beobachtung zu einem späteren Zeitpunkt in ein Beobachtungsprogramm übernehmen zu lassen. Über den Himmelsatlas hat der Benutzer Zugriff auf praktisch alle Informationen, die zur Planung einer Beobachtung nötig sind. Dies reicht von Dämmerungsund Beobachtungsdiagrammen bis hin zur Darstellung von Sonnen- und Mondfinsternissen oder der Berechnung von Bedeckung durch den Mond. Ergänzend wurden Funktionen zur Simulation von Doppelsternsystemen, dem Jupitermondsystem oder auch von vollkommen beliebigen gravitativen Systemen dem Programm hinzugefügt.
Die Hardwareansteuerung
Die Softwarekomponenten, die eine direkte Ansteuerung der Hardware erfordern (hierzu gehört neben der Teleskoppositionierung auch die Ansteuerung aller Teile des optischen Systems), wurden aus Gründen der Absturzsicherheit und Plattformkompatibilität auf eine getrennte Softwareebene ausgelagert. Auf diese Weise ist es möglich, das Programm durch die Verwendung von kleinen, separaten Bibliotheksdateien praktisch an jeder Art von Hardware anzupassen. Ein weiterer Vorteil, der sich ebenfalls aus der modularen Konzeption ergibt, ist die Ansteuerung der gesamten Hardware über ein Netzwerk. Durch die Verwendung des universellen Netzwerkprotokolls TCP/IP wird es belanglos, ob es sich hierbei nur um die Ansteuerung der Teleskophardware von einem nahe-
gelegenen (aber hoffentlich gut beheizten) Beobachtungsraum aus via lokalem Netzwerk handelt, oder ob die gesamte Beobachtung ferngesteuert über das globale Internet stattfinden soll. Im zweiten Fall kann der Zugriff von praktisch jedem Rechner mit InternetAnschluß aus geschehen. Der Beobachter wird in jedem Fall keinen Unterschied zwischen einer Beobachtung direkt aus der Teleskopkuppel oder einer Beobachtung von einem anderen Kontinent aus feststellen können.
Bildverarbeitung und Auswertung
Die geschickte Nachbearbeitung eines CCD-Rohbildes läßt oft erst den wahren Informationsgehalt einer Aufnahme zum Vorschein treten. Deshalb stellte sich von Anfang an heraus, daß eine Einbeziehung von Bildverarbeitungsfunktionen in das Programm erforderlich würde. Dem Grundkonzept gemäß mußte dies zudem mit einer direkten Integration in die Programmoberfläche einhergehen. Die Bilder können direkt nach der Belichtung in einer Bildleiste dargestellt und dort per Mausklick mit den in Tabelle 1 aufgeführten, fundamentalen Bildverarbeitungsfunktionen bearbeitet und miteinander kombiniert werden. Für eine nähere Auswertung der Aufnahmen können die Bilder auf den genauen Intensitätsverlauf analysiert, vergrößert oder in einer anderen Darstellung betrachtet werden. Neben einer histogrammoptimierten Skalierung oder Falschfarbendarstellung mit benutzerdefinierten Farbpaletten ist die Option zur Erstellung von Oberflächenkarten sicherlich das interessanteste Feature. Nachdem der Benutzer ein Gradnetz über den in einer Aufnahme enthaltenen Planeten geschoben und die Gradnetzparameter evtl. angepaßt hat, kann das Programm die sphärische Gestalt der Planetenkugel in die Merkatorprojektion zurückrechnen und eine topographische Karte des Objekts erstellen. So ist es möglich, anhand von mehreren CCD-Bildern, die z. B. während einer Mars-Opposition aufgenommen wurden, auf einfachste Weise eine Mars,,Landkarte" entstehen zu lassen (vgl. [7]). Die entstandenen Einzel- oder Gesamtkarten können auch wieder als ,,Planetenkugel" in orthographischer Projektion dargestellt und im Himmelsatlas mit den richtigen Ober-
118 B E O B A C H T E R F O R U M
den. Im Navigationsfenster erscheinen neue oder nicht-erkannte Objekte rot markiert - das erleichtert die Neuentdeckung aller unbekannten (also nicht im Katalog verzeichneten) Objekte ungemein.
Mit diesem Schritt, daß der Computer die Objekte der Aufnahme ebenso wie Objekte im Himmelsatlas behandeln kann, eröffnen sich völlig neue Perspektiven: Die Durchführung von Routineaufgaben, wie etwa die Katalogisierung ganzer Himmelsregionen ist mit einem Schlag mit relativ bescheidenen Mitteln automatisch durchführbar.
Tab. 1: Bildverarbeitungsfunktionen
Beobachtungsprogramme und -protokolle
flächendetails in der richtigen Rotation dargestellt werden - Ein weiteres Beispiel für die enge Verknüpfung von Bildgewinnung, Bildverarbeitung und Himmelsatlas!
Das Navigationssystem
Selbst die schönste CCD-Aufnahme bedeutet dem Computer nicht mehr als eine schier endlose Kolonne an Zahlen. Erst der Mensch konnte bislang die auf der Aufnahme enthaltene Himmelsregion durch einen Vergleich der in der Aufnahme enthaltenen Objekte mit gedruckten oder elektronisch gespeicherten Himmelsatlanten identifizieren oder ihr gar einen ästhetischen Reiz zusprechen. Möchte man einen Computer nun mit der Aufgabe betrauen, am Himmel eigenständig Objekte einzustellen, kann man bei dem Getriebespiel der meisten Montierungen wohl nicht darauf vertrauen, das gewünschte Objekt in dem geradezu winzigen Bildfeld einer CCDKamera wiederfinden! Dies macht eine Nachahmung der Navigationsmaschine Mensch erforderlich. Hierfür erwies sich der immerhin mehr als 17 Mio. Objekte umfassende GSC-Katalog, der ursprünglich zur Navigation des HubbleWeltraumteleskops zusammengestellt wurde, auch für die Verwendung im Amateurbereich als hervorragend geeignet. Die in der CCD-Aufnahme enthaltenen Objekte werden mit dem gespeicherten Himmelskatalog auf Überein-
stimmung verglichen. Hierzu müssen die in der Aufnahme enthaltenen, sternförmigen Objekte jedoch erst einmal durch Symmetrieprüfung und Referenzmustervergleich erkannt und von Nebeln und Hintergrundrauschen getrennt werden. Eine Vermessung dieser erkannten Objekte liefert Winkel, Abstände und Helligkeiten, die durch komplexe mathematische Algorithmen mit den Objekten des Sternkatalogs auf Korrelation überprüft werden. Je nachdem, wie groß die Differenz zwischen der errechneten, theoretischen Teleskopposition und der in der Aufnahme enthaltenen Himmelsregion ist, kann aufgrund der gewaltigen Datenmenge dieser Vergleich jedoch schon eine Rechenzeit bis in den Minutenbereich hinein erfordern. Andererseits ist der Identifikationsvorgang dank der Verwendung von relativen Werten nur vom Abbildungsmaßstab des optischen Systems und nicht von der Orientierung der Aufnahme oder von den korrekten scheinbaren Helligkeitswerten abhängig. Sind all diese Operationen durchgeführt, ist für den Benutzer die Grenze zwischen CCDAufnahme und Himmelsatlas überwunden: Alle Objekte können direkt in der Aufnahme identifiziert oder in Interaktion mit dem Himmelsatlanten vermessen werden. Beispielsweise kann zur Astrometrie, etwa der Bahnbestimmung von Kometen, die neueste Kometenposition einfach direkt aus dem Navigationssystem übernommen wer-
Bei Anwesenheit des Benutzers stellt das Navigationssystem zusammen mit all den anderen elektronisch gesteuerten Komponenten nicht viel mehr als eine bequeme, vielleicht etwas zeitsparende Spielerei dar. Erst die Nutzung zu vollkommen benutzerunabhängigen Beobachtungen vermag all die hieraus resultierenden Möglichkeiten annähernd auszuschöpfen.
Konkret wurde dies im vorliegenden Programm folgendermaßen realisiert: Der Benutzer fügt einem Beobachtungsprogramm beliebig viele Objekte beliebigen Typs hinzu, wählt Ausführungszeit und Beobachtungsstation sowie die Priorität der Beobachtung. Soll das Beobachtungsprogramm beispielsweise zum Erstellen der Helligkeitskurven von Veränderlichen regelmäßig ausgeführt werden, kann auch eine periodische Wiederholung des Beobachtungsprogramms festgelegt werden. Die Einzelhelligkeiten des Veränderlichen werden dann vom Navigationssystem direkt einer Lichtkurve hinzugefügt. Enthält das Beobachtungsprogramm alle gewünschten Objekte und Ereignisse, bleibt nur noch die Einstellung der im Steuerpult integrierten Zeitschaltuhr auf einige Minuten vor Beginn der Beobachtung. Hat die Zeitschaltuhr beim Erreichen der programmierten Uhrzeit das Steuerpult mitsamt dem an das Steuerpult angeschlossenen Computer eingeschaltet, bootet der Rechner und übergibt einem kleinen, global im Hintergrund wirkendem Teilprogramm
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stetig brennende Straßenbeleuchtung) machten einen Einsatz zu regelmäßigen Beobachtungen bei der beschriebenen kleinen ,,Sternwarte" leider mehr als aussichtslos und ließen den Betrieb nie über einen experimentellen Einsatz hinauskommen. Insbesondere den zweiten Punkt gilt es für mich bei der vorliegenden Beobachtungsstation noch zu lösen. Viele Amateure widersetzen sich - wie ich denke nicht ohne gute Argumente - einem Fortschreiten des Computers in der Amateurastronomie. Volkssternwarten und volksbildende Privatsternwarten erfüllen sicherlich eine der Grundaufgaben der Amateurastronomie und leben vom direkten Kontakt des Menschen mit dem bestirnten Firmament. Ebensowenig wird der um der Faszination und der eigenen Erbauung Willen arbeitende Amateur seine Erfüllung in der Programmierung selbständig ablaufender Beobachtungsprogramme finden. Seine Leidenschaft lebt ebenso von der unmittelbaren Erfahrung des Gegenstands seiner Passion. Trotzdem besteht der Teil des Amateurstandes, der sich über die Jahrhunderte hinweg gegenüber der professionellen Astronomie zumindest einen ergänzenden Charakter bewahren konnte, aus der Durchführung sich regelmäßig wiederholender Aufgaben. Sei es die Veränderlichenbeobachtung oder die Kometensuche - beides Anforderungen, die sich als geradezu prädestiniert für eine Überantwortung an den Computer erwiesen haben.
Abb. 4: Der schematische Aufbau des optischen Systems.
Interessierte kontaktieren mich unter: Stefan.Kraus@urz.uni-heidelberg.de oder unter meiner Postadresse.
die Kontrolle über alle anstehenden Aktionen. Nachdem der Schutzbau entriegelt und geöffnet wurde, werden alle im Beobachtungsprogramm enthaltenen Objekte in der optimalen Reihenfolge vom Teleskop angefahren. Hat das Navigationssystem die korrekte Position bestätigt oder ggf. korrigiert, kann die CCD-Kamera die im Beobachtungsprogramm festgelegte Anzahl von Bildern aufnehmen, verwerten und abspeichern. Alle Aktionen werden protokolliert und können später zusammen mit den CCD-Aufnahmen eingesehen werden.
Wurden alle Beobachtungsziele erreicht, bringt der Rechner das Teleskop wieder in Grundposition und schließt und verriegelt den Schutzbau. Zuletzt wird noch ein Selbstabschaltungsimpuls an das Steuerpult geschickt, der nach einer Verzögerung das Steuerpult samt Computer abschaltet.
Der Computer in der Amateurastronomie
Die verwendete, bescheidene 4"Newton-Optik und der sehr ungünstige Standort (wenige Meter entfernt befindet sich in direkter Sichtlinie u. a. nachts
Literaturverzeichnis [1] T. BAUER: ,,Mustererkennung in der
Astronomie", SuW 12/92, 1992, Heidelberg [2] R. BERRY/V. KANTO/J. MUNGER: ,,The CCD
Camera Cookbook", Willmann-Bell Inc., 1994, Richmond [3] R.BERRY: ,,Introduction to Astronomical Image Processing", Willmann-Bell Inc., 1991, Richmond [4] M. HAUSS: ,,Planetenkartographie", SuW 3/92, 1992, Heidelberg [5] K. HEMPE / J. MOLT: ,,Sterne im Computer", Springer-Verlag, 1989, Heidelberg [7] S. KOHLE: ,,Projekt Mars", SuW 8-9/92, 1992, Heidelberg [8] J. MEEUS: ,,Astronomische Algorithmen", Willmann-Bell Inc., 1991, Richmond (Virginia) [9] O. MONTENBRUCK / T. PFLEGER: ,,Astronomie mit dem PC", Springer-Verlag, 1989, Heidelberg
120 V d S - N A C H R I C H T E N
24. ordentliche Mitgliederversammlung der ,,Vereinigung der Sternfreunde e.V."
am 24. Oktober 1999
Die Mitgliederversammlung fand von 10:00 bis 14:00 Uhr im Studio M der Mercatorhalle in Duisburg statt. 76 Mitglieder nahmen daran teil. Per Rundschreiben vom 31.7.1999 an die Vereinsmitglieder war unter Angabe der Tagesordnung ordnungsgemäß eingeladen worden. Der Vorstandsvorsitzende Otto Guthier leitete die Mitgliederversammlung. Aus dem Kreis der Mitglieder fungierte Dr. Ralf Koppmann während der Wahlen als Versammlungsleiter. Martin Dillig führte das Protokoll.
Tagesordnung:
1. Begrüßung 2. Tätigkeitsbericht des Vorstandes 3. Bericht der Kassenprüfer 4. Aussprache über die Berichte 5. Entlastung des Vorstandes 6. Wahl des Vorstandes 7. Wahl der Kassenprüfer 8. Abstimmung über die Herausgabe
einer eigenen Zeitschrift für die Mitglieder 9. Neufestsetzung des Mitgliedsbeitrages 10. Nächste Mitgliederversammlung der VdS 11. Verschiedenes
sierte internationale Symposium in Garching. Ein weiterer Schwerpunkt war die Konzipierung des in Zukunft regelmäßig erscheinenden und Ihnen jetzt vorliegenden ,,VdS-Journals für Astronomie" gewesen. Am Vortage der Versammlung wurde erstmals die VdS-Medaille für herausragende amateurastronomische Arbeiten verliehen. Der erste Preisträger war der österreichische Kometenbeobachter Michael Jäger, der den mit der VdSMedaille verbundenen Geldpreis von 500,--DM der VdS-Jugendarbeit gespendet hat. Der Vorstand dankt Michael Jäger dafür ganz herzlich!
gutes Stück vorangekommen. Seit Juli 1998 haben wir mit Frau Wehking in der Geschäftsstelle eine ,,geringfügig beschäftigte" Mitarbeiterin, die auch am Telefon erreichbar ist. Unser Schatzmeister Hans Joachim Bode gab den Geschäftsbericht. Zukünftig soll die immer noch manuell vorgenommene Vereinsbuchhaltung auf rechnergestützte Buchhaltung umgestellt werden. Durch eine sparsame Verwendung der Mitgliedsbeiträge sind in den Jahren 19961998 Überschüsse erwirtschaftet worden, so daß Rückstellungen für künftige Projekte möglich waren. Livia Cordis verlas den Bericht der Kassenprüfer (L. Cordis, K. Hübner), die
Kurzer Bericht über die Vereinsarbeit Otto Guthier gab einen Bericht über die Vereinsarbeit. In der abgelaufenen Wahlperiode gab es 12 Vorstandssitzungen, zu denen unser Schriftführer Dr. Werner E. Celnik Protokolle führte.
Ein Schwerpunkt der Vereinsarbeit war die Vorbereitung der Aktionen zur Sonnenfinsternis vom 11. August 1999. Von der Fachgruppe Sonne war in Zusammenarbeit mit der VdS-Geschäftsstelle ein Sonnenfinsternisfaltblatt in einer Auflage von 275.000 Stück herausgegeben und an interessierte Mitglieder und Institutionen versandt worden. Es gab verschiedene Aktivitäten zur Information der Medien (u.a. 2 Pressekonferenzen). Mehrere VdS-Veranstaltungen fanden anläßlich der Finsternis statt: das VdS-Jugendlager in Violau, das SofiBeobachtungscamp am Chiemsee und das von der Fachgruppe Sonne organi-
Abb. 1: Otto Guthier stellt der Versammlung die Entwicklung der Mitgliederzahlen vor.
Der Ausbau der Geschäftsstelle und die Anpassung der Verwaltungsprozesse an die mit steigenden Mitgliederzahlen immer umfangreicher werdenden Arbeiten und die moderne Technik sind ein
als Resultat ihrer Prüfung der Mitgliederversammlung die Entlastung des Vorstandes vorschlugen. Der Vorsitzende übergab die Versammlungsleitung für die Abstimmung über die Entlastung
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und für die Wahl des Vorstandes an Dr. Ralf Koppmann. Die Mitgliederversammlung entlastete in der folgenden Abstimmung gemäß dem Antrag der Kassenprüfer den Vorstand mit 64 JaStimmen, 0 Nein-Stimmen und 2 Enthaltungen. Der Vorstand beteiligte sich nicht an der Abstimmung. Der Vorstand ist somit entlastet. Bei den anschließenden Wahlen zum Vorstand wurde für das Amt des Vorsitzenden Otto Guthier gewählt mit 73 Ja-, 1 Nein-Stimme und 2 Enthaltungen. Für das Amt des Schatzmeisters wurde Hans-Joachim Bode gewählt mit 68 Ja-, 2 Nein-Stimmen und 6 Enthaltungen. Für das Amt des Schriftführers wurde Dr. Werner E. Celnik gewählt mit 74 Ja-, 0 Nein-Stimmen und 2 Enthaltungen. Als Vorstandsmitglieder ohne Amt wurden gewählt: Jost Jahn (67 Stimmen), Peter Völker (66 Stimmen), Uwe Reimann (65 Stimmen) und Silvia Otto (60 Stimmen).
Als Kassenprüfer für die nächste Periode wurden Livia Cordis und Dr. Frank Lungenstraß gewählt.
Nach einer lebhaften Diskussion beschließt die Versammlung mit 76 Ja-, 0 Nein-Stimmen und 2 Enthaltungen, mit dem ,,VdS-Journal für Astronomie" zukünftig eine eigene Zeitschrift für die Mitglieder der VdS herauszugeben. Nach Vorschlag des Vorstands beschließt die Versammlung einstimmig, den Mitgliedsbeitrag ab dem Jahr 2000 auf jährlich 42,- DM, ermäßigt 35,- DM, anzuheben.
Zum Ende der Versammlung teilt Otto Guthier mit, dass der Physikalische Verein in Frankfurt/Main bereit ist, die VdS-Tagung 2001 auszurichten.
Auf der ersten Vorstandssitzung nach der Mitgliederversammlung im Dezember 1999 wurden Dr. Axel Thomas, Dr. Jürgen Schulz und Thomas Keßler zu kooptierten Vorstandsmitgliedern ohne Stimmrecht berufen.
Werner E. Celnik VdS-Vorstand
Abb. 2: Vorder- und Rückseite der an Michael Jäger verliehenen VdS-Medaille
Mitgliederentwicklung der VdS
Auch für das Jahr 1999 können wir von einer positiven Entwicklung der VdSMitgliedschaften berichten. Allerdings ist auch in diesem Jahr die Zahl der Austritte und Ausschlüsse, bedingt durch Ausfall der Zahlungsbereitschaft für Beitrag und Bezug einer Zeitschrift, wieder gestiegen.
Einen interessanten Überblick der Entwicklung in den letzten drei Jahren bietet Tabelle 1.
Die eigentlichen Aufkündigungen sind in den letzten beiden Jahren konstant geblieben, oft wurde der ständig steigende Bezugspreis für SuW genannt. Die Entscheidung der Mitgliederversammlung, den Mitgliedsbeitrag von DM 30,00 auf DM 42,00 pro Jahr zu erhöhen, wurde nur von einigen Mitgliedern kritisiert. Bislang liegen (Stand 04. März) 33
1997
1998
1999
2000
Mitgliederstand per 1. Januar 2918
3217
3414
3583
Neueintritte
367
312
317
Wiedereintritte
23
33
33
Eintritte (gesamt)
390 (13,3 %) 345 (10,7 %) 350 (10,3 %)
Austritte:
91 (3,1 %) 148 (4,6 %) 181 (5,3 %)
Davon
- durch Tod:
8
16
14
- unbekannt verzogen
11
9
28
- keine Beiträge gezahlt:
20
31
47
- Austrittserklärung:
52
92
92
Nettozuwachs:
299 (10,2 %) 197 (6,1 %)
Tab. 1: VdS-Mitgliederbewegung 1997-1999
169 (4,9 %)
122 V d S - N A C H R I C H T E N
Aufkündigungen für das Jahr 2000 mit unterschiedlichen Begründungen vor.
Deutlich erhöht hat sich dagegen die Zahl der Ausschlüsse, die notwendig geworden waren, da keine Beiträge mehr gezahlt oder die neuen Adressen nicht mehr genannt wurden.
den Monaten war die Steigerungsrate besonders groß. Per 31. Dezember 2000 soll ein Mitgliederstand von 4.000 erreicht werden. Insbesondere durch das VdS-Journal - unsere eigene Mitteilungsschrift - erwarten wir einen stärkeren
Zustrom von Mitgliedern, die von den Vorteilen einer Mitgliedschaft überzeugt sind. Helfen Sie deshalb bitte mit, Neumitglieder für die VdS zu werben!
Otto Guthier VdS-Vorstand
Der Nettozuwachs in den 90iger Jahren ist beachtlich und schwankte zwischen 1,4 % (1995) und 10,2 % im Jahr 1998. Insgesamt beträgt der Nettozuwachs vom 04. Januar 1991 bis 1. Januar 2000 exakt 1.364 Mitglieder, das entspricht einem Zuwachs von 61,5 %. Erfreulich ist auch, daß die Planungen des Vorstandes weitgehendst eingetroffen sind: Laut Wirtschaftsplan sollte per 31.12.99 die Zahl von 3.750 Mitglieder erreicht werden, der tatsächliche Stand betrug 3.764, der um die Zahl der ausscheidenden Mitglieder allerdings auf 3.583 (1.1.2000) absackte. Der aktuelle Mitgliederstand per 29. Februar 2000 weist eine Zahl von 3.712 Mitgliedern aus. Mit 129 Eintritten in den ersten bei-
Abb. 1: Entwicklung der VdS-Mitgliederzahlen 1967 - 1999
Jubiläen
Der Vorstand der Vereinigung der Sternfreunde e. V. gratuliert folgenden Mitgliedern für die jetzt 20jährige, 30jährige und 40jährige Mitgliedschaft in der VdS sehr herzlich und bedankt sich für Ihre Treue.
40jährige Mitgliedschaft
Mitgl. Nr.
Herrn Hubert Rüther, Ennepetal
665
Herrn Joachim Moellendorf, Iserlohn
676
Herrn Dr. Mario Fernandes, Berlin
683
Herrn Rüdiger Brück, Rosenheim-Schwabering
691
Herrn Werner Weiser, Berlin
693
Herrn Dr. Karl-August Keil, Augsburg
703
Herrn Eckhard Alt, Limburgerhof
712
Herrn Michel Lienau, Elmshorn
714
Herrn Manfred Belter, Meckenheim
715
Herrn Erwin Leitmeier, München
720
Planetarium Nürnberg, Nürnberg
730
Herrn Heinrich Kapp, Dinslaken
733
Br. Ignatius Klumpp, Augsburg
735
Herrn Siegfried Grunau, Bremen
739
Walter-Horn-Gesellschaft e. V., Solingen
747
Westf. Volkssternwarte/Planetarium, Recklinghausen 748
Herrn Dr. Eckmar Lohsen, Stuttgart
759
Herrn Horst-Günter Mallmann, Glücksburg/Ostsee
764
30jährige Mitgliedschaft
Mitgl. Nr.
Herrn Waldemar Ewald, Bad Schwartau Herrn Paul Koczet, Witten Herrn Joachim Tennigkeit, Hofheim/Ts. Herrn Hans-Joachim Reichelt, Tamm Herrn Heribert Schwartz, Rhede Herrn Dr. Peter Hattwig, Bremen Herrn Joachim Klugmann, Werther Herrn Heinrich Weltermann, Norderstedt Herrn Stud.-Dir. Peter Tüttenberg, Euskirchen Herrn Prof. Dr. Hans-Ulrich Keller, Dir. d. Planetariums Stuttgart, Stuttgart Herrn Detlev Wittmer, Worms Herrn Horst Mack, Kaiserslautern Herrn Peter Berger, Bad Aibling Herrn Bruno Breunig, Ochsenfurt Herrn Günther Ihl, Friedberg Herrn Dietmar Sypitzki, Wilhelmshaven Herrn Hartmut Tessin, Quickborn Herrn Dipl.-Ing. Rainer Trillmich, Meinerzhagen Herrn Herbert Ratz, Frankfurt Bayerische Volkssternwarte München e. V., München Herrn Dr. Thomas Kleine, Wohltorf Herrn Dr. Andreas Hänel, Georgsmarienhütte Herrn Robert Wittich, Schwandorf-Neukirchen Herrn Dipl.-Hdl. Heinz Darr, Melle
1693 1704 1712 1725 1733 1752 1757 1758 1768
1772 1780 1803 1815 1817 1821 1838 1849 1857 1864 1866 1873 1884 1890 1910
V d S - N A C H R I C H T E N 123
20jährige Mitgliedschaft
Mitgl. Nr.
Herrn Horst Winkelmann, Frankfurt Herrn Ferdinand Schäfer, Bonn Herrn Pfarrer Jochen Plagge, Bodman-Ludwigshafen Herrn August Feuerstein, Oberhausen/Rheinhausen Herrn Dr. Claus Kiefer, Inst.Th.Physik, Freiburg Herrn Volker Mette, Bochum Herrn Marcel Müller, Kaiserslautern Herrn Otto Böhner, Annweiler am Trifels Herrn Dr. Rudolf Mueller, Wolfsburg Herrn Gerd Köllner, Mörfelden-Walldorf Herrn Gerhard Weiland, Köln Herrn Werner Kuhlmann, Emden Herrn Claus Zille, Georgenberg Herrn OStR. Wolfgang Busch, Ahrensburg Herrn Egon Wolin, Grevenbroich Herrn Dirk Lucius, Leer Herrn Gerd Friedrich Herzogenrath, Erftstadt-Lechenich
3017 3019 3021 3024 3025 3029 3033 3034 3035 3037 3040 3046 3047 3058 3061 3062 3065
Herrn Jochen Eislöffel, Thür. Landessternwarte Tautenburg, Tautenburg Herrn Martin Loch, Recklinghausen Herrn Josef Dechant, Tittmoning Herrn Dr. Rainer Haas, Marburg Herrn Thomas Gerchel, Königslutter am Elm Herrn Ulrich Dums, Lörrach Herrn Ewald Schauer, Friedrichsdorf Herrn Dr. Thomas Buhl, F-Heimsbrunn Herrn Günter Dass, Hannover Herrn OStR. Peter Hoffmann, Schellerten Herrn Markus Berheide, Rheda-Wiedenbrück Herrn Dr. Rudolf Schmidt, München Herrn Konrad Krieg, Schwäb.-Gemünd-Bargau Herrn Torsten Godau, Witten-Heven Herrn Dipl.-Kfm. Hans-Rudolf Kern, Berlin Herrn Klaus-Dieter Schridde, Bad Harzburg
Mitgl. Nr.
3068 3069 3073 3075 3078 3079 3080 3090 3091 3098 3103 3108 3120 3124 3125 3244
VdS-Schnellzirkular
Das Schnellzirkular der Vereinigung der Sternfreunde e. V. wurde bereits in den siebziger Jahren vom Vorstand der VdS herausgegeben. Das Zirkular sollte bei besonders kurzfristig auftretenden Ereignissen die Mitglieder über die Sichtbarkeit informieren. Dieser Service wurde in den 80iger Jahren seitens der VdS leider eingestellt.
Der VdS-Vorstand hat nun beschlossen, ein solches Schnellzirkular wieder herauszugeben, wenn die Information über die normalen astronomischen Zeitschriften nicht mehr rechtzeitig funktioniert. Auch wenn unsere Mitglieder heute teilweise einen Internetanschluß haben, möchten wir bei besonderen Ereignissen in Zukunft wieder ein solches Schnellzirkular versenden (die Zustellung ist im Mitgliedsbeitrag enthalten).
Schnellzirkulare geben. Diese Zirkulare sind ein besonderer Service Ihres Vereins, der Vereinigung der Sternfreunde e. V., die sie durch Ihre Mitgliedschaft unterstützt haben.
Folgende Lesermeinungen erreichten uns dazu:
,,...für die Übersendung des Schnellzirkulares meinen besten Dank. Das ist eine tolle Sache und wird sicher von allen Mitgliedern mit Begeisterung aufgenommen." Gerhart Walther (Mitgl.-Nr. 3333)
,,Sehr geehrte SternfreundInnen, ich freue mich sehr über diesen neuen, besonderen Service. Die Informationen über diese besonderen, kurzfristigen Ereignisse sind kompakt und sehr interessant." Markus Schütt (Mitgl.-Nr. 3564) ,,Vielen Dank für das Schnellzirkular. Eine sehr gute Einrichtung. Aktueller kann man nicht aufmerksam gemacht werden. Weiter so. Ich werde beide natürlich genau im Auge behalten. Herzliche Gruesse aus Bad Segeberg von" Arthur Guelzow (Mitgl.-Nr. 6315)
Gegenstand des ersten neuen Schnellzirkulars war im letzten Jahr die Sichtbarkeit einer hellen Nova im Adler. Am Abend des 1. Dezember mit 6ter Größenklasse entdeckt, entschied der Vorstand am 3. Dezember einen Versand des Zirkulars. Durch das dazwischenliegende Wochenende kam es erst am Montag, 6. Dezember, zum Versand des Zirkulars. Leider traf die Information, auf Grund des Postweges, z. T. erst eine Woche später bei den Mitgliedern ein! In Zukunft soll es bei Bedarf weitere
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Leserbriefe unserer Mitglieder
VdS-Geschäftsstelle
Mit dem Versand unserer ersten regelmäßig erscheinenden Mitgliederzeitschrift "VdS-Journal für Astronomie" erhielten wir eine Vielzahl von Briefen, die eine durchweg positive Resonanz auf die neue Vereinszeitschrift darstellten. Es gab auch eine ablehnende Stimme, die wir unseren Lesern nicht vorenthalten möchten. Der Vorstand findet es aber gerade für wichtig und sinnvoll, die VdS in verschiedenen Medien zu präsentieren und die Mitglieder zu informieren. Die neue Mitgliederzeitschrift "VdS-Journal für Astronomie" ist einerseits ein weiteres und ganz wichtiges Bindeglied in der Darstellung sowohl nach innen als auch nach außen und andererseits DAS FORUM für unsere Mitglieder. Wir drucken im Nachfolgenden einige Stimmen unserer Mitglieder ab:
Leserbriefe zum ,,VdS-Journal für Astronomie"
,,Ich habe gerade das neue VdS-Journal ,,diagonal" durchgeblättert. Vom Umfang und vom Inhalt eine tolle Leistung ... und das alles ehrenamtlich. Alleine wegen der in Zukunft zweimal jährlichen Ausgaben lohnt sich für mich schon die Mitgliedschaft in der VdS. Meine Anerkennung und Lob für die tolle Leistung wollen Sie bitte auch an den ganzen Mitarbeiterstab weitergeben. Weiter so!! ,, Michel Lienau (Mitgl.-Nr. 714)
,,Hallo Leute, soeben fand ich auf meinem Briefkasten einen Umschlag mit ner dicken Zeitschrift drin: Das VdS-Journal fuer Astronomie, Herbst 1999. Mein kurzes Fazit: Ein gelungener Rundumschlag in Sachen Amateurastronomie. Gutes Layout und gute Druckqualität (es sind sogar neben dem Titelbild, auch einige Farbaufnahmen enthalten), auch oder besser, gerade bei den Abbildungen. Es ist für jeden etwas dabei: Sofiberichte, Deep Sky-Artikel, Hinweise zur Leonidenbeobachtung kommenden Monat, eine Vorstellung der Aktivitäten der VdSFGs, Tagungsberichte etc. Dieses Heft lässt hoffen auf mehr, daher weiter so!" Manfred Holl (Mitgl.-Nr. 4913)
,,Erstens: Das Journal verdient Gratulation. Es ist ein keinesfalls überflüssiges Parallelstück zu der sicher ebenfalls sehr guten SuW, vielleicht spürt man aber eine größere Beweglichkeit darin. Man bemerkt, wieviele Themen SuW nicht beachtet." Rüdiger Brück (Mitgl.-Nr. 691)
,,...Hier noch eine kleine Anregung zur weiteren Gestaltung der VdS-Journale, welche ja ausdrücklich von Ihnen immer wieder angesprochen und erwähnt wird. SuW verliert sich in hochspezifischen, wissenschaftlichen und abgehobenen Tabellen und abstrakten Meßwerten, ein W u s t von Fach-Chinesisch, das selbst für Profi-Experten eine öde Litanei darstellt. Die Kündigungsraten von SuWAbonnenten sind bereits mehr als bezeichnend. Mit Lob allein kann man ja keinen Gestaltungsbeitrag leisten. Und nun meine Sichtweise - meine Empfehlung: 18 Seiten nur über interne Satzungen, Statuten und Vorstandssitzungen, wie zum Beispiel in der VdS-Journal Ausgabe 1997, ist das nicht ein bißchen üppig..? Der anschließende Beitrag vom 3000sten VdS-Mitglied Jürgen Schittner ist wiederum ein Leckerbissen. Fotos und Beiträge von Sternfreunden und ihren selbstgebauten Gerätschaften, Ereignisse von Astro-Börsen, Fotos und Meinungen, Erlebnisse, und insbesondere Prüfung und Testergebnisse von sämtlichen Astro-Produkten und Herstellern ist der heißbegehrte Lesestoff der aus den Sternen kommt und geradezu verschlungen wird. Und ich glaube, ich spreche hier für viele Sternfreunde, ohne anmaßend zu sein. Viele freundliche Grüße aus FrankfurtHöchst" Reinhold Dietze (Mitgl.-Nr. 7446)
,,... zunächst einmal: Zur Ausgabe vom VdS-Journal für Astronomie, Herbst 1999: Ganz grossartig, ich bin begeistert. Sehr gut finde ich auch Ihre Anregung zum Informationsaustausch.
Ich möchte das gern praktizieren. Seien Sie doch bitte so freundlich und übersenden Sie mir eine Liste der Berliner VdS - Mitglieder." Werner Seiff (Mitgl.-Nr. 6796)
,,... zunächst ganz herzlichen Dank für ihr erneut ausgezeichnet geschriebenes und gestaltetes ,,Journal für Astronomie", der Mitteilungsschrift der VdS vom Herbst 1999. Ich denke, daß sich die äußerst mühevolle Arbeit, die intellektuelle Leistung und das Engagement, die in ihrem VdS-Journal stecken, in jedem Fall lohnen und begrüße - gerade als ein noch nicht so altgedientes Mitglied (seit April 1997) - Ihre Absicht, diese vereinseigene Zeitschrift regelmäßig zu veröffentlichen. Bereits die bisherigen Ausgaben habe ich mit Begeisterung, geistigem Gewinn, aber auch mit Faszination und Muße komplett gelesen. Die jüngste Ausgabe des VdS-Journals hat meines Erachtens noch an Stärke gewonnen: gerade für einen Anfänger wie mich stellt die detaillierte Schilderung der VdS-Fachgruppenarbeit einen hochattraktiven Anreiz dar, sich auch pragmatisch mit der Amateur-Astronomie zu beschäftigen - von der verdienten Darstellung des Idealismus der aktiven AmateurAstronomen ganz zu schweigen. Das Vorwort kann ich nur begrüßen und möchte sie ausdrücklich in ihrer Absicht unterstützen, nicht nur ein VdS-eigenes Medium zu schaffen, sondern auch über dieses ,,Forum ... die Kommunikation und Kontaktaufnahme mit Gleichgesinnten zu fördern"." Dr. Ernst Küstner (Mitgl.-Nr. 6667)
,,... habe am Samstag das ,,Journal für die Astronomie" erhalten. Ich konnte es das ganze Wochenende nicht aus der Hand legen, da es von Anfang bis zum Ende total interessant ist. Freue mich jetzt schon auf die nächste Ausgabe." Roland Schmitt (Mitgl.-Nr. 7149)
,,Als VdS-Mitglied habe ich nun die zweite Nummer ihres Journals für Astronomie erhalten. Leider muss ich ihnen mitteilen, dass ich mit diesen aufwändigen Zeitschriften in keiner Weise einverstan-
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den bin. Ich bin gleichzeitig Abonnent auf SuW und sehe nicht ein, wieso diese Doppelspurigkeit nötig ist. Warum publizieren Sie Ihre Beiträge nicht in SuW? Lieber wäre mir eine entsprechende Reduktion des Jahresbeitrages von VdS." Dr. sc. nat. H. R. Brugger, (Mitgl.-Nr. 3403)
,,... endlich habe ich Zeit dafür dir ein paar Zeilen zu schreiben, denn wir haben unsere 175-jahrfeier mit Ausstellung erfolgreich hinter uns gebracht. Erst einmal vielen Dank dafür, daß wir in eurem neuen ,,Journal für Astronomie" so präsent sein durften. Es ist ein phantastisches und inhaltlich
ausgewogenes Heft mit hervorragenden Astrofotos geworden, mit dem sich wohl jeder Amateur gerne identifizieren wird. Ich kann mir gut vorstellen wieviel Herz und Mühe Ihr in dieses Projekt steckt, und man muß kein Prophet sein, um dem Journal ein langes und erfolgreiches Leben vorauszusagen! Kurzum ich bin begeistert. Ihr seid nun bestens für das nächste Millenium und einen großen Zulauf an neuen Mitgliedern gerüstet." Christoph Lichtblau, Volkssternwarte Frankfurt (Mitgl-Nr. 6442)
,,Sehr geehrte Damen und Herren der VdS, erstmal Danke für die Probeausgabe des VdS-Journals. Ich habe das Journal innerhalb von 2 Tagen
regelrecht verschlungen. Endlich eine Zeitschrift für Amateur-Astronomen von Amateur-Astronomen geschrieben mit vielen Artikeln aus der Praxis, inklusive eine Seite für Leserbriefe, wie dieser hier, zum regen Meinungsaustausch. Das macht diese Zeitschrift gegenüber anderen Publikationen, wie z. B. Star Observer, Sterne und Weltraum etc. so einzigartig. Ich hoffe, daß dieses Journal uns allen lange erhalten bleibt, um weiterhin in dem Genuß dieses Lesevergnügens zu bleiben." Andreas Löwner (Mitgl.-Nr. 7601)
Spenden an die Vereinigung
der Sternfreunde e.V.
Der Vorstand bedankt sich herzlich für folgende Spenden, die für 1999 eingegangen sind:
Spenden von Mitgliedern
Mitglieds-Nr. Name
DM
Mitglieds-Nr. Name
DM
15 3921 3046 3605 3312 3940 548 1459 7045 2233 867 3546 5350 1803 971 2098 3448 693 2765 3581 1815
Ernst Büschel
114,25
Stephan Küppers
64,25
Werner Kuhlmann
64,25
Hans Gahler
14,25
Peter Fischer
14,25
Silvia Otto
402,00
Max Lammerer
300,00
Friedhelm Dorst
64,25
Hans-Joachim Leue
20,00
Hans Ilincic
14,25
Dr. Roman Schmid
14,25
Dipl.-Ing. Wolfgang Wildmann 30,00
Dipl.-Kfm. Rudolf Stähler 34,25
Horst Mack
64,25
Ernst Häring
14,25
Peter Ranly
14,25
Günter Stück
24,25
Werner Weiser
64,25
Dr. Otto Vogt
64,25
Bernd Wippich
114,25
Peter Berger
24,25
3703 3091 4457 2145 3475 6112 5127 7112 6245 2714 5877 3917 3211 1324 4130 6360 7005 7156 5715 7028 4335
Wolfgang Freimüller Günter Dass Werner Wosch Dr. Ulrich Hopp Prof. Dr. Reinhold Wrona Andreas Domenico Eberhard Quaas Dr. Uwe Zurmühl Rene Purwin Werner Braune Klaus Bernhard Dr. Ulrich Thümmler Peter Hosters Dr. Rainer Fuchs Peter Schulze Dr. Norbert Stapper Karl-J. E. Liebetrau Dr. Konrad Wenning E.-Günter Bröckels Joachim Uhlig Oliver Rensch
14,25 24,25 24,25 14,25 17,25 14,25 64,25 17,25 64,25 112,95 13,00 64,25 64,25 14,25 24,25 20,00 35,00 12,25 12,25 56,00 9,25
Name Klaus Hünig Werbeagentur Lehmann, Waltrop Firma Doerr GmbH, Neu-Ulm Photo Universal, Stuttgart Volksbank eG, Bensheim
Spenden von Freunden der VdS
DM 2.000,00 3.000,00 500,00 1.000,00 100,00
Name Thorbecke-Verlag GmbH & Co. Sternfreunde Durmersheim Dipl.-Ing. Jürgen Linder Tourismusverband Chiemsee e. V. R.A.M. Somers, Rüsselsheim
DM 500,00 150,00
500,00 50,00
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30 Jahre Starkenburg-Sternwarte
von Erwin Schwab
,,Benannt nach einer Burg, die 1064 nahe der Stadt Heppenheim erbaut wurde. Ebenso heißt so die südliche Region des Landes Hessen. Durch eine private Initiative wurde 1970 die Starkenburg-Sternwarte auf dem Schlossberg, in der Nähe der Starkenburg gegründet..."
So beginnt die Laudatio des Kleinplaneten (6864) Starkenburg, der von Dr. F. Börngen und Dr. L. D. Schmadel in Tautenburg entdeckt und der Starkenburg-Sternwarte zu Ehren benannt wurde. Das hatte vor 30 Jahren bestimmt keiner der Gründungsmitglieder geahnt. Viele der Gründer der Starkenburg-Sternwarte, wie z.B. Alfred Sturm, der die Sternwarte seitdem mit Begeisterung leitet; Martin Geffert und Adam Unger, die inzwischen zu Ehrenmitglieder ernannt wurden, Holger Mandel, der inzwischen Profiastronom in der Landessternwarte Heidelberg ist und nicht zuletzt der Leiter der VdS Otto Guthier, sind der Astronomie bis heute treu geblieben.
Anfangs bestand das optische Instrumentarium aus relativ bescheidenen selbstgebauten Instrumenten mit meist selbstgeschliffenen Spiegeln. Erst durch eine Sachspende kam die Sternwarte 1975 in den Besitz von größeren Geräten. Für das nach dem Spender Dr. Dr. F. Mühleis benannte Newton Teleskop mit 45 cm Durchmesser musste eine Kuppel gebaut werden. Auf der Plattform der Sternwarte, von der schon viele Besucher behaupteten, sie habe die größte Teleskopdichte, die sie je gesehen haben, stehen gleich mehrere Instrumente zur Auswahl, von denen hier die wichtigsten genannt werden: Ein weiterer Newton (D=200mm f=1200mm) auf einer Alt-Montierung zusammen mit einer Lichtenknecker Flatfieldkamera (D=190mm, f=760mm), ein Maksutov (d=300mm, f=4800mm) auf einer Gabelmontierung, ein Schmidt-
Cassegrain von Meade (D=305mm, f=3050mm) auf einer Gabelmontierung, eine Celestron Schmidtkamera (D=135mm, f=225mm) zusammen mit einem Zeiss-Refraktor (D=105mm, f=1650mm) auf einer Alt-Montierung sowie ein Celestron Kometensucher (D=140mm, f=500mm). Der 0,5 Angstroem Daystarfilter, ein Protuberanzenansatz, zwei Lccd11-CCD und eine AP7-CCD Kamera sind bei jedem klarem Wetter im Einsatz. Die Starkenburg-Sternwarte war eine der ersten Amateursternwarten mit einer radioastronomischen Anlage (seit 1976). Einige Ergebnisse mit dieser 3 Meter Antenne, die die 21-cm Linie empfängt, wurden 1992 im SuW gezeigt /1/. Ebenso war die Öffentlichkeitsarbeit von Anfang an eine der wichtigen Aufgaben. Mittlerweile finden pro Jahr rund 340 Vorträge für Schulklassen, Vereine oder andere Gruppen statt. Weit über 10.000 Besucher zählt die Sternwarte jährlich.
Durch die Interessen der inzwischen über 170 Mitglieder werden viele astronomische Teilgebiete abgedeckt, erwähnt sei hier die seit 1983 ununterbrochene Teilnahme am Sonnenrelativzahlnetz, die Photometrie von Novae, Supernovae oder Veränderliche /2/, /3/, /4/, die Astrofotografie /5/, /6/, /7/ und nicht zuletzt die Astrometrierung von Kometen und Kleinplaneten /8/. Seit 1995 werden die Ergebnisse der Astrometrierungen an das MPC (Minor Planet Center) gemailt und seitdem wurden, meist als Nebenprodukt, rund 30 Kleinplaneten auf der Sternwarte entdeckt /9/. Zwei dieser Entdeckungen dürfen nun pünktlich zum 30-jährigen Jubiläum benannt werden. Es wird wohl demnächst zu Ehren der Stadt Heppenheim, die den Bau der Sternwarte durch die Bereitstellung des Grundstücks ermöglichte und die Sternwarte seither finanziell und moralisch unterstützt, einen Kleinplaneten Heppenheim geben.
Abb. 1: M 51 Whirlpool Galaxie vom 30.4.2000, AP7 am Newton 450/2000mm, Komposit aus 6 Einzelaufnahmen a 60 Sekunden. Sven Klügl, Starkenburg-Sternwarte
Internetseiten- und Literaturverweis:
/1/ SuW; 11/1992; S 717, Radioastronomie an der Starkenburg-Sternwarte Heppenheim; Andreas Kaufer & Robert Bräutigam
/2/ SuW; 7-8/1982; S 314; Nova Aquilae 1982; Alfred Sturm & Erwin Schwab
/3/ SuW; 3/1985; S 164; Nova Vulpeculae (1) 1984; Erwin Schwab & Holger Mandel
/4/ SuW; 8-9/1985; S 480; Nova Vulpeculae (2) 1984; Erwin Schwab & Holger Mandel
/5/ http://www.regio-info.de/sternwarte-heppenheim/fotos.htm
/6/ SuW; 6/1986; S 336; Einzelobjekte im Andromedanebel, Teil 1; Hartmut Eckstein & Holger Mandel
/7/ SuW; 5/1988; S 309; Einzelobjekte im Andromedanebel, Teil 2; Hartmut Eckstein & Holger Mandel
/8/ http://www.regio-info.de/sternwarte-heppenheim/mp_index.htm
/9/ http://www.regio-info.de/sternwarte-heppenheim/hps.htm
Anz. 1/1 Seite Star Observer
128 V D S V O R O R T
Sternzeit seit 25 Jahren...
von Peter Fuchs
Sternzeit, welche mit der Ausgabe 1/2000 gerade ihr 25-jähriges Jubiläum feierte, ist eine Zeitschrift, die auf NonProfit-Basis von Amateuren für Amateure gestaltet wird. Sie wendet sich an astronomische Vereinigungen und interessierte Einzelpersonen, die kostengünstig vier Mal im Jahr Informationen aus allen Bereichen der Astronomie erhalten wollen.
können, vereint heute rund 30 astronomische Vereinigungen aus dem gesamten Bundesgebiet unter dem Dach von Sternzeit.
Der Vorteil von Sternzeit: schnellste Veröffentlichung zu aktuellen astronomischen Themen, Beobachtungsergebnissen, Wissenswertes aus den Vereinen, Berichte und Ankündigungen zu Tagungen und Messen, uvm.
von mindestens 10 Exemplaren pro Ausgabe den jeweiligen Selbstkostenpreis (z.Z. 2,40 DM pro Heft)
Weitere Informationen finden interessierte Leser auch im Internet unter: www.sternzeit-online.de
oder per Mail: fuchs@sternzeit-online.de
Die Idee wurde schon Anfang der 70-er Jahre geboren, als astronomische Vereinigungen, Arbeitsgemeinschaften und Volkssternwarten eine intensivere Zusammenarbeit auf überregionaler Basis wünschten. Daraus entstand Anfang 1975 aus dem Zusammenschluß mehrerer lokaler und regionaler Mitteilungsblätter die überregionale Zeitschrift Sternzeit.
Der Gedanke, astronomische Informationen zum Selbstkostenpreis (und vielerorts als zusätzliche Serviceleistung) an die Vereinsmitglieder weitergeben zu
Sternzeit erwirtschaftet keinen Gewinn, sondern arbeitet lediglich kostendeckend. Finanziert wird Sternzeit durch die Beiträge der Herausgebervereinigungen, durch Einzelabonnements sowie durch Anzeigen und Spenden.
Weitere wichtige Daten: Auflage z. Z. 1500 Exemplare, je Ausgabe 40 - 44 Seiten Umfang DIN A5, Erscheinungsweise 4x jährlich jeweils zu Quartalsbeginn. Preis für Einzelabonnenten: 20.- DM inkl. Porto und Verpackung, Herausgebervereinigungen zahlen bei Abnahme
Deep-Sky-Tagung 2000 auf dem Eisenberg
Bericht der VdS-Fachgruppen: DeepSky, Astrofotografie
Wie bereits 1999 trafen sich auch dieses Jahr engagierte Deep-Sky-Beobachter auf dem Eisenberg in Waldhessen vom 31. März bis 2. April (siehe Abb.). Die Veranstaltung wurde erneut von den beiden VdS-Fachgruppen ,,Visuelle Deep-Sky-Beobachtung" und ,,Astrophotographie" ausgerichtet. In Vorträgen und Workshops wurde den etwa 100 Sternfreunden ein breites inhaltliches Spektrum präsentiert.
Im Eröffnungsvortrag am Freitag Abend beeindruckte Bernd Wallner die Teilnehmer mit faszinierenden Bildern von der Landschaft und dem Sternenhimmel Namibias. Das Konzept des von der Fachgruppe geplanten Deep-Sky-Buchs
wurde in einem abendlichen Workshop gemeinsam weiterentwickelt.
In einem Vortragsblock am Samstag Vormittag wurde der Einsatz von Computern bei der Vorbereitung und Auswertung von visuellen Beobachtungen erläutert. Außerdem wurden herausragende Aufnahmen von bekannten Astrophotographen präsentiert.
In weiteren Workshops wurden Themen wie Bildbearbeitung und Galaxiengruppen behandelt. Bei der Fachgruppensitzung wurde Wolfgang Steinicke zum neuen Leiter der Fachgruppe ,,Visuelle Deep-Sky-Beobachtung" gewählt. Mit Jens Bohle und der
Abb. 1: Der neue Leiter der VdS-Fachgruppe Deep Sky, Wolfgang Steinicke, bei seinem spannenden Abendvortrag.
V d S V O R O R T 129
Abb. 2: Das obligatorische Gruppenfoto der ca. 100 Teilnehmer am Deep-Sky-Treffen auf dem Eisenberg.
Magellan-Redaktion konnte das Fachgruppenteam im Bereich Öffentlichkeitsarbeit verstärkt werden.
Am Samstag Abend berichtete Wolfgang Steinicke in einem interessanten Vortrag über Fehler in Objektkatalogen und das
NGC/IC-Projekt (siehe auch Artikel in diesem VdS-Journal).
Bis spät in die Nacht wurde die Zeit für intensiven Erfahrungsaustausch genutzt. Weitere Vorträge und Diashows rundeten das Programm am Sonntag Morgen
ab. Eine Fortsetzung der Deep-SkyTagung im Jahr 2001 ist geplant.
Im nächsten VdS-Journal wird auf einige Inhalte, wie z.B. das Deep-Sky-Buch, ausführlicher eingegangen.
Kurioses
... gefunden in BaS
Was ist denn das, Mos? Ein ,,Flip-Mirror" - Logisch!
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Die Sonnenfinsternis-Exkursion des Albert-Schweitzer-Gymnasiums
Plettenberg nach Karlsruhe
von Jürgen Sonnemeyer
Vorgeschichte
In den 50iger Jahren erlebte ich meine erste partielle Sonnenfinsternis. In der Schule standen wir alle mit berußten Gläsern auf dem Schulhof und beobachteten. Später zeigte meine Mutter mir die Volkssternwarte in Recklinghausen. Dort weckten Vorträge, Filme und Fernrohrbeobachtungen weiteres Interesse. In den 60iger Jahren stahl ich mich in der Lehre für einen Botengang davon, um eine partielle Sonnenfinsternis zu beobachten. Irgendwann in dieser Zeit erfuhr ich von der totalen Sonnenfinsternis 1999 in Deutschland. 1981 wurde ich Lehrer in Plettenberg, beim Thema ,,Licht und Schatten" wies ich immer auf die totale Sonnenfinsternis 1999 hin. Viele Schüler zeigten Interesse, fragten nach genaueren Angaben.
Erste Pläne
1998 dann die ersten Pläne. Die Totalität ist am 11.August 1999 in Süddeutschland zu sehen. Nordrhein-Westfalen hat als einziges Bundesland zu der Zeit keine Ferien. Am 4.8.98 schreibe ich an das Ministerium für Schule, Weiterbildung, Wissenschaft und Forschung in Düsseldorf und rege zentrale Maßnahmen an; daran besteht aber kein Interesse. Wie komme ich am 11.8.99 nach Süddeutschland? Eine Anfrage nach Dienstbefreiung oder Lehrerfortbildung wird vom Schulleiter abschlägig beschieden. Als Lösung wird ein allgemeiner Exkursionstag vorgeschlagen, an dem dann interessierte Lehrer und Kurse nach Süddeutschland fahren könnten. Für diese Lösung werbe ich bei den Schülern für Zustimmung, bei den Lehrern sammle ich Unterschriften. Zu der Zeit besorge ich auch Pressemappen der Vereinigung der Sternfreunde und leite sie an die lokale Presse weiter, es besteht aber kaum Interesse.
Konkrete Pläne
Aus dem Kollegium kommt der Vorschlag, mit der ganzen Schule nach Süddeutschland zu fahren. Eine verrückte Idee? Der Schulleiter stimmt zu und langsam kann ich mich auch damit anfreunden. Natürlich ist so eine Riesengruppe nicht optimal für eine Beobachtungsexkursion, andererseits reizt es mich nun möglichst vielen Schülern und Lehrern das Erlebnis einer totalen Sonnenfinsternis zu ermöglichen. Die Idee, mit der Deutschen Bahn nach Karlsruhe zu fahren, findet immer mehr Zustimmung. Noch 1998 werden weitere Informationen in Karlsruhe und bei der Bahn eingeholt. Immer wieder muß erklärt werden, was eine Sonnenfinsternis ist und was das Besondere einer totalen Sonnenfinsternis ist. Das Projekt beginnt zu laufen. Noch im Dezember wird ein erster Vertragsentwurf von der Bahn vorgelegt. Im April 1999 wird ein Vertrag unterschrieben. Die Stadt Karlsruhe geht auf den Vorschlag ein, die Stadt zu verdunkeln. Im Juli sehe ich mir Karlsruhe an und suche geeignete Beobachtungsplätze. Noch in den Ferien beginnt die heiße Phase der Planung: Fahrplan der Bahn, Änderungen, Schülerinformationen, Elterninformationen, Information der Polizei wegen des befürchteten Verkehrschaos am 11.8. morgens. Der Schulleiter, Herr Lubeley, investiert sehr viel Zeit und Energie. Auch die Presse unterstützt und begleitet nun das Vorhaben. Viele Leute finden ein Ereignis erst interessant, wenn es ein Medienereignis wird. Jetzt läuft das Thema ,,Sonnenfinsternis" in allen Medien.
Nach den Ferien Planungen mit dem Kollegium. Die Informationen werden konkreter: Wann kommt der Zug? Wo hält der Zug? Welche Klasse sitzt in welchem Wagen? Wer darf wann in den Discowagen? Wieviel Getränke sind
nötig? Der Zug ist viel zu lang für den Bahnsteig. Wie steigen die Schüler ein? Wir müssen viel früher abfahren als ursprünglich geplant. Wie kommen die Schüler zum Bahnhof? Wieviel Platz brauchen 1100 Personen? Wie stellen wir die Klassen auf?
Der Regierungspräsident informiert und nun beginnt das Chaos mit den Brillen, zum Glück haben wir schon lange 1200 Brillen von zwei örtlichen Optikern zum Selbstkostenpreis erhalten. Zwei Klassen fahren mit ihren Lehrerinnen und Lehrern zu einer mehrtätigen Klassenfahrt in den Schwarzwald, auch sie werden am 11.8. in der Totalitätszone sein.
Die Fahrt
Nach vielen Telefonaten, vielen Seiten Papier, vielen Gesprächen beginnt die Fahrt am 11.8.99 in aller Frühe. Um 5.25 Uhr treffen die Lehrer vor dem Bahnhof ein, um 5.40 Uhr sind auch die Schüler da. Alle Klassen stellen sich systematisch auf. Der Plan läuft und alle machen mit. Unser Sonderzug kommt leicht verspätet an. Weil er mit 16 Wagen und 440 Meter Länge nicht an den Bahnsteig paßt, müssen die Schüler nach einem bestimmten Plan einsteigen und ihre Sitze einnehmen. Schneller als erwartet haben etwa 1100 Personen den Zug bestiegen und mit kurzer Verspätung geht es um 6.20 Uhr los. Das Wetter ist wechselnd, meistens aber schlecht. Kurz nach 10 Uhr sind wir in Karlsruhe. Die Zeitung ,,Badische neuste Nachrichten" bittet um ein Interview. Die Schülergruppen gehen zum Marktplatz, zum Schloßpark, in den Zoo oder an andere vorher ausgesuchte Orte. Eine kleine Gruppe geht mit Videokameras und Fotoapparaten in einen Park.
Der erste Kontakt ist nicht zu sehen, die Sonne versteckt sich hinter Wolken. Die
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Abb. 1: Die Schüler während der partiellen Finsternis im Schlosspark Karlsruhe (Aufnahme von Nina Geske)
Geräte können in Ruhe aufgebaut werden. Ab und zu ist die Sichel der Sonne zu sehen. Es wird spannend, der Himmel ist bewölkt, aber es gibt Lücken. Die schmale Sichel der Sonne gibt nun schon ein deutlich schwächeres Licht. Wir haben Glück, es gibt eine größere Wolkenlücke. Jetzt geht alles sehr schnell. Von Westen her kommt die Dunkelheit, die Helligkeit nimmt ab. Die Venus wird sichtbar, die Korona erscheint und Protuberanzen sind mit bloßem Auge zu sehen. Mit dem Fernglas ist der Anblick prachtvoll, das Fernglas macht die Runde. Die Videokameras laufen schon längere Zeit. Mit dem Fernauslöser mache ich Fotos, durch den Sucher schaue ich nicht mehr, der direkte Eindruck ist überwältigend. Zwei Minuten Totalität sind kurz, aber bei guter Vorbereitung doch lang genug, um alles zu sehen. Der rechte Rand der schwarzen Sonne wird heller. So schnell wie es dunkel wurde, wird es auch wieder hell. Eine schmale Sonnensichel ist wieder zu sehen. Ich merke jetzt, dass meine Knie etwas weich sind. Wir beobachten noch das Anwachsen der Sichel, dann packen wir unsere Sachen und gehen zurück zum Bahnhof. Die letzten Meter rennen wir, denn plötzlich gießt es vom Himmel. Die Sonne ist nicht mehr zu sehen. Wir drücken uns noch etwas am Bahnhof herum. Bei Regen steigen wir in den Zug. Das schlechte Wetter stört jetzt nicht mehr, wir haben das Jahrhundertereignis gesehen. Um 15.15 Uhr fährt unser Sonderzug pünktlich ab. Die Stimmung ist bestens, alle haben die Finsternis erlebt. Je nach Standort, im ruhigen Park, auf dem belebten Schloßplatz oder im Zoo war der Eindruck unterschiedlich, dennoch sind alle mit ihren Beobachtungen zufrieden. Etwa um 20 Uhr sind wir wieder in Plettenberg. Alle sind wohlbehal-
ten zurückgekommen. Die zwei Klassen, die in den Schwarzwald gefahren sind, haben leider nur die Finsternis erlebt, die schwarze Sonne versteckte sich hinter Wolken.
Nachher
Auch in der nächsten Zeit bestimmt noch die Sonnenfinsternis den Tag: Nachbesprechungen im Unterricht, Dank und Geschenke von vielen Seiten; seltene Glücksmomente im Lehrerdasein. Zum Gelingen der Fahrt haben viele beigetragen, allein kann man so eine Massenveranstaltung nicht durchführen. Mein Dank gilt allen Helfern und Teilnehmern. Was wäre gewesen, wenn es ununterbrochen geregnet hätte? Lieber nicht daran denken. Der Alltag kommt zurück: Algebra, schiefe Ebene, Klassenarbeit, Klausur, Korrekturen.
Fazit
Eine ganze Schule hat die Sonnenfinsternis erlebt, 1142 Personen waren unterwegs. Davon sind 1074 Personen im Sonderzug (Schüler, Lehrer, Hausmeister, Sekretärinnen, Eltern, Presse, Rundfunk) nach Karlsruhe gefahren.
Es hat sich gelohnt!!!
Abb. 2: Die Sonnenkorona in den Wolken, Aufnahme mit 300-mm-Teleobjektiv, von Jürgen Sonnemeyer.
132 D E R R Ü C K B L I C K
Mit Schülern zur Sonnenfinsternis
von Anke Wendt und Peter Stinner
Bereits seit 1993 beschäftigt sich am Kopernikus - Gymnasium in Wissen eine Schreibern.
Gruppe interessierter Schülerinnen und Schüler im Rahmen einer Arbeits- Aus ,,Abflußrohren" und jeweils zwei
gemeinschaft mit Astronomie und Astrofotografie. Das ,,Highlight" der bisherigen Brillengläsern als Objektiv und Okular
Aktivitäten der Gruppe war eine mehrtägige Fotoexkursion in die Alpen, die anläß- (+2dpt bzw. +20dpt) entstanden weiter-
lich des Auftauchens von Hale - Bopp erfolgte. Die in den Sommerferien 1999 statt- hin einige Projektionsoptiken. Damit
gefundene Sonnenfinsternis bot die Gelegenheit, die Arbeitsgebiete der AG um kli- wurden Bilder der Sonne auf Papp-
mageographische Messungen zu ergänzen. Mit 20 Schülerinnen und Schülern im schirme projiziert, um eine gefahrlose
Alter von 11 bis 18 Jahren machten wir uns im August 1999 nach Süddeutschland Sonnenbeobachtung in der Gruppe zu
auf, um im Rahmen einer fünftägigen Exkursion das Naturschauspiel ermöglichen.
,,Sonnenfinsternis" zu erleben. Den 11.August verbrachten wir auf dem Gelände des Da die Schüler am Finsternistag den
Bruder - Klaus - Heims in Violau nahe der Zentrallinie der Finsternis.
Umgang mit ,,ihren" Teleskopen und
Meßgeräten sicher und vor allem unter
großem emotionalen Druck beherrschen
Vorbereitung der Exkursion: Ideensuche der totalen Sonnenfinsternis dokumen- sollten, wurde die Handhabung wieder-
tieren sollten. Die Verfinsterung zur holt geübt.
Mit vagen Vorstellungen von einer Sofi - Mittagszeit ließ unter anderem große
Exkursion besuchten wir im November Abweichungen vom typischen Tages-
1998 ein Vorbereitungsseminar im gang der Helligkeit und der Temperatur Einstimmung auf das Großereignis
Rahmen einer rheinland-pfälzischen erwarten. Um dem Phänomen ,,Finster-
Lehrerfortbildung. Dort vermittelten die niswind" auf die Spur zu kommen, wur- Um nicht nur die an der Exkursion teil-
kompetenten Sonnenbeobachter Wolf- den auch Messungen zur zeitlichen nehmenden Schüler sondern die gesam-
gang Lille (Stade) und Gernot Meiser Veränderung des Luftdrucks, sowie von te Schulgemeinschaft auf die Sonnen-
(Saarlouis) ihre großen Erfahrungen. Sie Windgeschwindigkeit und Windrichtung finsternis, die am Schulstandort nur par-
gaben wertvolle Tips, die uns zu einer geplant. Damit stand unser endgültiges tiell zu beobachten war, einzustimmen,
realistischen Einschätzung dessen ver- Experimentierprogramm fest:
reiste Gernot Meiser nach Wissen an. In
halfen, was mit den bereits vorhanden
Geräten an fotografischen Aktivitäten für unsere Gruppe sinnvoll und machbar
Experimentierprogramm:
war. Ergebnis der daraus resultierenden
Überlegungen war folgendes geplantes 1. Temperatur (Registrierung über PTC und Y - T - Schreiber; zusätzlich
Fotoprogramm:
Digitalthermometer mit NiCr-Ni - Fühler)
2. Luftdruck (Barograph mit Uhrwerksantrieb und Digitalbarometer)
3. Luftfeuchtigkeit (Hygrograph mit Uhrwerksantrieb)
Fotoprogramm:
4. Windgeschwindigkeit und Windrichtung (zwei orthogonal angeordnete
Einsatz von drei Schmitt - Cassegrain - Teleskopen bei Brennweiten von 1150mm (Totalität) bis 2000mm (partielle Phasen), sowie diverser Fotoapparate mit Objektiven vom Semifischauge bis zum 500mm - Tele.
Mit diesem Programm waren in erster Linie die älteren und erfahreneren Exkursionsteilnehmer gefordert. Um auch die Jüngeren in die Aktivitäten am Finsternistag einzubinden, erweiterten wir auf Anregung von Gernot Meiser [1] und Winfried Petri [2] unser Programm um diverse Experimente, welche die klimageographischen Folgeerscheinungen
Windmesser, wie sie bei Leichtathletikveranstaltungen zum Einsatz kommen) 5. Umgebungshelligkeit (Luxmeter) 6. Himmelshelligkeit im Zenit (selbstgebaute Optik mit Öffnungswinkel von ca.
1 Grad , Registrierung über LDR und Y-T- Schreiber) 7. Wolkenbeobachtung (Fotografische Dokumentation)
Bau- und Trainingsphase
Für einige der geplanten klimageographischen Experimente standen keine geeigneten Meßgeräte zur Verfügung. Deshalb war zunächst einmal Kreativität gefragt. Mitglieder des Exkursionsteams konstruierten Aufbauten zur Registrierung des zeitlichen Verlaufs von Helligkeit und Temperatur mittels Y-T-
zwei Multivisions - Veranstaltungen ließ Meiser mehr als 700 Zuschauer das ,,Abenteuer Sonnenfinsternis" miterleben. Seine Bildsequenzen von der 94er Finsternis aus Bolivien wurden vom Publikum begeistert aufgenommen. Zur Einstimmung auf die Sofi - Exkursion gehörte auch ein Besuch des Vortrags ,,Schatten über Deutschland - alles über die Sonnenfinsternis 1999"
D E R R Ü C K B L I C K 133
von Paul Hombach und Daniel Fischer im Juni 1999 bei der Volkssternwarte Bonn.
Exkursionsplanung
Parallel zur Vorbereitung des Meßprogramms waren die organisatorischen Rahmenbedingungen für die Reise zur Finsternis zu klären. Für den Transport des umfangreichen Experimentiergeräts kam nur ein Bus in Frage. Mit dem ,,Bruder - Klaus - Heim" in Violau (nordwestlich von Augsburg) wurde ein idealer Beobachtungsort auf der Zentrallinie gefunden. (Ein herzlicher Dank für die Vermittlung geht an dieser Stelle an Uwe Reimann!) Das Landschulheim bot sich an, da von seinem Gelände aus ein freier Blick nach Süden gegeben war, der während der Totalitätsphase einen Blick aus dem dunklen Mondschatten auf den hellen Horizont außerhalb der Totalitätszone ermöglichen sollte. Außerdem sorgte der Heimleiter Christoph Mayer auf zuvorkommendste Weise für Verpflegung der Exkursionsteilnehmer und für die Stromversorgung der Experimente. Die Wahl der Jugendherberge Augsburg als Unterkunftsort während der fünftägigen Exkursion ermöglichte die Einbindung einiger großstadttypischer Angebote in das Rahmenprogramm. Dazu gehörten u.a. eine von einem teilnehmenden Schüler geleitete Domführung und der Besuch des Augsburger Planetariums. Über den zeitlichen Ablauf der Exkursion informiert die folgende Übersicht:
09.08.1999 10.08.1999
11.08.1999 12.08.1999 13.08.1999
Exkursionsablauf
Anreise nach Augsburg; Besuch einer live moderierten Simulation der Sonnenfinsternis im Planetarium der Stadt Augsburg
Training im Umgang mit den Experimentiergeräten; Transport der Gerätschaften zum Beobachtungsplatz nach Violau; erste Aufbauten der Meßstationen; Ausrichten der Teleskope am Sternenhimmel
Der Tag der Finsternis
Wartung und Pflege der Meßgeräte und Teleskope; erste übersichtsartige Auswertung des am Vortag gewonnenen Tabellenmaterials; Freizeitprogramm
Heimreise
Der Tag der Finsternis
Ab 8.30 Uhr waren alle Exkursionsteilnehmer am Beobachtungsort in Violau tätig. Wir waren damit beschäftigt, die Stromversorgung für unsere Experimente herzustellen, letzte Meßgeräte zu installieren und bis 10.00 Uhr in Betrieb zu nehmen. Noch waren wir bezüglich des Wetters optimistisch, denn nach einer zeitweise klaren Nacht gaben Wolkenlücken häufig den Blick auf die Sonne frei. Bis ca. 11. 00 Uhr mußten wir eine zunehmende Verdichtung der Bewölkung beobachten, hatten dann aber das Glück, den 1. Kontakt um 11.16 Uhr bei fast freier Sicht auf die Sonne zu erleben. Danach gaben die Wolken nur noch viermal den ungehinderten Blick auf die teilweise verfinsterte Sonne frei. Das Auftreten dieser sel-
tenen Wolkenlücken gegen 11.25 Uhr, 11.28 Uhr, 12.03 Uhr und 12.20 Uhr ist in der Kurve der Himmelshelligkeit (vgl. Diagramm 1) eindeutig zu erkennen. Nach einem letzten Blick auf die Sonnensichel gegen 12.20 Uhr verdunkelte sich die Landschaft fast vollständig. Ursache hierfür war nicht nur der herannahende Mondschatten sondern auch ein kräftiges Gewitter mit ergiebigen Niederschlägen, welches pünktlich zum Totalitätsbeginn einsetzte. Ein sintflutartiger Regenguß und die ,,doppelte" Verfinsterung der Sonne sorgten für eine nahezu apokalyptische Stimmung. Nur ab und zu erhellten Blitze das Inferno. Weitere fotografische Aufnahmen der verfinsterten Sonne waren damit unmöglich. Dank des großen Einsatzes aller beteiligten Schüler konnten trotz widrigster
Abb. 1: Peter Stangier (links) und Jens Vierbuchen bereiten ihr Experiment zur Windmessung vor. Die orthogonal angeordneten Windmesser erlaubten die exakte Ermittlung von Windrichtung und Windgeschwindigkeit.
Abb. 2: Daniel Linhart (links) und Nils Becker bei der Temperaturmessung mit mehreren Digitalthermometern.
134 D E R R Ü C K B L I C K
Bedingungen alle geplanten Messungen durchgeführt werden. Unser ,,erfolgreichstes" Experiment wurde leider der Regenmesser: 23 mm Regen zwischen 12.30 Uhr und 13.00 Uhr! (Das entspricht etwa 1/35 der in dieser Region üblichen Jahresniederschlagsmenge!) Dafür, dass unsere Stimmung nicht ganz in den Keller rutschte, sorgten Christoph Mayer und sein Team mit einer hervorragenden Mahlzeit vom Grill. Danach fiel uns der Abbau der Geräte und deren Rücktransport nach Augsburg deutlich leichter. Den Abschluß dieses ereignisreichen Tages bildete der Besuch der VdS - Sofi - Party in Garching.
Abb. 3 Kirstin Krämer kontrolliert die Registriergeräte für die Himmels - und Umgebungshelligkeit.
Auswertung der Messungen Die in unseren Experimenten gewonnenen Daten lagen zumeist in Tabellenform vor. Meßergebnisse, die in Form von Schreiberkurven auf Millimeterpapier existierten, mußten vor der weiteren Bearbeitung digitalisiert werden. Alle Werte wurden dann von unseren Schülern in Excel-Tabellen übertragen und am PC zu aussagefähigen Graphiken weiterverarbeitet.
Ergebnisse der Experimente: 1. Luftdruck und Wind Am 11. August 1999 schwankte der Luftdruck in Violau zwischen 10 Uhr und
14 Uhr um weniger
als 1mbar. Infolge
dessen traten nur
vergleichsweise
geringe Windge-
schwindigkeiten auf.
Bei vorherrschen-
dem SSW-Wind wur-
den 10km/ h nicht
übertroffen. Auch
wenn wir zum
Schutz der Windmes-
ser-Elektronik vor
dem Gewitterregen
die Windmessungen Diagramm 1:
von 12.33 Uhr bis Die Temperaturentwicklung folgt dem Helligkeitsverlauf mit
13.00 Uhr unterbre- einer Verzögerung von etwa 15 - 20 min.
chen mußten, konn-
ten wir feststellen,
dass der z.B. bei
Petri [2; S. 92] vorhergesagte womit sich beide Effekte auf 10 Grad C
Finsterniswind in der erhofften Intensität addierten.
nicht stattfand. Die ab 12.25 Uhr Die Entwicklung der Himmelshelligkeit
geschlossene, sehr dichte Wolkendecke läßt bis 11.30 Uhr rasch wechselnde
dürfte die sonst üblichen Finsternis- Wolkenbedeckung mit häufigen sonni-
Effekte massiv gepuffert haben.
gen Abschnitten erkennen. Danach zeig-
te sich die partiell verfinsterte Sonne
2. Helligkeit und Temperatur
nur noch zweimal: Die im Diagramm 1
Für die Messung der Luft-Temperatur als ausgeprägte Peaks erkennbaren
kam ein Digitalthermometer zum Wolkenlücken konnten wir für letzte
Einsatz. Möglichen Messwertverfäl- Fotos der teilweise verfinsterten Sonne
schungen durch direkte Sonnenein- nutzen. Bei geschlossener Wolkendecke
strahlung wurde dadurch vorgebeugt, erfolgte die Zunahme der Helligkeit nach
dass der NiCr-Ni -Temperatur-Fühler in der Totalität mit deutlicher Verzögerung:
einem beidseits offenen, weißen Der Kurvenverlauf, insbesondere in
Kunststoffrohr untergebracht war.
Diagramm 3, ist unsymmetrisch zur
Zur Registrierung der Himmelshelligkeit Totalitätszeit.
griffen wir einen Vorschlag von Petri [2; Ein kommerzielles Luxmeter diente zur
S. 91] auf: Eine etwa 2m über dem Messung der Umgebungshelligkeit. Mit
Boden positionierte, selbst gebaute einem Öffnungswinkel der Sonde von
Optik bildete einen Bereich von ca. 1 Grad nahezu 180 Grad integriert es die Helligkeit
Ausdehnung im Zenit auf einen über die gesamte Himmelshalbkugel.
Photowiderstand (LDR) ab. Die Die damit gewonnene Kurve in
Stromstärke im LDR konnte dann als Diagramm 2 zeigt deshalb deutlich weni-
Maß für die Himmelshelligkeit über ger kurzfristige Schwankungen als die
einen Y-T-Schreiber aufgezeichnet wer- Graphik zur Himmelshelligkeit im Zenit.
den.
In der halblogarithmischen Darstellung
Die Ergebnisse beider beschriebenen zum Verlauf der Umgebungshelligkeit
Messungen zeigt Diagramm 1. Pünktlich (Diagramm 3) kommen der enorme
mit dem 1. Kontakt gegen 11.15 Uhr Helligkeitseinbruch als Folge der
begann die Abweichung des Tempe- Finsternis, aber auch der durch das
raturverlaufs vom sonst üblichen Gewitter erheblich verzögerte Wieder-
Tagesgang. Die Temperaturabnahme als anstieg der Helligkeitskurve eindrucks-
Folge der sich stetig verringernden voll zum Ausdruck.
Sonneneinstrahlung wurde gegen 11.50
Uhr durch einen Regenschauer kurzfri-
stig verstärkt. Bis Totalitätsbeginn sank Fazit
die Temperatur um etwa 7 Grad C. Ein hefti-
ges Gewitter zwischen 12.30 Uhr und Obwohl durch die Wetterverhältnisse die
13.00 Uhr lieferte einen weiteren Beobachtung der ,,schwarzen Sonne"
Rückgang der Temperatur um ca. 3 Grad C, vollständig ,,ins Wasser fiel", war die
D E R R Ü C K B L I C K 135
Diagramm 2: Die Himmelshelligkeit im Zenit zeigt die schnell wechselnde Wolkenbedeckung. In der Umgebungshelligkeit am Beobachtungsplatz sind diese Schwankungen deutlich sichtbar gemittelt.
Diagramm 3: Helligkeitsschwankungen als Folge von Finsternis und Wetter treten in halblogarithmischer Darstellung besonders deutlich hervor.
Exkursion für die Teilnehmer von bleibendem Erlebniswert. Die mehrere Minuten andauernde totale Dunkelheit, die nur von vereinzelten Blitzen durchbrochen und von sintflutartigem Regen begleitet wurde, machte leider die vollständige Durchführung unseres Fotoprogramms unmöglich. Die gelungenen Fotos der teilweise verfinsterten Sonne lassen ahnen, welch eindrucksvolle Bilder mit unseren Optiken bei günstigerem Wettereinfluß möglich gewesen wären. Trotz der widrigen Bedingungen gelang es jedoch den
Experimentierteams, ihre Meßaufträge durch zielstrebiges Arbeiten zu erfüllen. So konnte jeder Teilnehmer einen für ihn deutlich erkennbaren Beitrag zum Erfolg des Gesamtkonzepts beisteuern. Neben dem hohen Erlebnisgehalt brachte die Studienfahrt auf die Zentrallinie der Sonnenfinsternis 1999 den teilnehmenden Schülerinnen und Schülern auch im schulischen Bereich Impulse. Für sie bot sich die Möglichkeit, an einem außerschulischen Lernort die Lerninhalte der Fächer Astronomie, Geographie und Physik miteinander zu
verbinden. Für Interessenten am didaktischen und methodischen Konzept unseres Projekts sei auf [3] verwiesen.
Literatur:
[1] Meiser, G.: Reise zur Finsternis, Saarlouis 1989 [2] Petri, W.: Beobachtung totaler
Sonnenfinsternisse, in: Roth, G. D. (Hrsg.) Handbuch für Sternfreunde, Band 2, Berlin 1989 [3] Wendt, A., Stinner, P.: Experiment Sonnenfinsternis, in: Praxis Geographie 1/2000; Braunschweig 2000
11. August 1999 Totale Sonnenfinsternis
von Joachim Uhlig
Auf diesen Tag habe ich seit 20 Jahren gewartet.
Mit der detaillierten Vorbereitung zur Beobachtung und Fotografie der Sonnenfinsternis habe ich im Mai 1999 begonnen und wie folgt geplant: Der Verlauf der partiellen Phase soll auf einem Sonnenprojektionsschirm verfolgt, und in regelmäßigen Abständen mit einer Kleinbildkamera im Bild festgehalten werden. So habe ich bereits die partielle Sonnenfinsternis vom 12.10.1996 beobachtet. Für die Fotografie der totalen Phase soll eine
Spiegelreflexkamera mit einem 200mmTeleobjektiv eingesetzt werden. Weiterhin wurden Schutzfilter für das Spiegelteleskop (ein SIBERIA 150), ein Fernglas (20x60) und dem Teleobjektiv gebaut. Vom 01. bis zum 08. August 1999 wurden diverse Wetterberichte verfolgt, ob im Rundfunk, im Fernsehen oder im Internet. Nach einem letzten Blick auf die Wetterberichte, habe ich dann entschieden, auf die Spicherer Höhen zu fahren. Die Chancen auf eine freie Sicht lagen hier bei immerhin noch 70 Prozent. Am 10. August 1999 sind wir dann um 07:45 Uhr abgefahren. In Saarbrücken, an der
B41 war dann die Zufahrt zu den Spicherer Höhen ausgeschildert. Eine schmale Straße führte den Berg hinauf, vorbei an einer ausgedienten Grenzstation. Nun waren wir in Frankreich. Nach zwei Serpentinen hatten wir den Beobachtungsplatz Spicherer Höhen, um ca. 15:30 Uhr, erreicht. Hier herrschte reges Treiben. Die ARD war bereits mit einigen Übertragungswagen vor Ort. Saarbrücken war die erste Station des Mondschattens auf seiner Deutschlandreise und deshalb sollte der Mondschatten würdig begrüßt werden. Da die Franzosen den Schatten hier verabschieden mußten, wurde hier, auf den Spicherer Höhen gemeinsam das ,,Fest
136 D E R R Ü C K B L I C K
Abb. 1: 11. August 1999, ca. 13:00 Uhr, Spicherer Höhen / Frankreich: Das Siberia 150 hat die Sonne noch im Fadenkreuz.
der Sonne" gefeiert. Wir wollten aber
nicht unbedingt im Trubel des
Sonnenfestes die Finsternis beobachten
und sind weiter gefahren. Somit fuhren
wir durch die Ortschaft Spicheren. An
einer Kreuzung im Ort bog ich dann
rechts ab, denn diese Straße führte wie-
der bergan. Am Ortsausgang von
Spicheren trafen wir auf einen
Beobachter aus Delmenhorst. Er führte
uns zu einem hoch gelegenen, ruhigen
Platz an einem Wasserturm mit freiem
Blick in alle Himmelsrichtungen. Direkt
unterhalb des Wasserturms standen
bereits zwei weitere Beobachter aus
unserem Heimatkreis, dem Kreis Unna.
Nachdem man mir den scheinbaren Lauf
der Sonne erklärt hatte, und ich mich für
den Standort des SIBERIA 150 entschie-
den hatte, wurde das Wohnmobil so
geparkt, daß es als Windschutz diente.
Anschließend wurde das Teleskop auf-
gebaut. Im Laufe des Nachmittags trafen
dann noch weitere Beobachter aus
Euskirchen und Hamburg ein.
Gemeinsam verbrachten wir den Abend,
tauschten Informationen aus und waren
halt auf morgen, dem 11. August 1999
gespannt. Per Radio und Fernseher wur-
den die Nachrichten mit den ansch-
ließenden Wetterberichten verfolgt. Der
Himmel
über
unserem
Beobachtungsplatz (Pfaffenberg, 357
Meter ) war noch bewölkt. Aber das soll-
te sich ja noch ändern. 22:30 Uhr: Zur
Justage des SIBERIA 150 benötigte ich
auf jeden Fall die freie Sicht auf den
Polarstern. Aber der Himmel war immer
noch bewölkt, es fing sogar leicht zu
regnen an. Das Gerät wurde mit einer
Folie abgedeckt und wir legten uns erst
einmal schlafen. Das nicht justierte
Gerät ging mir aber nicht aus dem Kopf.
Hin und wieder lugte ich aus dem
Fenster der Alkove, aber es war kein
Stern zu erkennen. Gegen Mitternacht
wurde es draußen laut. Einige Fahrzeuge
waren gekommen und hielten an. Es
konnte sich nur um weitere Beobachter
der Finsternis handeln. Dem war auch
so. Man entschloß sich zu bleiben. Es
herrschte nun ein reges Treiben dort
draußen. Es wurde ein Zelt aufgebaut,
ein Wohnmobil (VW Bulli) hergerichtet
und Montierungen für verschiedene
Teleskope aufgestellt. Im Halbschlaf
hörte ich dann: ,,Die Wolken reißen auf,
da ist der Polarstern". Das wollte ich
hören. Schnell zog ich mich an und trat
nach draußen. Auf dem angrenzenden
Feld sah ich nun, wie die kürzlich ange-
kommenen
Beobachter
ihre
Montierungen ausrichteten. Das tat ich
dann auch. Nun war das Teleskop auf
den
Polarstern
ausgerichtet.
Anschließend genoß ich noch den freien
Blick zu den Sternen. Dabei konnte ich
eine größere Sternschnuppe im Osten
beobachten. Gegen 00:30 Uhr habe ich
mich dann schlafen gelegt. Das Schaffen
der anderen Beobachter konnte mich nicht daran hindern. Denn überglücklich zu wissen, das daß Teleskop nun ausgerichtet war und die Wolken endlich aufrissen, schlief ich ein. Um 06:30 Uhr bin ich aufgewacht. Draußen war alles ruhig. Mein Blick aus dem Fenster der Alkove ging nach Osten. Es war leicht bewölkt, die aufgegangene Sonne schien aber durch eine Wolkenlücke in das Wohnmobil. Nach und nach wurde es nun wieder lebhafter am Beobachtungsplatz unterhalb des Wasserturms. Der erste Blick eines jeden Beobachters ging nach oben. ,,Das sah um Mitternacht aber besser aus." Unter den Beobachtern, welche in der Nacht gekommen waren, erkannte ich Otto Guthier, der Vorsitzende der Vereinigung der Sternfreunde e. V. deren Mitglied ich seit dem 01. Juli 1998 bin. Ich stellte mich vor und so kamen wir ins Gespräch. Otto Guthier telefonierte mit verschiedenen Sternfreunden und Wetterdiensten. Die Chancen auf eine freie Sicht lagen bei nur noch 40 Prozent. Doch bei einem Standortwechsel drohte man im aufkommenden Verkehr stecken zu bleiben. Auch an vielen anderen Beobachtungsplätzen sind die Chancen für eine freie Sicht auf die Sonne erheblich gesunken. Nach dem Frühstück habe ich das Teleskop für die Beobachtung der Finsternis vorbereitet. Der Sonnenprojektionsschirm wurde montiert, der 8x50 Sucher mit einem Schutzfilter versehen. Anschließend wurde das Gerät auf die Sonne ausgerichtet, welche man hin und wieder durch kleinere Wolkenlücken erkennen konnte. Laut einer NASA-Tabelle galten für unseren Beobachtungsplatz folgende
Abb. 2: 11. August 1999, ca. 14:00 Uhr, Spicherer Höhen / Frankreich: Der 4. Kontakt hat um 13:52:50 Uhr stattgefunden.
D E R R Ü C K B L I C K 137
Kontaktzeiten: 1.Kontakt um 11:10:19 Uhr, 2. Kontakt um 12:29:12 Uhr, 3. Kontakt um 12:31:27 Uhr, 4. Kontakt um 13:52:50 Uhr. Der 1. Kontakt konnte nicht beobachtet werden. Wolken versperrten den Blick auf die Sonne. Ca. 2 Minuten später konnte ich kurz einen Blick auf die Sonne werfen und erkennen, daß der Mond die Sonnenscheibe nun 'angeknabbert' hatte. Viele Beobachter standen enttäuscht hinter ihren Geräten. Um ca. 11:30 Uhr hebt sich die Stimmung aller Beobachter. Eine große Wolkenlücke ist auf dem richtigen Weg. Alle warten gespannt auf die nun schon sichelförmige Sonne. 11:38 Uhr. Ein Aufschrei geht durch die Menge der Beobachter. Endlich, die Wolkenlücke gibt den Blick auf die sichelförmige Sonne frei. Es wird fotografiert, die Videokameras laufen an. Auch ich fotografiere den Sonnenprojektionsschirm um 27 Minuten und 41 Sekunden nach dem ersten Kontakt. Der Mond hatte die Sonne bereits zu 34,60 % bedeckt. Drei Sonnenflecken sind sehr deutlich zu erkennen. Alle sind von diesem Anblick begeistert. Um 11:43 Uhr mache ich ein nächstes Foto. Die Sonne ist nun zu 40,85 % bedeckt. Mittlerweile hatte sich eine Gruppe von Beobachtern (Franzosen, Niederländer und Deutsche) um das Teleskop eingefunden. Man fand es gut, den Verlauf der Finsternis bequem und sicher auf dem Sonnenprojektionsschirm verfolgen zu können. Wer einen Fotoapparat dabei hatte, hielt den Verlauf der Finsternis auf dem Projektionsschirm durch Betätigen des Auslösers fest. Ich selbst beobachtete die partielle Phase auch durch eine Schutzbrille sowie durch ein Fernglas (20x60). Ein schöner Anblick. Zwischenzeitlich bereitete ich den Radiorecorder vor. Ab 12:15 Uhr wollte ich für eine halbe Stunde die Geschehnisse auf Band aufzeichnen. Um 12:08 Uhr machte ich meine 9. Aufnahme. Die Sonne war schon zu 72,10 % bedeckt. Dann sagte meine Frau: ,,Schau mal hinter das Wohnmobil". Das tat ich dann auch und erschrak. Dort, im Westen war es schwarz wie die Nacht, aber das war nicht der Mondschatten. Eine Wolkenfront bewegt sich auf unseren Beobachtungsplatz zu. Um 12:08:30 Uhr machte ich meine 10. Aufnahme. Die Sonne war nun zu 72,73 % bedeckt. 12:09 Uhr, ein fürchterlicher Wolkenbruch geht nieder. Die Folie zum
Totale Sonnenfinsternis
Aufnahme Uhrzeit Bemerkung zum Zeitpunkt
Temperatur
11:10:19 1. Kontakt - Wolken, leichter Regen
20 Grad
1
11:38 27 Min. u. 41 Sek. nach 1. Kontakt - 34,60 % bedeckt 21 Grad
2
11:43 32 Min. u. 41 Sek. nach 1. Kontakt - 40,85 % bedeckt 21 Grad
3
11:45 34 Min. u. 41 Sek. nach 1. Kontakt - 43,35 % bedeckt 21 Grad
4
11:48 37 Min. u. 41 Sek. nach 1. Kontakt - 47,10 % bedeckt 21 Grad
5
11:56 45 Min. u. 41 Sek. nach 1. Kontakt - 57,10 % bedeckt 22 Grad
6
11:57:30 47 Min. u. 11 Sek. nach 1. Kontakt - 58,98 % bedeckt 22 Grad
7
12:00 49 Min. u. 41 Sek. nach 1. Kontakt - 62,10 % bedeckt 21 Grad
8
12:04 53 Min. u. 41 Sek. nach 1. Kontakt - 67,10 % bedeckt 21 Grad
9
12:08 57 Min. u. 41 Sek. nach 1. Kontakt - 72,10 % bedeckt 21 Grad
10
12:08:30 20 Min. u. 42 Sek. vor 2. Kontakt - 72,73 % bedeckt 21 Grad
12:09
Schwerer Platzregen, wir stehen beschirmt um das Teleskop.
12:25 Der Regen läßt nach, das Teleskop wird abgedeckt.
12:28
Wir begeben uns beschirmt auf die Straße, der Blick ist gen Nord-West gerichtet Es wird dunkler.
12:29:12 Eintreffen des Kernschatten,
16 Grad
als würde man einen Dimmer betätigen,
der Finsterniswind ist sehr deutlich spürbar,
eine merklich kalte Brise.
Alles erscheint nun grau in grau. Es ist sehr dunkel.
12:31:27 Auftretende Helligkeit in Nord-West,
17 Grad
beim Umdrehen Blick von Helligkeit in
Dunkelheit, welche rasch davonfliegt.
13:52:50 4. Kontakt - Wolken
18 Grad
Spicherer Höhen, 11. August 1999
Abdecken des Teleskops ist aber so schnell nicht greifbar. Also stehen wir nun zu dritt, jeder hält einen Regenschirm, um das Teleskop. Wegen der sehr dicken, dunklen Wolken legt sich eine gespenstische Dunkelheit über unseren Beobachtungsplatz. Die Zeit verrinnt. Der Regen ist so heftig, daß ich nicht einmal an den Radiorecorder komme, um diesen dann einzuschalten. Um 12:25 Uhr läßt der Regen nach. Eine Wolkenlücke läßt sich aber nicht ausmachen. Das Teleskop wird nun mit der Folie abgedeckt. Nun steht leider fest, daß wir den visuellen Höhepunkt (die Korona) nicht sehen werden. Um 12:28 Uhr begeben wir uns beschirmt auf die
Straße. Den vorbereiteten Radiorecorder habe ich in der Anspannung/Hektik mittlerweile vergessen. Schade. Unser Blick ist gen Nord-West gerichtet. Es regnet nur noch ganz leicht. Es wird dunkler, so als ob jemand einen Dimmer betätigt. Um 12:29:12 Uhr trifft der Kernschatten sekundengenau ein. Der Finsterniswind ist sehr deutlich spürbar, eine merklich kalte Brise. Ich bekomme eine Gänsehaut. Diese Dunkelheit ist schon beeindruckend. Alles erscheint nun grau in grau. Gebannt verfolgen wir das Geschehen unter dem Regenschirm. Dann, kurz vor dem 3. Kontakt, um 12:31:27 Uhr erkennen wir im Nordwesten die auftretende Helligkeit.
138 D E R R Ü C K B L I C K
Wir drehen uns auf die Sekunde genau um und blicken in die Dunkelheit, welche rasch davonfliegt. Der Schatten verschwindet mit einer ungeheueren Geschwindigkeit aus der Wolkendecke. Es wird heller. Ich bin von dem soeben erlebten sehr beeindruckt. Der Regen läßt allmählich nach. Viele Beobachter packen enttäuscht ein und verlassen den Beobachtungsplatz. Ich hoffe noch auf ein weiteres Wolkenloch bis zum 4. Kontakt und lasse das Teleskop stehen. Einige Beobachter stehen mit uns am Teleskop. Dann taucht plötzlich eine Flasche Rotwein und eine Flasche Champagner auf. Pappbecher, Tassen und Gläser werden verteilt und alle stoßen auf das soeben erlebte Naturschauspiel an. Dass der Blick auf den visuellen Höhepunkt dieser Finsternis fehlte, merkt man dieser Gruppe von Beobachtern nicht an. Selbst ich, der mindesten 20 Jahre auf dieses Ereignis gewartet hatte, ist immer noch von der soeben erlebten Dunkelheit begeistert, wohl wissend, den schönsten Anblick auf unsere Sonne verpaßt zu haben.
Trotzdem, ich spüre, das soeben erlebte hat mich neugierig gemacht. Diese erste miterlebte totale Sonnenfinsternis soll nicht meine letzte sein. Ich werde dem Mondschatten folgen - das nächste mal am 21. Juni 2001 in Afrika. 4. Kontakt, der Himmel blieb bedeckt. Nun erst packe auch ich das Gerät ein. Um 15:30 Uhr werden wir von den noch am Beobachtungsstandort verweilenden Beobachtern mit einer LAOLA-Welle auf die Heimreise geschickt. Diese Fahrt endete dann am 12. August 1999 um ca. 02:00 Uhr. Hier wurde die eingelegte Videokassette sofort zurückgespult. Hoffentlich hat die Aufnahme der Sendung des ZDF's funktioniert. Es hat. Aber ich mußte wieder sehr weit nach vorn spulen, um die Totalität sehen zu können. Am letzten Beobachtungsplatz des ZDF's, am Chiemsee, kann dann die Kamera die Totalität festhalten. Das schaue ich mir insgesamt drei Mal an und denke, das hast Du nun live verpaßt. Schade. Trotzdem war das Erlebte beeindruckend, und am 21. Juni 2001 bin ich wieder dabei.
Fazit:
Diese totale Sonnenfinsternis war für mich ein beeindruckendes Erlebnis, wenn gleich ich den schönsten Anblick auf unsere Sonne verpaßt habe. Was mich aber ungemein überraschte, waren vor allem die unzähligen Menschen, die sich aus allen Teilen Deutschlands, ja aus allen Teilen Europas in Bewegung setzten um daran teilhaben zu können. Hier ging es um ein astronomisches Naturereignis wo jedermann sehen und fühlen konnte, wie sehr wir mit dem Kosmos und seinen Gesetzmäßigkeiten verbunden sind. Das öffentliche Interesse an der Astronomie hat zugenommen. Es war allerorts eine regelrechte Begeisterung zu spüren. Ich freue mich schon jetzt auf den 21. Juni 2001.
Meinen ausführlichen Erlebnisbericht können Sie im Internet nachlesen unter:
http:/ / www.astronomie.de/ sofi/ .
Leoniden in und zwischen den Wolken
von Dirk Lucius
Schon das Wetter am 17. November deutete auf den Verlauf der kommenden Nacht hin: Ab dem Mittag zeigten sich immer mehr und größere Wolkenlücken mit z. T. sehr guter Durchsicht. Zeitweise war der Himmel bis zu einer halben Stunde klar - durchsetzt mit mehreren großen Bewölkungsabschnitten und Regen bzw. Graupeln garniert: Aprilwetter pur! Nur der Wetterbericht schien nichts von den hoffnungsvollen Wolkenlücken zu halten: Er sagte für das nordwestliche Deutschland bzw. Ostfriesland eine geschlossene Wolkendecke für die Nacht voraus. Aufgrund der Vorhersagen für die Leoniden (ca. eine ZHR von 1000 und mehr Meteore bis zur 0 mag und nur sehr wenige Boliden im Gegensatz zu 1998) entschied ich mich dem Tip von
Jürgen Rendtel zu folgen und eine lichtstarkes Normalobjektiv (1,8/50mm) kombiniert mit einem 400 ASA Film zu verwenden , um einige Leoniden auf den Film zu bekommen. Nachdem um 2.20 Uhr der Wecker den Schlaf beendet hatte, ließ der erste Blick zum Himmel nichts Gutes erhoffen. Nur eine Wolkenlücke im Süden war zu sehen , in der aber innerhalb von nur drei Minuten drei helle Leoniden (ca. 1 bis 2 mag.) aufblitzten. Dieses kurze Ereignis weckte in mir die Hoffnung, dass die Voraussagen mit einem sehr aktiven Maximum der Leoniden eintreffen könnten. Jedoch öffnete sich der Himmel erst gegen 3 Uhr und bot dann in den nächsten 30 Minuten ein unvergessliches Schauspiel. Obwohl noch viele Wolken weiterhin über den Himmel wanderten, konnten in den immer größer werdenden wolkenlosen Teilen des Himmels
immer mehr Meteore beobachtet werden - darunter auch so helle Sternschnuppen, deren Leuchtspuren bis zu einer halben Minute sichtbar waren. Von 3.10 Uhr bis 3.20 Uhr war deutlich ein Höhepunkt der Meteoraktivität zu verzeichnen. Obwohl nur ca. ein Drittel des Himmels wolkenlos war, erschien nun mindestens in jeder Minute eine Sternschnuppe, welche die Helligkeit um die 0 mag wenigstens erreichte oder meistens sogar noch übertraf. Manchmal schossen die Meteore in nur wenigen Sekunden Abstand über den Himmel. Ein absolutes Highlight bildete dann ein Bolide von ca. - 4 mag , der mit einem hellen Blitz den Nachthimmel und die dünnen Wolken für einen Sekundenbruchteil erhellte, während mit der Kamera gerade eine neue offene Wolkenlücke angepeilt wurde. Trotz aufziehender Wolken war das Nachleuchten
D E R R Ü C K B L I C K 139
dieses Boliden noch über eine Minute im Zenit deutlich zu sehen und in dieser Zeit konnte dann dieses Nachleuchten bis zum Herannahen der Wolken aus Westen belichtet werden. (Abb.1) Bei jeden Foto musste nach aufziehenden Wolken geschaut werden. Das erschwerte natürlich die Beobachtung des gesamten freien Himmels, so dass mir wahrscheinlich als Einzelbeobachter viele Leoniden entgangen sind. Umso glücklicher wurde man, wenn in dem gerade belichteten Himmelsausschnitt ein Leonid mit über 0 mag auftauchte, der sich auch auf dem Film nachweisen lassen sollte. In der halben Stunde Beobachtungszeit zwischen 3 und 3.30 Uhr MEZ konnten acht Fotos mit Belichtungszeiten zwischen einer und drei Minuten gemacht werden. Davon zeigten noch zwei Dias jeweils einen deutlich orangefarbenen Leoniden - eine Farbe, die bei der Beobachtung nicht so auffiel. (Abb. 2) Nach Murphys Gesetz entgingen mir natürlich auf den Fotos - bis auf das Nachleuchten des erwähnten Boliden weitere spektakuläre Leoniden bis zu - 2 mag. So erschienen um 3.12 Uhr MEZ in der Ursa Maior zwei nur ca. zwei Grad voneinander getrennte Meteore von ca. - 1 mag mit gleicher Flugrichtung innerhalb von einer halben Minute oder um 3.24 Uhr MEZ innerhalb von drei Sekunden ebenfalls zwei ca. 0 mag helle Leoniden im Löwen, die durch ihr Nachleuchten deutlich wie eine Visierhilfe auf den Radianten zeigten. Zwischen 3.30 Uhr und 4 Uhr verhinderte dann ein Schneeschauer weitere Beobachtungen. In dieser Beobachtungspause wurden dann die ersten Beobachtungseindrücke an die Astro Mailing - List der Nürnberger Amateurastronomen (http:// naa.net) gesendet, wo auch andere Beobachter ihre Ergebnisse mitteilten. Erste erfolgreiche Beobachtungen wurden um 4 Uhr MEZ aus Norden, Darmstadt und dem schweizerischen Tessin gemeldet, während viele Beobachter im restlichen Deutschland ausgenommen Darmstadt - nur Wolken meldeten. Erst ab 4 Uhr waren am Südhimmel (bevorzugt im Gebiet Krebs, Zwillinge, Orion) wieder Leoniden zu sehen - jedoch in deutlich geringerer Anzahl als eine Stunde zuvor. Die Zählrate schien sich mehr als halbiert zu haben.
Abb. 1: Leonid (Helligkeit ca. -1 bis -2 mag.) ca. 3 Minuten in einer Wolkenlücke, belichtet auf Scotchchrome 400 Farbdiafilm, Objektiv 1:1,8/50mm, um ca. 3.15 bis 3.30 Uhr
Abb. 2: Nachleuchten eines Boliden mit aufziehenden Wolken, um ca. 3:15 Uhr, Scotchchrome 400 Farbdiafilm, Objektiv 1:1,8/50mm, ca 1 Min. belichtet
140 I M P R E S S I O N E N
Abb. 1: Venus und Jupiter am Abend des 22.2.1999, aufgenommen in Tusayan/ Arizona. Hans-Dieter Gera belichtete 5 Sek. auf Kodachrome 1600 Panther Farbdiafilm.
Abb. 2: Das Winterdreieck mit den hellsten Sternen der Sternbilder Orion, Großer Hund und Kleiner Hund über dem südwestlichen Horizont. Aufgenommen mit Nachführung auf dem 3135 m hohen Gornergrat / Zermatt. Werner E. Celnik belichtete am 6.2.2000 von 0:20 bis 0:50 MEZ mit 28-mm-WeitwinkelObjektiv bei Blende 5,6 auf Ektachrome 200 prof. Farbdiafilm.
Abb. 3: Der große Orionnebel M42 / M43, 40 Min., belichtet auf Kodak Pro Gold 400 Farbnegativfilm mit dem 60-cm-Cassegrain-Teleskop auf dem Kleinen Feldberg/ Taunus. Aufnahme von Christoph Lichtblau (Physikalischer Verein Frankfurt).
Abb. 4 (rechte Seite, oben links): Eine Schwalbe fliegt vor der Scheibe der Sonne vorüber. Peter Stinner gelang dieser Zufallstreffer am 12.6.1999 bei seinen Vorbereitungen zur Sonnenfinsternisbeobachtung mit einem 8-ZollSchmidt-Cassegrain-Teleskop bei 2 m Brennweite und Öffnungsverhältnis f/50. Er belichtete 1/1000 Sek. auf Fujichrome Velvia ISO 50 durch ein ND3Sonnenfilter.
Abb. 5 (rechte Seite, oben Mitte): 2. Kontakt der totalen Sonnenfinsternis am 11.8.1999: Die Perlschnur vor dem Wolkenhintergrund bzw. -vordergrund. Dirk Lucius belichtete 1/250 Sek. bei 1000 mm Brennweite und Blende 13.
Abb. 6 (rechte Seite, oben rechts): Partielle Phase der totalen Sonnenfinsternis am 11.8.1999: Carola Krause und Peter Krämer beobachteten die schmale Sonnensichel hinter irisierenden Wolken auf einem Feld bei Bad Tatzmannsdorf/Burgenland.
Abb. 7 (rechte Seite, Mitte): Die Korona der totalen Sonnenfinsternis am 11.8.1999, fotografiert durch die Wolken hindurch mit ISO-100-Farbfilm und 1000-mm-MaksutovTeleobjektiv. Armin Reßin beobachtete in Durmersheim bei Rastatt.
Abb. 8 (rechte Seite, unten links): Freihändig durch die Wolken schoss Horst Schoch diese Aufnahme vom 2. Kontakt der totalen Sonnenfinsternis am 11.8.1999, er beobachtete bei Baden-Baden und benutzte ein 80-mmZoomobjektiv nebst ISO-100-Farbdiafilm.
Abb. 9 (rechte Seite, unten rechts): Manfred Kern stellte eine Montage mehrerer seiner Aufnahmen der totalen Sonnenfinsternis am 11.8.1999 zusammen. Er beobachtete am Waaginger See und fotografierte mit einem 180mm-6x6-Objektiv bei Blende 4 auf ISO-50Farbdiafilm.
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142 I M P R E S S I O N E N
Abb. 10: Nordlicht in der Nacht vom 6. auf 7. April 2000 über Deutschland. Aufgenommen von HansJoachim Leue auf Fujicolor Superia 800 mit einem Weitwinkelobjektiv 19 mm, f/3.5, ca. 15 Sek. belichtet. Das Titelbild zeigt das rot, grün und blau leuchtende Nordlicht über Hambergen/ Norddeutschland gegen 1.30 Uhr am 7. 4. Abb. 11: Eine Leonidenfeuerkugel am 19. November 1999, aufgenommen von Gerhard Lehmann, von 2.35 bis 2.45 Uhr MEZ mit einem 20 mm-Weitwinkelobjektiv (Blende 3,5) auf Kodak Elitechrome Farbdiafilm. Aufnahmeort war die Auffahrt zum Jauffenpass in Italien.
R E Z E N S I O N E N 143
Buchbesprechung
Montenbruck, O.; Pfleger T. ,,Astronomie mit dem Personal Computer" 3. Auflage, Springer-Verlag Berlin, Heidelberg 1999 ISBN 3-540-66218-9 DM 98,-
Dieses Buch ist eine praktische Einführung in die rechnende Amateurastronomie. Dargestellt wird zunächst das grobe Handwerkszeug, das jeder benötigt, der Astroprogramme schreiben möchte: Kalenderrechnung und Koordinatentransformation. Die in diesen Einführungskapiteln erarbeiteten Techniken werden auf die Berechnung der Aufund Untergangszeiten angewendet.
Dann wagt sich der Autor auf das Gebiet der Ephemeridenrechnung an Parabeln, Ellipsen, parabelnahen Bahnen und Hyperbeln. Jeweils werden die verwendeten Formeln zusammengestellt und teilweise hergeleitet, und dann erfolgt die Umsetzung in C++. Dies ist neu, denn in den Vorauflagen waren die Programme in Turbo-Pascal ausgeführt. Damit passt sich das Buch dem Trend in der Programmierung an. Der SourceCode ist auf CD-ROM beigefügt. Diese ersetzet die bisherigen Disketten. Der gewonnene Platz wird z.T. dazu genutzt, auch compilierte Versionen der Programme für DOS und LINUX mitzugeben. So kann man ohne Compiler die Programme testen oder sich zumindest einen Überblick über ihre Funktion verschaffen.
Im gleichen Stil wird dann das Problem der Störungsrechnung angegangen, hier werden durch numerische Integration die gravitativen Störungen durch die großen Planeten berücksichtigt. Ich habe versucht, mit dem Programm auf der CD die Bahnelemente des Kometen Schwassmann-Wachmann 3 für die Epoche 2028 aus den 1995er Bahnelementen auszurechnen und komme auf ein sehr ähnliches Ergebnis, wie man es mit dem Programm ,,K11" von Christian Glowinski erhält. Montenbrucks Programm war deutlich schneller. Allerdings war die Eingabe der Daten über den Eingabefile reichlich gewöhnungsbedürftig. Als störend erwies sich dabei, dass das einfache
Ephemeridenprogramm ,,Comet" die Elemente in der bei Kometen üblichen Form (q, T), das Programm zur Störungsrechnung allerdings in der für Kleinplaneten üblichen Form (a, M) erwartet.
Die Umsetzung der Brown'schen Mondtheorie im Kapitel ,,Mondbahn" erlaubt dann Berechnung von Sonnenfinsternissen (auch der Verlauf der Zentrallinie auf der Erdoberfläche wird berechnet) und Sternbedeckungen. Zwei weitere Kapitel schließen das Buch ab: Bahnbestimmung - hier wird das GaussVerfahren verwendet - und Astrometrie (nach dem Turnerverfahren). Auf der beigefügten CD finden sich ansonsten allerlei Daten: Ein Katalog der Kleinplanetenorbits, der PPMSternkatalog sowie eine Datei mit den Koordinaten ekliptiknaher Sterne (für Sternbedeckungsberechnungen). Trotzdem sind noch über 600 MB auf der CD frei. Es wäre also zu überlegen, ob man in Folgeauflagen nicht einen der Freeware-C++ - Compiler (z.B. den Gnu
Werner E. Celnik ,,Was man am Himmel sieht - Sternbilder erkennen und verstehen." Naturbuch-Verlag, Augsburg 1999, 192 Seiten, 1. Auflage, ISBN 389440-339-X, DM 16,90
Noch ein weiterer Sternenführer? Gibt es seit Johan Elert Bodes ,,Anleitung zur Kenntnis des gestirnten Himmels" im Jahre 1768 nicht schon genug davon, oder was ist daran neu? Nun, neu ist zum Beispiel, dass die Sternkärtchen dieses kleinen Buches alle Sterne bis zur Größenklasse 6,5 zeigen, also soweit sie dem unbewaffneten Auge sichtbar sind, und alle Sterne in ihren Farben darstellen. Aber - auf die Frage König Friedrich Wilhelms IV. von Preußen ,,Was gibt es Neues in der Wissenschaft?" pflegte der große Argelander zu antworten: ,,Kennen Majestät das Alte?" Das Alte, Herkömmliche kommt natürlich auch in diesem Sternenführer für Anfänger und Einsteiger nicht zu kurz. Überblick und Orientierung am Himmel, die Grund-
C++ Compiler für DOS und LINUX oder DEV C++ für Windows 95/98) auf der CD unterbringen könnte, was dem interessierten Leser einen schnelleren Zugang erlauben würde.
Wem mag dieses Buch dienen? Kaufen sollten sich dieses Buch, wer selbst Astro-Programme schreiben möchte, vorzugsweise in C++. Für solche Amateurastronomen ist die CD eine enorm gut kommentierte Sammlung von wertvollem Source-Code mit vielen nützlichen Routinen, die man in eigene Programme einbinden kann. Die kompilierten Programme sind (vielleicht mit Ausnahme des SternbedeckungsBerechnungsprogramms) wenig geeignet für Beobachter, die ,,schnell mal eben"etwas ausrechnen möchten. Dazu sind die Programme nicht userfreundlich genug, und für fast alle in dem Buch beschriebenen Probleme sind funktionellere Lösungen zu kaufen oder als Shareware zu beschaffen. Wer aber wissen will, wie man es macht, selber programmieren möchte und dabei nicht ständig das Rad neu erfinden mag, der sollte sich das Buch zulegen.
Hartwig Lüthen
begriffe von Astronomie und Astrophysik, Kennenlernen der Sternbilder, Hinweise auf ihre Mythologie und Geschichte, Hinweise jeweils auf besondere Sterne und besondere Objekte, Tips für Feldstecher und kleine Fernrohre. Ein eigener Abschnitt ist
der Wahl des Beobachtungs-Standortes gewidmet, denn der Sternführer soll vor allem auch im Urlaub und auch in fernen Ländern dienen, darum ist auch der gesamte Südsternhimmel gleichmäßig mit berücksichtigt. In der jetzt erschienenen Neuauflage wurden zahlreiche kleine Fehler behoben. Der Text ist ohne Umschweife, die Bilder sind griffig. Tabellen, ein Glossar und Register beschließen den nützlichen kleinen Führer. Für Einsteiger und Urlaubsreisende sehr zu empfehlen.
Theodor Schmidt-Kaler
144 V O R S C H A U
VdS-Terminkalender 2.Halbjahr 2000
Termin
Juni 30.6. - 2.7.
Juli 22.7. - 5.8.
August 1.-22.8
September 15. - 7.09.
Oktober 6.-8.10
November 4.11. voraussichtlich 18.-25.11.
Veranstaltung/Ort
7. CCD-Tagung des Arbeitskreises CCD, Sternwarte Kirchheim, Thüringen
VdS Jugend Astrocamp Mühlhausen JAM
International Astronomical Youth Camp IAYC in Montanúy, Spanien
BAV-Tagung, Sternwarte Sonneberg, Sonneberg-Neufang
Treffen der Beobachter Atmosphärischer Erscheinungen, VdS-Sternwarte Kirchheim
20. Bochumer Herbsttagung Ruhr-Uni Bochum, Hörsaal HMA 10 Seminar für Einsteiger mit Grundkenntnissen, Kulm-Hotel, Gornergrat Zermatt, Schweiz
Kontakt
Georg Dittie, Rudolf-Hahn-Str. 16, 53225 Bonn
Oliver Jahreis, Berlinstr. 92, D-55411 Bingen
E-Mail: oliver-jahreis@gmx.de
Werner Braune, Münchener Str. 26, D-10825 Berlin
Wolfgang Hinz, Irkutsker Str. 225, D-09119 Chemnitz
Peter Riepe, Alte Ümminger Str. 24 44892 Bochum Dr. Werner E. Celnik, Fax 02843-990332 oder E.Mail: astrographic@voerde.globvill.de
Vorschau auf astronomische Ereignisse 2000
Juli
1.7.
8.7. 16.7. 17.7. 24.7. 27.7. 28.7. 31.7.
August
7.8. 11.8. 13.8.
15.8. 22.8. 29.8.
Sept.
5.9. 13.9. 21.9. 22.9. 27.9.
Oktober 5.10. 8.10.
10.10. 13.10.
Kleinplanet Vesta passiert den Kugelsternhaufen M 75 Neumond 21:20 MESZ Erstes Viertel 14:53 MESZ Vollmond 15:55 MESZ Kleinplanet Vesta in Opposition zur Letztes Viertel 13:02 MESZ Merkur am Morgenhimmel Neptun in Opposition zur Sonne Neumond 4:25 MESZ
Sonne
Erstes Viertel 3:02 MESZ Uranus in Opposition zur Sonne Perseiden Meteorschauer Maximum 3 Uhr MESZ Vollmond 7:13 MESZ Letztes Viertel 20:51 MESZ Neumond 12:19 MESZ
Erstes Viertel 18:27 MESZ Vollmond 21:37 MESZ Letztes Viertel 3:28 MESZ Herbstanfang 19:27 MESZ Neumond 21:53 MESZ
Erstes Viertel 12:59 MESZ Draconiden Meteorschauer Maximum 6 Uhr MESZ o Ceti (Mira) im Maximum Vollmond 10:53 MESZ
20.10. 27.10.
Nov.
4.11.
11.11.
15.11.
18.11.
19.11. 26.11. 28.11.
Dez.
4.12.
11.12.
18.12.
21.12.
24.12.
25.12.
Januar 2.1. (2001) 9.1.
10.1. 16.1. 17.1.
24.1. 28.1.
Letztes Viertel 9:59 MESZ Neumond 9:58 MESZ
Erstes Viertel 8:27 MEZ Vollmond 22:15 MEZ Merkur am Morgenhimmel Leoniden Meteorschauer Maximum 2 Uhr MEZ Letztes Viertel 16:24 MEZ Saturn in Opposition zur Sonne Neumond 0:11 MEZ Jupiter in Opposition zur Sonne
Erstes Viertel 4:55 MEZ Vollmond 10:03 MEZ Letztes Viertel 1:41 MEZ Winteranfang 14:37 MEZ Venus bei Uranus (1,2 Grad ) 18:20 MEZ Neumond 18:22 MEZ
Erstes Viertel 23:31 MEZ Vollmond 21:21 MEZ Totale Mondfinsternis 18:44 - 23:58 MEZ Mond in Erdnähe 10:01 MEZ Letztes Viertel 13:35 MEZ Venus in größter östlicher Elongation, Abendhimmel Neumond 14:07 MEZ Merkur am Abendhimmel
Werner E. Celnik
H I N W E I S E 145
VdS - Journal für Astronomie 1-2000
1. Dr. Andreas Alzner Zeckener Hauptstr. 3 91334 Hemhofen
2. Rainer Arlt Friedensstr. 5 14109 Berlin
3. Dr. Stefan Binnewies Kutzbach 20 53804 Much
4. Hans-J. Bode Bertold-Knaust-Str. 8 30459 Hannover
5. Jens Bohle Frankenstr. 6 32120 Hiddenhausen
6. Werner Braune Münchener Str. 26 10825 Berlin
7. Andreas Bulling 8. Reiner Boulnois
Mörikestr. 8 35039 Marburg 9. Dr. Werner E. Celnik Graudenzer Wg 5 47495 Rheinberg 10. Hans G. Diederichs Inselstr. 16 64287 Darmstadt 11. Dietrich Ehmann Steegenkamp 4 28857 Syke 12. Bernd Flach-Wilken Bahnhofstr. 55 56422 Wirges 13. Steffen Fritsche Sonnenbühlstr. 6 95189 Köditz 14. Peter Fuchs Heinrich-Geick-Str. 14 25421 Pinneberg 15. Hans-Dieter Gera Wattenscheider Str. 78 44793 Bochum 16. Rolf Girßmann Heisterbarg 9 24598 Boostedt 17. Torsten Güths Wettertalstr. 5 61231 Bad Nauheim 18. Otto Guthier Am Tonwerk 6 64646 Heppenheim 19. Dr. Andreas Hänel c/o Natur und Umwelt-Planetarium Am Schölerberg 8 49082 Osnabrück 20. Thomas Heising Clara-Zetkin-Str. 59 39387 Oschersleben 21. Wolfgang Hinz Irkutsker Str. 225 09119 Chemnitz 22. Martin Hörenz Pohla, Am Pohlaer Berg 1a 01877 Demitz-Thumitz 23. Konrad Horn Heiligenbergerstr. 107 88682 Salem 24. Günter Igel Feldmarkring 157 58640 Iserlohn 25. Claudia Johannsen Steegenkamp 4 28857 Syke 26. Andreas Kaczmarek Soltend 9a 28327 Bremen 27. Thomas Kaltenbrunner Gamskogelstr. 11 83334 Inzell
28. Andreas Kammerer Johann-Gregor-Breuer-Str. 28 76275 Ettlingen
29. Jens Kandler Str. der Jugend 26 09430 Drebach
30. Alexander Kendl Neufahrner Str. 21 85748 Garching
31. Manfred Kern Rittersbachstr. 15c 77815 Bühl
32. Heinz Kerner Gardehaus 11 29328 Faßberg
33. Peter Krämer Goerdalerhof 24 44809 Bochum
34. Stefan Kraus Mannheimer Str. 11 69198 Schriesheim
35. Carola Krause Grimmestr. 6 44803 Bochum
36. Michael Kunze Drinhausstr. 2 47447 Moers
37. Gerhard Lehmann Persterstr. 6h 09430 Drebach
38. Hans Joachim Leue Bergstr. 13 27729 Hambergen
39. Christoph Lichtblau c/o Physikalischer Verein Frankfurt Lübecker Str. 5 65760 Eschborn
40. Josef Liesenkötter Gernandusstr. 6 40489 Düsseldorf
41. Hartwig Lüthen Behnstr. 13 22767 Hamburg
42. Dirk Lucius Diekelweg 12 26789 Leer
43. Maik Meyer Freiberger Str. 39 09623 Frauenstein
44. Achim Mros c/o Astronomische Gesellschaft Buchloe e.V. Gansbichlstr. 10 86807 Buchloe
45. Gerhard Neumann Sudetenlandstr. 17 88677 Markdorf
46. Ernst Pollmann Charlottenburgerstr. 26c 51377 Leverkusen
47. Ulf Poschmann Kreuzstr. 29 52351 Düren
48. Uwe Reimann Granitweg 3 73760 Ostfildern
49. Elmar Remmert Herlsener Weg 1 58769 Nachrodt
50. Holger Rendelmann Breite Straße 18 31241 Iisede
51. Ina Rendtel Mehlbeerenweg 5 14469 Potsdam
52. Jürgen Rendtel Seestr. 6 14476 Marquardt
53. Petra Rendtel Julius-Ludowieg-Str. 35 21073 Hamburg
54. Armin Reßin Kropsburgstr. 2 67459 Böhl-Iggelheim
55. Peter Riepe Alte Ümminger Str. 24 44892 Bochum
56. Marion Rudolph Mehlbeerenweg 5 14469 Potsdam
57. Marcus Schenk c/o Astronomische Gesellschaft Buchloe e.V. Gansbichlstr. 10 86807 Buchloe
58. Dr. Theodor Schmidt-Kaler Georg-Büchner-Str. 37 97276 Margetshöchheim
59. Horst Schoch Overbeckstr. 51 50823 Köln
60. Dr. Jürgen Schulz Volkssternwarte Kirchheim Arnstädter Str. 49 99334 Kirchheim (Thür.)
61. Erwin Schwab c/o Starkenburg-Sternwarte e. V. Kleine Bach 3 64646 Heppenheim
62. Jürgen Sonnemeyer Wienstück 9 58840 Plettenberg
63. Rainer Sparenberg Humbusch 60 45721 Haltern-Sythen
64. Ulrich Sperberg Südbockhorn 59 29410 Salzwedel
65. Wolfgang Steinicke Gottenheimer Str. 18 79224 Umkirch
66. Peter Stinner c/o Kopernikus-Gymnasium 57537 Wissen
67. Dr. Harald Tomsik Haselnußweg 15 45770 Marl
68. Joachim Uhlig Oberadener Heide 16 59192 Bergkamen
69. Peter Völker Weskammstr. 13 12279 Berlin
70. Mark Vornhusen Weinbergstr. 2 84307 Eggenfelden
71. Gerhart Walther Steinstr. 3 64367 Mühltal
72. Anke Wendt c/o Kopernikus-Gymnasium 57537 Wissen
73. Klaus Wenzel Hamoirstr. 8, 63762 Großostheim
74. Dr. Volker Witt Ganghoferstr. 5 82178 Puchheim
75. Dr. Heino Wolter Domplatz 4a 06108 Halle/Saale
76. Andreas Zunker Albrechtstr. 112 12103 Berlin
146 H I N W E I S E
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Beiträge, die dem Bereich der Fachgruppen-Arbeit zuzuordnen sind, bitte an nachfolgende Adresse der FGRedakteure senden:
Fachgruppe Amateurteleskope Selbstbau Astrophotographie Atm.Erscheinungen CCD-Technik CCD-Technik CENAP Dark Sky Geschichte Jugendarbeit Kleinplaneten Kleinplaneten Kometen Kometen Meteore/atm.Ersch. Planeten Pseudowissensch. Radioastronomie Rechnende Astron. Sonne Spektroskopie Sternbedeckungen Veränderliche(BAV) Visuelle Deep-Sky B. Materialzentrale VdS-Volkssternwarte
Name Remmert Zellhuber Riepe Hinz Leue Langenbach Köhler Kräling Hamel Reimann Lehmann Kandler Kerner Kammerer Sperberg Meyer Wunder Wright Güssow Völker Pollmann Busse Braune Steinicke Heising Schulz
Vorname Elmar Herbert Peter Wolfgang Hans-Joachim Dirk H.-J. Wilfried Dr. Jürgen Uwe Gerhard Jens Heinz Andreas Ulrich Wolfgang Edgar Peter Dr. Klaus Peter Ernst Michael Werner Wolfgang Thomas Dr. Jürgen
Straße Herlsener Weg 1 Kreuzeckstr. 1 Alte Ümminger Str. 24 Irkutsker Str. 225 Bergstr. 13 Goethestr. 6 Limbacher Str. 6 Minksweg 4 Alt-Treptow 1 Granitweg 3 Persterstr. 6h Straße der Jugend 26 Gerdehaus 11 J.-G.-Breuer Str. 28 Südbockhorn 59 Martinstr. 1 Heidelberger Str. 16 Kleine Bach 3 Heymann-Str. 30/1 Weskammstr. 13 Charlottenburger Str. 26c Wülfeler Bruch 50 Münchener Str. 26 Gottenheimerstr. 18 Clara-Zetkin-Str. 59 Arnstädter Str. 49
PLZ 58769 82380 44892 09119 27729 58089 68259 35043 12435 73760 09430 09430 29328 76275 29410 12167 69207 64646 51373 12279 51377 30519 10825 79224 39387 99334
Geschäftsstelle der VdS
Am Tonwerk 6
64646
- Einsendeschluß für Manuskripte an die Geschäftsstelle ist der 15. September 2000. -
Ort Nachrodt Peissenberg Bochum Chemnitz Hambergen Hagen Mannheim Marburg Berlin Ostfildern Drebach Drebach Fassberg Ettlingen Salzwedel Berlin Sandhausen Heppenheim Leverkusen Berlin Leverkusen Hannover Berlin Umkirch Oschersleben Kirchheim
Heppenheim
H I N W E I S E 147
Termine für Astro-Stammtische:
VdS-Mitglied Wolfgang Dopler, Ortenberg teilte der Redaktion mit, daß die ,,Astronomische Interessensgemeinschaft Passau" sich normalerweise jeden dritten Freitag im Monat im Gasthof Pell, Passau-Neustift, trifft. Gemeinsame Beobachtungen werden in unregelmäßigen Abständen durchgeführt. Die e-mail Adresse lautet: aip@Skydiver.de. Tel Nr.: 08542/2370 (Wolfgang Dopler).
Vielen Dank für die Information!
,,Erratum"
Liebe Leserin, liebe Leser, verehrte Sternfreunde,
In unserer letzten Ausgabe ,,Herbst 1999" hatte sich auf Seite 58ff ein Fehler eingeschlichen. Der Artikel ,,King-Parade der unscheinbaren Sternhaufen" stammt nicht aus der Feder von Jürgen Lamprecht, Nürnberg, sondern von Günter Igel, Iserlohn bei dem wir uns entschuldigen möchten. Wir danken Herrn Igel für seine Beiträge, die auch in dieser Ausgabe nachzulesen sind.
- die Redaktion-
Wir möchten darauf hinweisen, daß entgegen der Mitteilung in unserem Rundschreiben Januar 2000, der Beschluß der
Mitgliederversammlung über die Herausgabe einer eigenen VdS-Zeitschrift an die Mitglieder nicht einstimmig gefaßt wurde, son-
dern daß es neben den 67 Ja-Stimmen, zwei Enthaltungen und Null Gegenstimmen gab. Wir bitten dies ebenso zu entschuldi-
gen, wie den irrtümlich falsch angegebenen Termin für das ITV (Internationales Teleskoptreffen) im Vogelsberg, welches vom 28.
April bis 1. Mai 2000 stattfand.
- der Vorstand -
Liebe Mitglieder, Gedanken zum Schluss
Die Arbeiten an diesem vor Ihnen liegenden Heft haben sehr viel Kraft und Energie erfordert. Nachdem Herr Rolf Scheffer das Layout der letzten Ausgabe in professioneller Weise erstellt hatte, mußten wir aus Kostengründen für diese Ausgabe einen anderen Weg wählen.
Nach reiflicher Überlegung und Diskussionen im VdS-Vorstand wurden die Arbeiten für das Scannen der Bilder, der Bildbearbeitung und der Erfassung an Dr. Werner E. Celnik übertragen. Sein Beruf als Astronom und Kenntnisse auf dem Gebiet der digitalen Bildbearbeitung befähigen ihn, diese Arbeiten korrekt und mit viel Umsicht durchzuführen. Als ehrenamtlich tätiger Schriftführer unserer Vereinigung mit fest umrissenem Aufgabengebiet durften wir diese Dienstleistung von ihm nicht unentgeltlich in Anspruch nehmen.
Das Layout und die Gestaltung dieses ,,VdS-Journals" oblag Frau Bettina Gessinger, die diese Arbeit als Nichtastronomin mit Bravour erledigt hat. Wir danken beiden für die gute Zusammenarbeit und können mit ruhigem Gewissen unseren Mitgliedern und Sternfreunden mitteilen, daß wir mit dieser Lösung wesentliche Kosten einsparen konnten.
Für die nächste Ausgabe mit Erscheinungstermin Dezember 2000 suchen wir unter unseren Mitgliedern eine Adresse, welche das Scannen und Bearbeiten der eingesandten Bilder übernehmen kann. Wer ist bereit und tritt mit der Redaktion in Kontakt?
Ein Wort zum Schluß: Wenn diese Ausgabe Ihr Gefallen gefunden hat, schreiben Sie uns oder den vielen Autoren, die durch ihre ehrenamtliche Tätigkeit zu dem Gelingen beigetragen haben. Lob und Anerkennung sind die Früchte jedes Autors, die wohl tun und weiter motivieren. Bitte bedenken Sie, daß viele Beteiligte in unserer Vereinigung und den Fachgruppen ehrenamtlich aktiv sind. Haben Sie bitte Verständnis, wenn etwas nicht sofort erledigt wird und Sie warten müssen. Wir alle, die wir Verantwortung tragen, bemühen uns nach besten Kräften, um anderen Amateuren und Sternfreunden bei der Ausübung ihres Hobbys behilflich zu sein.
Otto Guthier Vorsitzender
letzte Seite vor Umschlag:
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