Direkt zum Inhalt Inhaltsverzeichnis des VdS-Journals 7
SPT/DEEP SKY
4 Deep Sky in Deutschland - Bestandsaufnahme Teil 1 (Steinicke Wolfgang)
7 Fachgruppe Deep Sky - Neues Journal 7 (Steinicke Wolfgang)
8 Seitenstiche Teil 1 (Kleisa Manfred)
8 "Ist "Deep-Sky"" nur Männersache?" (Steinicke Gisela)
11 Farbige Sterne - die Deep-Sky-Juwelen (Jäger Thomas)
14 Das Katzenauge im Drachen - ein interessanter PN (Bohle Jens)
17 Ein Feldstecher, ein Bleistift und drei Sternhaufen (Tomasek Carolin)
20 "Milchstraße "unplugged""" (Töpler Rainer)
SELBSTBAU
22 Die Selbstherstellung eines Teleskopspiegels Teil 4 (Heising Thomas)
24 Stromversorgung für die Nachführung der Montierung (Schneider Roland)
25 Mit der Astrobox zu den Sternen (Lucius Dirk)
26 Ein praktischer Test der Obstruktion von Teleskopen (Bergthal Siegfried)
ATMOSPHäRISCHE ERSCHEINUNGEN
28 Moving Ripples (Hinz Claudia)
30 Halo-Protokolle aus der Bronzezeit? (Näther Sven)
31 Pollenkorona (Hinz Claudia, Berthold Gerald)
31 Zirkumzenitalbogen (Hinz Wolfgang)
ASTROFOTOGRAFIE
32 "Projekt "Wechselwirkende Galaxien"" Teil 2" (Riepe Peter, Binnewies Stefan, Tomsik Harald)
36 Das LRGB-Verfahren mit Filmemulsionen in der digitalen Dunkelkammer (Eberle Roland, Wendel Volker, Eisenhauer Stephan)
40 "Projekt "Zwerggalaxien""" (Riepe Peter, Steinicke Wolfgang)
44 Galaxien von besonderer Natur und interessanter Form (Bresseler Peter)
CCD-TECHNIK
46 Aus dem Pixelkästchen Journal 7 (Leue H. J.)
47 Von wegen von gestern! Die CB 245 (Schulze Rainer)
49 Erste Erfahrungen mit einer selbst gebauten AUDINE CCD-Kamera (Horn Konrad)
METEORE
50 Das Feuerkugelnetz des DLR (Heinlein Dieter)
CCD-TECHNIK
50 Snapshots (Schulze Rainer)
METEORE
53 Aktuelle Ergebnisse der Videobeobachtungen im Arbeitskreis Meteore (Molau Sirko)
KOMETEN
55 Kometen im Mittelalter (Helms Simon)
57 Tipps für den Kometenbeobachter Journal 7 (Kerner Heinz)
58 Der Sommerkomet C/2001 A2 (Linear) (Kammerer Andreas)
61 Die periodischen Kometen des Jahres 2002 (Meyer Maik)
63 Komet C/2000 WM1 Linear (Meyer Maik)
KLEINE PLANETEN
65 Neue Entdeckungen: der größte Kleinplanet und ein großer Erdbahnkreuzer (Knöfel Andre)
SPEKTROSKOPIE
66 Spektroskopie - ein Amateurgebiet? (Hunger Thomas, Pollmann Ernst)
68 Beobachtung von Radialgeschwindigkeiten mit Amateurmitteln am Beispiel von P Cygni (Hanisch Bernd)
STERNBEDECKUNGEN
70 Im Schatten Titanias - oder die Finsternis der Sonne HIP 10 68 29 (Bredner Eberhard H. R.)
VERäNDERLICHE
72 Ich habe eine Nova entdeckt (Lange Thorsten)
73 Der 8x50 Feldstecher ergänzt das Auge - Gedanken zu einem Veränderlichenprogramm für das kleine Fernrohr (Braune Werner)
74 M 3: Blue Stragglers und Quasare (Quester Wolfgang)
75 BAV - Fachgruppe Veränderliche der VdS (Braune Werner)
METEORE
76 Leoniden 2001 - ein erster Bericht (Celnik W., Flach-Wilken B., Guthier O., Thomas A.)
VERäNDERLICHE
78 Vorhersagen für Veränderliche Winter/Frühjahr 2002 (Braune Werner)
79 Die CCD-Kamera als Messinstrument (Diederich H.-G.)
SONNE
80 Wenn die Sonne Windpocken hat (Lucius Dirk)
VERäNDERLICHE
80 Beobachtung an KO Aql (Schirmer Jörg)
JUGENDARBEIT
83 Das Astronomiecamp für Jugendliche 2001 (Becherer Jana)
POPULäRE GRENZGEBIETE
85 Sternzeichen Schlangenträger (Mannoff Rainer)
VDS-STERNWARTE
87 Jahresbericht VdS-Sternwarte 2000 (Schulz Jürgen)
SERVICE
89 M wie Messier Journal 7: M 1, M 15, M 74, M 78 (Güths Torsten)
94 Neues vom Astro-Wetter (Kaltenbrunner Thomas)
95 Neues in Corona Borealis (Schoch Horst)
96 "Das Projekt "Internationale Amateursternwarte"" in Namibia" (Barth K.-L., Lüdemann J., Schirmer M., Masche A.)
99 Das Trennvermögen kleiner Fernrohre (Heidenreich Horst)
100 Astromedien von und für VdS-Mitglieder (Gußmann Alexander)
BEOBACHTERFORUM
101 Zuhause (Celnik Werner E.)
102 Sternwarte neben Straßenlampe (Egger Hans)
104 Vorontsov-Velyaminov-Reihen in Spiralgalaxien (Diederich H.-G.)
106 Supernova 2001bg in NGC 2608 (Kerner Heinz)
107 Deep Sky in Namibia und SoFi in Lusaka (Kunze Michael)
109 Sonnenfinsternis über Zambia (Schambeck Christian M.)
111 Ein Kurztrip zur totalen Sonnenfinsternis am 21.6.2001 in Zambia (Wagner Frank)
113 Mondfinsternis am 9.1.2001 (Grunwald Christian)
114 Flammender Himmel - Erlebnisbericht Polarlicht 11.4.01 (Teschke Ulrich)
115 Beobachtung von Iridium-Flares und der ISS (von der Werth Sören)
VDS-NACHRICHTEN
116 Frankfurter Astronomietage 5.-7.10.2001 und die 25. ordentliche Mitgliederversammlung der VdS (Guthier Otto)
118 VdS 25. ordentliche Mitgliederversammlung 7.10.2001 (Guthier Otto)
120 Günter D. Roth ist Ehrenmitglied der VdS (Celnik Werner E.)
121 VdS Medaille 2001 3. Verleihung (VdS-Vorstand)
122 Dr. Klaus Güssow verstorben (Guthier Otto)
VDS VOR ORT
123 17. ATT in Essen (Celnik Werner E.)
124 Tagung Fachgruppe 20. Kometen und Planeten Violau (Gera Hans-Dieter)
125 Internationale Astronomiewoche in Arosa 6. (Spindler Max)
127 Tagung Deep Sky auf dem Eisenberg 3 (Steinicke Wolfgang)
129 Tagung Fachgruppe CCD-Technik 11.-13.5.2001 (Langenbach Dirk)
130 10 Jahre Internationales Teleskoptreffen Vogelsberg (Guthier Otto)
133 Auszeichnung für Amateurastronomen (Physikalischer Verein Frankfurt)
RüCKBLICK
140 Vor 15 Jahren: Komet 1P/Halley im Perihel (Celnik W. E., Guthier O. , Thomas A.)
REZENSION
141 "Buchbesprechung "Stars am Nachthimmel""" (Steinicke Wolfgang)
142 "Buchbesprechung "Drehbare Kosmos-Sternkarte""" (Thomas Axel)
143 "Buchbesprechung "Maltas Tempel""" (Wunder Edgar)
VORSCHAU
145 Vorschau auf astronomische Ereignisse Journal 7 (Celnik Werner E.)
EDITORIAL
1 Editorial Journal 7 (Guthier Otto, Celnik Werner E.)
Textinhalt des Journals 07
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146
- Hinweise für Autoren
147
- Adressen Fachgruppenredakteure
147
- Errata
132
M - wie Messier Seite 89
Polarlichter vom Feinsten Seite 114
Verleihung der VdS-Medaille Seite 121
Die totale SoFi in Afrika Seite 109
,,Invasion" im Vogelsberg Seite 130
4 SCHWERPUNKTTHEMA
Deep-Sky in Deutschland - Bestandsaufnahme
von Wolfgang Steinicke
- Teil 1 -
Im Vergleich zu den USA - insbesondere Arizona oder Kalifornien - scheint Deutschland nicht gerade das Vorzeigeland für Deep-Sky Beobachtungen. Das liegt aber nicht am Engagement, der Ausrüstung oder dem Know How der Sternfreunde, sondern hauptsächlich am bescheidenen Wetter. Aber manche sind noch schlechter dran, z.B. die Engländer und Iren. Schon der alte Lord Rosse konnte seinen 72 Zöller, von 1845 bis 1917 das größte Teleskop der Welt, im irischen Birr Castle nur höchst selten nutzen. Was er beobachtet hat, verdient aber höchste Anerkennung [1]. Heute kommen weitere Probleme hinzu, z.B. die Luft- und Lichtverschmutzung. Was trotzdem so alles am ,,tiefen Himmel" über Deutschland los ist, möchte ich - passend zum Schwerpunktthema ,,DeepSky" - aus meiner Sicht vorstellen. Doch zunächst die wichtigste Frage:
Was bedeutet eigentlich ,,Deep-Sky"? Schaut man mit bloßem Auge zum Himmel, so fallen einem - nach Helligkeit geordnet - Sonne, Mond, Kometen, Meteore, Planeten und Sterne auf. Bei genauerem Hinsehen entdeckt man Sternhaufen, wie etwa die Plejaden oder Coma Berenices. Praesaepe oder h + im Perseus erscheinen nur als ,,Nebelflecken" - erst ein Feldstecher zeigt Einzelsterne. Es gibt aber einen Nebelflecken, den auch der Feldstecher nicht auflöst: der Andromedanebel, unsere Nachbargalaxie. Leider können wir mit dem bloßen Auge oder einfachen Teleskopen nichts über die räumliche Tiefe, sprich die Entfernung, aussagen. Hier muß die Fachastronomie aushelfen. Sie liefert mittels Trigonometrie, Spektroskopie und einer Vielzahl komplizierter Methoden ein dreidimensionales Bild des Kosmos. Wenn wir diese Erkenntnisse verinnerlichen, dass der Mond uns am nächsten ist, gefolgt von Sonne und Planeten, die Welt der Sterne aber erst weit jenseits des Sonnensystems beginnt, von den Galaxien ganz zu schweigen, erleben wir die Himmelsbeobachtung anders. Wir nehmen die Objekte gedanklich in ihrer Tiefe war: Sonne, Mond und Planeten kreisen quasi vor
der Haustür, Sterne und Galaxien stehen dagegen in einem weit entfernten Land - der nächste Stern ( Centauri) ist fast 7000 mal weiter weg als der entfernteste Planet (Pluto)! Angesichts dieser Zweiteilung haben die Amateurastronomen auch ihre Interessensphären geteilt: in ,,Near-Sky" und ,,Deep-Sky". Doch Vorsicht: Das bedeutet keine Zweiklassengesellschaft in puncto Instrumentengröße oder astronomischem Anspruch. In beiden Bereichen kann man mit allen Arten von Fernrohren und Hilfsmitteln arbeiten, so gibt es z.B. erstaunlich professionelle Beobachtungen der Wolkenbänder des Jupiter, wie die Fachgruppe Planeten zeigt. Im VdSJournal wird regelmäßig über die vielfältigen Möglichkeiten der ,,Near-Sky"Beobachtung berichtet.
Deep-Sky Objekte und visuelle Beobachtung Folgt man der besagten Aufteilung, so ist die Frage nach den Deep-Sky Objekten eigentlich leicht zu beantworten (Tab. 1).
te hier aber nicht nur über die Arbeit der Fachgruppe berichten, sondern den Blick über die gesamte deutsche Szene schweifen lassen (zumal nicht alle FGMitglieder auch in der VdS sind). Man gewinnt sicher einen Eindruck, wenn man sich auf Teleskoptreffen, wie dem ITV oder BTM, oder Tagungen wie der DST, herumtreibt. Auch das Studium der einschlägigen Magazine (Interstellarum, Magellan) oder Recherchen im Internet (Webseiten, Mailinglisten) liefern interessante Anhaltspunkte. Dies sind aber eben nur Eindrücke und statistisch nicht repräsentativ. Ich kam daher im letzten Jahr auf die Idee, eine Fragebogenaktion innerhalb der Fachgruppe zu starten; um zu sehen, ,,wer was wo womit macht". Aber nicht als Selbstzweck (oder um diesen Artikel schreiben zu können), sondern um die Kommunikation zu fördern. Jeder Teilnehmer bekommt die ErgebnisDatei, die aus Gründen des Datenschutzes nicht veröffentlicht wird, und kann sich informieren oder Kontakte knüpfen. Er erfährt, wer seine speziellen Vorlieben teilt, in der Nähe beobachtet
Galaktische Deep-Sky Objekte
· Einzel-, Doppel- und Mehrfachsterne · Emissions-, Reflexions- und Dunkelnebel · Planetarische Nebel · Offene Sternhaufen, Sterngruppen, Kugelsternhaufen
Extragalaktische Deep-Sky Objekte
· Galaxien · Objekte in anderen Galaxien (Riesensterne, HII-Regionen,
Supersternhaufen, Kugelsternhaufen) · Galaxienpaare, -gruppen und -haufen Quasare
Tabelle 1: Deep-Sky Objekte
Man beachte die Unterscheidung in galaktische Objekte, die zu unserer Milchstraße (Galaxis) gehören, und extragalaktische Objekte, die jenseits davon liegen. Was noch auffällt: Veränderliche Sterne fehlen: Man hat sie bewusst herausgelassen, da dieses Arbeitsgebiet traditionell recht eigenständig und vor allem umfangreich ist, wie ein Blick in die Arbeit der Fachgruppe ,,Veränderliche Sterne" zeigt. In diesem Artikel geht es um die ,,visuelle Deep-Sky Beobachtung". Ich möch-
oder über bestimmte Erfahrungen bzw. Geräte verfügt. Bereits auf der DST2001 (siehe meinen Tagungsbericht) habe ich die Ergebnisse präsentiert. Im dortigen Vortrag ging es aber nicht nur um den Ist-Zustand, d.h. um bestehende Projekte und Beobachtungsergebnisse, sondern auch um Ideen für neue Aktivitäten innerhalb der Fachgruppe sowie die Kooperation mit anderen Fachgruppen. Darüber werde ich im zweiten Teil berichten, der im Heft I/2002 erscheinen wird.
SCHWERPUNKTTHEMA 5
Die Fragebogenaktion der Fachgruppe Deep-Sky Wieviele haben den umfangreichen Fragebogen ausgefüllt und sich damit als ,,Mitglieder" der Fachgruppe geoutet? Bis heute fast 200 - und das ist bemerkenswert, denn mit so viel Resonanz hatte keiner gerechnet. Ein kleiner Wermutstropfen: Es sind nur 3 Frauen dabei! ,,Ist Deep-Sky nur Männersache?" - wie passend erscheint diese Frage, die meine Frau in Ihrem Artikel stellt (wobei sie das Ergebnis der Aktion noch nicht kannte). Vielleicht gelingt es, den weiblichen Anteil noch zu steigern? Eine andere Frage: ,,Wieviele sind VdSMitglied?" - allein vor dem Hintergrund, dass die Zugehörigkeit zur Fachgruppe, keine VdS-Mitgliedschaft voraussetzt. Ich war überrascht, denn es sind 72% (über 50% gehören auch noch anderen Vereinen an). Damit ist auch klar, dass das VdS-Journal eine breite Leserschaft bei den Deep-Sky Beobachtern hat. Schaut man auf das Durchschnittsalter von 43 Jahren und darauf, dass fast 2/3 sich als ,,Fortgeschrittene" bezeichnen, so besteht die Fachgruppe offenbar mehrheitlich aus erfahrenen Amateuren (die Beschäftigung mit der Astronomie reicht dabei bis ins Jahr 1943 zurück). Vielleicht ist das ein Grund dafür, warum der FG hin und wieder ein elitäres Image nachgesagt wird? Heutzutage aber zu Unrecht, wie ich meine. Es ist klar, dass die Fachgruppe bei weitem nicht die Gesamtheit der deutschen Deep-Sky Beobachter umfasst. Es gibt viele Anfänger und Einsteiger, die mit der VdS nichts am Hut haben, wie etwa ein Blick in populäre Mailinglisten (z.B. bei astronomie.de) zeigt. Trotzdem erreichen wir viele über unsere Webseite [2], die Mailingliste deepsky@naa.net (75% der Befragten sind online) aber auch über Zeitschriften, Tagungen (Vorträge) und Treffen. Übrigens: Wer noch an der Fragebogenaktion teilnehmen möchte, ist auf unserer Webseite herzlich eingeladen. Welche Instrumente werden benutzt, was sind die Beobachtungsbedingungen und was die bevorzugten Objekte? Beobachtet wird zwar mit bis zu 30" Öffnung (amerikanische Verhältnisse!), der Mittelwert liegt aber bei 8-10". Favorisiert werden ganz klar die Newton (meist in Dobson-Bauweise), gefolgt von den Schmidt-Cassegrain und Refraktoren. Ein Dobson ist einfach vom Preis/Leistungsverhältnis und aufgrund
Abb. 1: Bernd Schatzmann aus Flensburg, seit 1972 aktiv, und sein hervorragender 18" Dobson.
Abb. 2: Willi ,,Kette" Wacker aus Steinfurt, seit 1969 aktiv, an seinem stationären 16" f/4.5 Newton, der mit viel Eigenarbeit entstanden ist.
seiner Mobilität das ideale Instrument für die visuelle Deep-Sky Beobachtung (Abb. 1). Viele Einsteiger wagen daher gleich den Sprung vom Feldstecher zum 6" oder 8" Dobson. Der Anteil der fest stationierten Geräte liegt bei knapp 15% (Abb. 2). Die Beobachtungsorte spiegeln die
deutsche Topographie wider (nur 6% der Befragten leben nicht in Deutschland): vom Flachland über die Mittelgebirge bis hin zu den Alpen. Die meisten klagen aber über mäßige bis schlechte Beobachtungsbedingungen (stadtnah). Nur wenige haben das Glück eines dunklen Landhimmels, mit einer visuellen
6 SCHWERPUNKTTHEMA
Grenzgröße des bloßen Auges (fst = ,,faintest stars") von 6.0 mag, oder kommen gar in den Genuss des Alpenhimmels (fst > 6.5 mag). Trotzdem werden alle Arten von Objekten beobachtet. Am beliebtesten sind Galaxien und Planetarische Nebel (Abb. 3). Auch Planeten stehen hoch im Kurs - ein Deep-Sky`ler schreckt offenbar vor nichts zurück. Obwohl auch Quasare in der Rangliste vertreten sind, werden aber in der Regel die Standardobjekte bevorzugt. Der Wunsch nach Messier ist ungebrochen. Wir machen sicher einen Fehler, wenn wir dies nicht gebührend beachten und statt dessen diskutieren, ob äußere Halostrukturen des kataklysmischen Wolf-Rayet-Sterns MASXi F02456-345 im FeVIII-Filter indirekt sichtbar sind.
Abb. 3: Rangliste der beliebtesten Objektklassen
Was die Erfahrungen angeht, so dominiert bei den Befragten eindeutig die visuelle Beobachtung (war zu erwarten), gefolgt von Astrofotografie und CCD. Dies ist wohl eine ideale Kombination, wenn man die entsprechende Ausrüstung hat. Eher mager ist die Bereitschaft zu zeichnen (4%), dabei sollte doch gerade das ein Paradepferd von Deep-Sky sein. Täuschen die vielen veröffentlichten Zeichnungen oder zeichnen immer dieselben? Hier muß wohl noch Aufbauarbeit geleistet werden: Also wieder einen Workshop ,,Zeichnen" auf der DST2002. Ausnahmen bestätigen aber bekanntlich die Regel, wie der Beitrag von Carolin Tomasek zeigt (zeichnende Frau!). Ich hatte auch gefragt, welche Zeitschriften gelesen werden. Die Redakteure sind jetzt sicher gespannt, ich möchte aber hier bewusst keine
Rangliste präsentieren. Statt dessen die Auskunft, wie die Mitglieder von der Fachgruppe erfahren haben. Bei nahezu der Hälfte war es die VdS bzw. Sterne & Weltraum. Der Rest wurde über andere Magazine oder Vereine auf uns aufmerksam. Erstaunlich: Nur 6% haben das Internet angegeben. Noch ein Blick auf das Interesse am Artikelschreiben, an Tagungsbesuchen oder allgemein die Bereitschaft zur Kommunikation. Über die Hälfte ist an eigenen Artikeln interessiert, man traut sich eben nicht. Wie in diesem Heft gezeigt, ist es für alle ermutigend, wenn auch Einsteiger ihre ersten Erfahrungen beschreiben. Sicher, auch High-End-Themen machen Spaß und sind auch durchaus gefragt - selbst wenn man nicht mithalten kann. Viele wollen aber auch Elementares lesen,
dabei ihre eigene Situation wiedererkennen, aus Fehlern lernen und neue, nicht zu weit gesteckte Ziele anstreben! Ich möchte alle ermuntern, selbst zu schreiben und die FG ist gerne bereit, Hilfestellung zu leisten. Fast 70% der Befragten waren schon auf Tagungen oder Treffen. Dies zeigt, wie wichtig - auch im Zeitalter des Internet - der direkte Kontakt ist. Was die Kommunikation betrifft, so bezeichnen sich nur 16% als ,,Einzelkämpfer". 45% wünschen sich mehr Erfahrungsaustausch, der Rest praktiziert ihn bereits. Wenn die Fragebogenaktion eine Zielgruppe hat, dann sind es diese 45%. Ich hoffe, dass wir zu mehr Kommunikation beitragen können und so die Faszination von ,,Deep-Sky" weitertragen. Abschließend noch etwas aus der Rubrik ,,Kritik & Kommentare". Hier endet zwar die Repräsentativität, dafür wird es besonders interessant. Zunächst mal bekommt die FG viel Lob für ihr Engagement und die professionelle Arbeit - darüber freuen wir uns. Hauptkritikpunkt ist aber das besagte ,,hohe Niveau", es wird konkret mehr Unterstützung für Anfänger gewünscht. Auch werden Objekte, die vielen schwer
erscheinen, oft als ,,leicht" dargestellt. Auf dem ITV konnte ich feststellen, dass manche 8"-Besitzer 13-14 mag als ,,nicht machbar" ansehen. Wenn die Profis das letzte Photon noch freudig erregt wahrnehmen, ist es bei vielen schon zappenduster! Wir sollen ,,keine Gigantomanie fördern" heißt es, andererseits wird aber auch ,,Rat für Fortgeschrittene" gewünscht. Fazit: Wir müssen das ganze Spektrum bedienen! Den Wunsch, wir sollen ,,visuelle Beobachtung und Astrofotografie gleichwertig behandeln", können wir leicht erfüllen, gibt es doch enge Kontakte zur Astrofotografie/CCD (s. Teil II). Einer schreibt, die ,,visuelle Beobachtung extragalaktischer Objekte wird oft belächelt" und kritisiert, dass es vielen nur um die Technik oder die Teleskopöffnung geht, ohne etwas vernünftiges damit anzufangen. Das soll es geben! Als letztes noch die Klage, dass zu viele englische Begriffe benutzt werden. Wieso, das folgende Beispiel ist doch allgemein verständlich, oder? ,,By the way: Ich scannte die Nacht die redshift des clusters JWD 0815+007 im Big Dipper. Total `off the beaten paths', trotzdem easy stuff für mein scope. Als ich das dark field mit gebinnter sampling rate gezeroed hatte, verließ mich das seeing, trotzdem eine echte challenge - what a bright future!" Ja, ich kann die Kritik verstehen - oft klingen die Sachen wirklich abgehoben, um nicht zu sagen, überheblich! Dies beschließt den ersten Teil meines Überblicks. Im zweiten Teil, der im nächsten VdS-Journal erscheint, geht es dann um Projekte, Programme und Ideen aus der Fachgruppe. Wir schauen aber auch über den Tellerrand hinaus und fragen nach Verbindungen zu anderen Fachgruppen. Hier ergeben sich interessante Möglichkeiten zur Kooperation.
Literaturhinweise
[1] Steinicke, W., Besuch in Birr Castle, interstellarum 19 (2001)
[2] Erreichbar unter der neuen Adresse: www.fachgruppe-deepsky.de (hier kann man sich auch für die Mailingliste anmelden oder den Fragebogen ausfüllen)
SCHWERPUNKTTHEMA 7
Neues aus der Fachgruppe Deep-Sky
von Wolfgang Steinicke
Es ist eigentlich schon alles Wichtige gesagt! Die Fachgruppe und ihre Aktivitäten stehen im Mittelpunkt dieser Ausgabe. Trotzdem sollten noch einige Dinge ergänzt werden.
Präsenz auf Tagungen und Treffen Noch vor der DST waren wir auf dem ATT in Essen und dem ITV (Vogelsberg) mit unserem Stand präsent [1]. Zu sehen gab es Poster, Banner, Aufkleber, Faltblatt und unsere Informationsbroschüre. Damit haben wir die Vorgaben aus dem letzten FG-Treffen voll umgesetzt. Auch auf dem BTM in Pfünz waren einige von uns aktiv, allen voran Jens Bohle. Unsere nächsten Ziele waren die VdS-Tagung in Frankfurt, das ATN in Duisburg und die BoHeTa in Bochum (Stand, Vorträge). Zurück zur DST: Auch dort haben wir uns mit einem Stand präsentiert (Abb. 1). Wie jedes Jahr fand eine Sitzung der FGMitglieder statt. Es gab diesmal keine hitzigen Diskussionen. Die Arbeit der FG wurde insgesamt positiv bewertet. Motto: Es soll alles Spaß machen und nicht unbedingt in Stress ausarten! Wir haben in diesem Jahr viel erreicht und wollen uns nun auf das Wesentliche konzentrieren, denn unser Problem ist die Manpower. Es gibt leider zu wenige, die wirklich aktiv sind. Der aktive Kreis beschränkt sich momentan auf ca. 10 Personen. Wer Lust hat, sich stärker zu engagieren, ist herzlich eingeladen!
Projekte Auf dem DST-Workshop ,,Projekte der FG Deep-Sky" wurden die bestehenden
Angebote kritisch betrachtet. Einige Projekte geraten in Vergessenheit, weil sie über zu lange Zeiträume angelegt sind - es sollten Zwischenbilanzen gezogen und publiziert werden. Allgemein wurden die Projekte als zu anspruchsvoll empfunden. Der Wunsch nach Projekten mit geringerem Schwierigkeitsgrad wurde vielfach geäußert. Oft reichen auch schon Objektlisten, die eine Anregung für die Beobachtung darstellen. Wir werden uns diesem Thema verstärkt widmen und arbeiten insbesondere an Angeboten für Einsteiger, die wir auf unserer Webseite oder in den Magazinen präsentieren werden.
Webseite Die Aktualisierung unserer Webseite ist derzeit ein zentrales Thema. Um eine größere Identität als Fachgruppe zu erreichen, haben wir einen weiteren Zugang geschaffen: www.fachgruppedeepsky.de (dies ist auch der Link auf der VdS-Seite). Die alte Adresse www. naa.net/deepsky bleibt aber aktiviert. Außerdem wollen wir dem Wunsch nach einer Neuauflage der Deep-Sky-Liste nachkommen. Wir versuchen auch, die umfangreichen Daten online zu bringen.
Deep-Sky Buch Noch ein Wort zum Deep-Sky Buch. Dazu
gab es eine Redaktionssitzung auf der DST. Die eingereichten Beiträge wurden in drei Kapiteln zusammengefasst (Objekte, Teleskope, Beobachtung), die mittlerweile bearbeitet sind. Ein Problem war, die Texte der vielen Autoren aufeinander abzustimmen. Was noch fehlt, sind die Einleitung und die Anhänge mit den Objektdaten. Ferner bemühen wir uns um einen geeigneten Verlag. Man muß aber immer bedenken: Alles geschient in der Freizeit und dauert daher seine Zeit! Wir sollten uns aber auch Zeit nehmen, in Ruhe arbeiten und ein optimales Produkt vorlegen. Das erfordert noch einige Anstrengungen, auch für die, die das Werk begutachten. Besser jetzt meckern als hinterher!
Literaturhinweise
[1] ,,FG-News" in interstellarum 18 (2001), S. 17, bzw. Magellan 3/2001, S. 76.
Da hast du's. Steht schon in der Betriebsanleitung: Nach dem Beobachten Tubus verschließen!!!
Abb. 1: Quasarbeobachter Klaus Wenzel am FG-Stand auf der DST2001
8 SCHWERPUNKTTHEMA
Ist ,,Deep-Sky" nur Männersache?
von Gisela Steinicke
- Eine philosophische Betrachtung
Die Idee zu diesem Artikel kam mir bei meinem sonntäglichen Ritual, die Wohnung aufzuräumen und in Ordnung zu bringen. Zuvor hatte ich in den Journalen Sterne und Weltraum, Magellan und VdS-Journal geblättert und einige Artikel gelesen. Diese Zeitschriften trudeln in regelmäßigen Abständen bei uns ein. Was mir immer wieder auffällt: Alle Berichte, mit zwei Ausnahmen, sind von Männern geschrieben, die mehrheitlich sehr wissenschaftlich und mathematisch ausgerichtet sind. Für mein Gefühl ist es eher abschreckend, sich - als Frau und dazu noch im Anfängerstadium - mit Astronomie zu beschäftigen. Und doch ist die Neugierde, was über uns so passiert, größer als die vorgenannten Bedenken. Vor drei Jahren kam ich, durch meinen Ehemann, in Kontakt mit der Astronomie. Er ist so zusagen ein ,,alter Hase" auf diesem Gebiet. Dadurch hat sich mein Blick in den Himmel auf faszinierende Art und Weise gewandelt. Was mir wiederum geholfen hat, diese Begeisterung der visuellen Beobachtung besser zu verstehen und nach zu vollziehen. Oft bin ich bei den nächtlichen Streifzügen schon dabei gewesen. Habe die Planeten besser kennengelernt und erkenne mittlerweile die Sternbilder, die sich am Horizont immer wieder aufs neue auftun. Auch die verschiedensten Messier-Objekte finde ich mit meinem Fernglas schon. Mit meinem Minolta 10x50 gehe ich auf die Suche nach bekannten Messier-Objekten, sofern sie in meinem Bino sichtbar sind. Dies fällt auf unserem Hausberg, dem Schauinsland mit 1250 m Höhe, leicht.
Abb. 1: M 103 in der Cassiopeia, mit einer auffällig schönen Sternenkette, ist eines meiner Lieblingsobjekte im Feldstecher.
Hier hat man einen Himmel, bei dem man mit bloßem Auge locker Sterne bis zur 6. Größe beobachten kann. Mit dem Feldstecher sind Objekte wie h und im Perseus prächtig auszumachen. Ebenso M 103 in der Cassiopeia, mit seinen vielen Einzelsternen in unregelmäßiger Form (Abb. 1) oder auch Brocchi's Cluster, der bekannte ,,Kleiderbügel" nahe Albireo. M 36, M 37 und M 38 im Fuhrmann sind als kleine Nebelwolken gut zu sehen, bedenkt man, dass sie über 4000 Lichtjahre entfernt sind! Es spornt mich immer wieder an, die verschiedenen Messier-Objekte alleine zu finden. Das Verständnis für die Astronomie und den physikalischen Hintergrund gewinne ich durch Kurse, die mein Mann regelmäßig beim Bildungszentrum Freiburg hält. Dadurch weiß ich, was unter einem roten Riesen oder weißen Zwerg zu verstehen ist.
Auch die Mythen der Sternbilder und ihre Namensgebung werden dort behandelt. Wie gesagt, eine sehr gute Ergänzung um mehr Zugang zur Astronomie zu finden. Doch was macht wirklich die Faszination der visuellen Beobachtung aus? Ich sehe die ,,Hardliner", wie sie sich mit Bildern und Karten, auf denen nur schwarze Punkte zu sehen sind, auseinander setzen und sich die Nächte am Teleskop um Ohren schlagen, teilweise bei -18 Grad C. Die Objekte der Begierde sind dann im Fernrohr oft nur indirekt, sehr schwach und diffus und mit viel Phantasie zu erkennen. Was ist das also für ein Phänomen, den Sternenhaufen, Galaxien und Quasaren hinterher zu jagen? Fragen über Fragen. Doch ich denke, ich bin auf der Spur, dieses für mich reizvolle Rätsel zu lösen. Es ist diese weißlich, gelblich, manchmal rötlich oder bläulich schimmernde Pracht von Sternen, bei der man die Welt um sich herum vergessen kann. Die Tiefen des Universums zu ergründen ist für mich gleichbedeutend mit der Suche nach uns selbst: Wo kommen wir her, wo gehen wir hin? Diese elementare Frage, die ganze Bandbreite des ,,Seins", spiegelt sich wohl in der Betrachtung der Schönheit des Himmels wider. Für mich ist das die Erklärung, immer wieder von neuem in den nächtlichen Himmel zu schauen, wenn es das Wetter zulässt - um eventuell was neues zu entdecken und wohl auch um sich selber näher zu kommen. Ich würde mir wünschen, dass es mehr Frauen gäbe, die sich diesem Hobby widmen, um diese Empfindungen ähnlich erleben zu können.
Seitenstiche
von Manfred Kleisa
Im Frühjahr dieses Jahres stieß ich im Internet auf eine interessante Liste, welche rund 50 Edge-On-Galaxien von Frühjahr bis Sommer umfaßt [1]. Mit dieser Liste als Grundlage, begann ich mein neues Steckenpferd zu entdecken. Der Vorteil bei dieser Ansicht von Galaxien
liegt beim Zeichnen darin, dass man nicht mit Details überschüttet wird, sondern alles schön in einem überschaubaren Rahmen bleibt. An Ästhetik geht dabei aber nichts verloren, da sich einem dabei sehr schöne, unvergeßliche Anblicke bieten können. Exotische Typen, wie die ,,superthin galaxies" [2] bilden hier das absolute Maximum an Schwierigkeit für diese Beobachtungsfeld. Sämtliche Zeichnungen entstanden mit einem
18" f/4,5 Dobson. Im Februar war mein erstes Ziel die eher unspektakuläre Galaxie NGC 2654 in Ursa Major. Die SBab-Galaxie hat einen hellen Kern. Ihre Ausdehnung ist bei einem Achsenverhältnis von 5,4:1 (Verhältnis von Längs- zu Querachse) recht klein. Ihre Helligkeit beträgt 11,8 mag, sie ist also auch schon in kleineren Instrumenten gut sichtbar. Mein nächstes Ziel war NGC 3044, eine
SCHWERPUNKTTHEMA 9
große Scd-Galaxie im Sextant mit langgezogenem Kernbereich. In nordöstlicher Richtung erscheint der Halo der Galaxie etwas verkürzt. Die Helligkeit beträgt 11,9 mag, das Achsenverhältnis ist 5,3:1. Nummer drei in der Liste ist die recht bekannte Galaxie NGC 3079 nahe der Gravitationslinse Q0957+561 im Großen Bären. Auffällig ist, dass die Galaxie an Ihrer südlichen Flanke fast gerade ist. Die nördliche Flanke ist sehr bauchig und beherbergt den hellen Kernbereich.
Der Höhepunkt dieser Beobachtungsnacht war M 108 (NGC 3556), 50' nordwestlich des Eulennebels M 97. Ich habe die Galaxie schon oft beobachtet, und sie zählt zu meinen absoluten Favoriten. Bei 290facher Vergrößerung beobachtet man viele dunkle Einbuchtungen und helle Knoten. In der SB(s)cd-Galaxie befinden sich optisch einige helle galaktische Vordergrundsterne, von denen sich der hellste südlich vom Zentrum befindet. Die Helligkeit der Galaxie ist mit 10,0 mag angegeben. Das Achsen-
anderen Eindruck. Die Galaxie überspannt ein Feld von 11,5'. Ihr Achsenverhältnis beträgt 9,1:1. Ein weiterer Leckerbissen ist die Galaxie NGC 5746 in der Jungfrau, eine SBbGalaxie mit 10,3 mag Helligkeit. In Ihrem südlichen Halo befinden sich zwei schwache Sterne mit 12,5 mag bzw. 14,1 mag. Im nördlichen Halo ist eine weiterer 12mag-Stern zu finden. Der östliche und westliche Bereich neben der Kernregion ist sternfrei, was der ganzen Sache die richtige Würze verleiht.
Abb. 1: Zeichnungen von NGC 2654, NGC 3044 und NGC 3079
Nordwestlich befindet sich ein 13magStern. leicht außerhalb des Galaxienhalos. Diese SB(s)c-Galaxie zählt mit 10,9 mag Helligkeit zu den helleren Objekten und ist ebenfalls als leicht einzustufen. Sie hat ein Achsenverhältnis von 6,7:1. NGC 3511 ist eine 11 mag helle Edge-OnGalaxie, nördlich von NGC 3513. Sie hat einen elongierten Kernbereich. An beiden Enden der Galaxie bilden je ein 12,5-mag-Stern einen schönen Abschluss. Das Achsenverhältnis liegt hier bei 5,5:1. Die Klassifikation ist SAB(s)c.
verhältnis liegt hier bei 3,8:1 - M 108 ist also eine ,,dicke" Galaxie. Im Mai konnte ich meine Beobachtungen auf dem ITV 2001 unter guten Bedingungen fortsetzen. Mein erstes Ziel war die riesengroße Edge-On NGC 5907 im Drachen. Die SA(s)c-Galaxie hat in der oben erwähnten Liste ,,4 Sterne" für ,,Schönheit". Ihr Anblick ist kosmisch. Mit 10,3 mag ist hebt sie sich wunderschön vom dunklen Hintergrund ab. Der Kernbereich ist zweigeteilt in dieser Ansicht. Fotografien vermitteln einen
Weiter ging es mit NGC 4762 östlich von NGC 4754 in der Jungfrau. Diese Nadel hat einen hellen zentralen Kernbereich (,,bulge") und feine Ausläufer. Die Klassifikation ist SB(r)0. Mit einer Helligkeit von 10,3 mag zählt sie ebenfalls zu den ,,4 Sterne"-Objekten der Liste. Ihr Achsenverhältnis beträgt 4,1:1. Der bekannte Heringsnebel in den Jagdhunden, NGC 4631, mit seinem Begleiter NGC 4627 an der nördlichen Flanke, ist wieder ein ,,4 Sterne"-Objekt, welches diese Auszeichnung auch ver-
Abb. 2: Zeichnungen von NGC 3511, M 108 und NGC 5907
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Abb. 3: Zeichnungen von NGC 5746, NGC 4762 und NGC 4631
dient. Mit 15,5' ist diese SB(s)d-Galaxie riesig. Ihr Achsenverhältnis beträgt 4,9:1, was ein Bild von den riesigen Ausmaßen der 9,2 mag hellen Galaxie vermittelt. Nördlich des Zentrums befindet sich ein 12mag-Stern im visuell dort nicht mehr sichtbaren Galaxienhalo. Im zentralen Teil der Spindel befinden sich mehrere helle Knoten. Die Galaxie wirkt unregelmäßig. Man schaut offenbar nicht direkt auf die Kante und bemerkt somit unregelmäßige Strukturen des zentralen Galaxienteils. Ein halbes Grad weiter südlich befindet sich die irreguläre Galaxie NGC 4656 mit ihrer wechselwirkenden Schwester NGC 4657 - aber das ist eine andere Geschichte. Nun folgt der erste Exot: NGC 5023 ist eine der ,,superthin galaxies", was ein hohes Achsenverhältnis (hier 8,6:1) bei kaum ausgeprägtem ,,bulge" bedeutet. Die 12,3 mag helle Scd-Galaxie befindet sich ebenfalls in den Jagdhunden. Der zentrale, leicht hellere Kernbereich ist nördlich etwas eingedrückt. Hier wird die Sache für kleine Geräte schon schwierig. Nun galt es das Maximum heraus zu kit-
zeln: Die ,,superthin galaxy" UGC 9242 im Bootes. Das Achsenverhältnis beträgt hier sage und schreibe 16,1:1 und die Helligkeit 14,5 mag. Ein feiner, unscheinbarer Riss im Dunkel des Kosmos, aber durch einen südlich des Zentrums befindlichen 12,4mag-Stern leichter zu halten als vermutet. Der Zwischenraum vermittelt unverhofft einen hohen Kontrast. Die gewählte Vergrößerung lag hier bei 100fach, was die ideale AP (Austrittspupille) für solch lichtschwache Objekte fordert. Die Klassifikation ist Sd. Ungleich härter ist die ,,superthin galaxy" UGC 3697, die IntegralzeichenGalaxie. Um es vorweg zu nehmen: Von der Integralzeichen-Form war natürlich nichts zu sehen. Diese Scd-Galaxie befindet sich südlich der elliptischen Galaxie UGC 3714, die zum Auffinden ideal ist. In nördlicher Richtung stößt man auf ein Sterndreieck mit Sternen zwischen 10,4 mag und 11,1 mag. Nun befindet sich die Galaxie bereits im Gesichtsfeld mit einem 14,7mag-Stern an ihrer östlichen Flanke. Die Galaxie ist laut dem Programm ,,The Sky" [3] rund
13,5 mag hell, was ich hier doch anzweifeln möchte. Sie hat ein Achsenverhältnis von 11,1:1 und liegt kontrastarm im dunklen Raum. Mit ,,field sweeping" war sie im 18-Zöller gut zu finden und einmal gesehen, nicht mehr zu verlieren. Seltsamerweise war hier im Gegensatz zu UGC 9242 hohe Vergrößerung gefragt. Trotz der Morgendämmerung konnte ich sie auch noch in einem 16" f/5 Dobson auffinden - war hier der Lomo-Spiegel das Zünglein an der Waage? Damit schließt sich vorerst die Liste wunderschöner Galaxien und sie findet, wenn das Wetter mitspielt, vielleicht eine Fortsetzung in einer späteren Ausgabe.
Literaturhinweise [1] Die Liste hat Tom Polakis zusammengestellt:
http://www.messier45.com/listgen/EdgeOnPolakis.html [2] Steinicke, W., ,,Superthin Galaxies" - Objekte,
scharf wie eine Rasierklinge, VdS-Journal II/2000, 71 [3] The Sky, Software Bisque [4] Beschreibungen vieler Objekte findet man bei: Kepple, R. G., Sanner, G., The Night Sky Observers Guide, Willman-Bell Inc., 1998 [5] Viele meiner Zeichnungen sind im Internet unter: http://www.astrozeichnungen.de
Abb. 4: Zeichnungen der ,,superthin galaxies" NGC 5023, UGC 9242 und UGC 3697
S C H W E R P U N K T T H E M A 11
Objekt
StB
Ura
Rekt
Dekl
V
a
b
PW
Typ
NGC 2654
UMa
22
08 49.2
+60 13
11.8 3.8 0.7
63
SBab
NGC 3044
Sex
233
09 53.7
+01 35
11.9 4.3 0.8
13
Scd
NGC 3079
UMa
45
10 01.9
+55 41
10.9 8.0 1.5
165
SB(s)c
NGC 3511
Cra
326
11 03.4
-23 05
11.0 5.5 1.0
75
SAB(s)c
M 108
UMa
46
11 11.5
+55 40
10.0 8.1 2.1
80
SB(s)cd
NGC 5907
Dra
50
15 15.9
+56 20
10.3 11.5 1.7
155
SA(s)c
NGC 5746
Vir
243
14 44.9
+01 57
10.3 6.8 1.0
170
SBb
NGC 4762
Vir
194
12 53.0
+11 14
10.3 9.1 2.2
32
SB(r)0
NGC 4631
CVn
108
12 42.1
+32 32
9.2 15.5 3.3
86
SB(s)d
NGC 5023
CVn
75
13 12.2
+44 02
12.3 6.9 0.8
28
Scd
UGC 9242
Boo
77
14 25.4
+39 32
13.5 5.7 0.3
71
Sd
UGC 3697
Cam
21
07 11.4
+71 50
12.9 3.0 0.2
76
Sd:pec
Tabelle 1: Daten der beobachteten Objekte (Ura = Uranometria-Karte; V = visuelle Hell.; a, b = Größe in Bogenminuten; PW = Positionswinkel in Grad).
Farbige Sterne - die Deep-Sky-Juwelen
von Thomas Jäger
Bei Deep-Sky denkt man als erstes an Sternhaufen, Nebel und Galaxien, erst in zweiter Linie an Doppelsterne oder gar Einzelsterne. Einige Einfach- oder Doppelsterne zeigen im Teleskop einen starken Farbkontrast. Sie gehören zu den absoluten Top-Objekten. Die Welt des Deep-Sky ist farbig! Schon mit dem bloßen Auge erkennt man Sterne, die sich vom Standardweiß abheben. Die bekanntesten Vertreter sind die Roten Riesen Beteigeuze, Aldebaran und Antares. Dagegen strahlen Sirius und Wega völlig weiß. Auch die Farben Gelb und Orange können bei den hellsten Sternen mit dem freien Auge wahrgenommen werden. Beispiele wären Arktur oder µ Cep, die beide hell gelb bis orange leuchten. Mit dem bloßen Auge mögen die Farben der genannten Sterne noch nicht so überzeugen, probieren Sie diese Sterne doch mit dem Teleskop. Mancher Beobachter wird erstaunt sein, wie eindrucksvoll die Farben dieser Sterne sind.
Warum sind die Sterne farbig? Das Leuchten der Sterne untersuchen die Astronomen mit Hilfe der Spektralanalyse. Es gibt einen Zusammenhang zwischen Oberflächentemperatur und Farbe des Sterns. Es gilt allgemein: Heiße Sterne sind blau-weißlich, kühlere sind röter. Häufig wird der Vergleich mit einem rot glühenden Eisen herangezogen. Die Sterne strahlen ein kontinuierliches Spektrum aus, für den Farbein-
druck können aber bei einigen Sternklassen auch die Absorptions- und Emissionslinien Einfluss nehmen. Die Einteilung der Sterne nach ihrer spektralen Natur begann noch vor dem zwanzigstem Jahrhundert durch die Arbeiten von Edward Pickering und Williamina Fleming an der Harvard-Sternwarte. Sterne wurden in Klassen unterteilt und jede der sogenannten Spektralklassen bekam einen Buchstaben zugewiesen. Die Reihenfolge der Buchstaben nennt man heute Harvard-Sequenz, sie lautet O-B-A-F-G-K-M, welche man sich durch den englischen Satz ,,oh be a fine girl kiss me" einprägen kann. Die verwirrende Abfolge der Buchstaben zeigt, dass hier im nachhinein umgestellt worden ist. Neben der Spektralklasse M gibt es noch die sogenannten Harvard-Nebensequenzen S, R und N, die eine spezielle spektrale Charakterisierung der Sterne vornimmt. Für unser Beobachtungsprogramm sind besonders die Sterne der Klasse N wichtig. Sie zeigen die für den Typ N charakteristischen Kohlenstoff Linien und gehören mit ca. 2500 Kelvin zu den kühlsten Sternen. Die Farbe dieser Sterne ist intensiv rot. Wenn wir die Farben der Sterne untersuchen, dann müssen wir uns nicht nur mit Physik der Sterne, sondern auch mit der spektralen Empfindlichkeit des menschlichen Auges (oder der Kamera) auseinander setzen. Für das Farbsehen sind im Auge die sogenannten Zapfen verantwortlich, sie haben am Tage ihr Empfind-
lichkeitsmaximum bei ca. 550 nm (grün) [6]. Nachts verschiebt sich dieses Maximum durch die Hinzunahme der Stäbchenzellen nach 510 nm, dies bedeutet, dass unsere Farbwahrnehmung auch von der Helligkeit des Objekts bzw. der Öffnung des Teleskops abhängt. Viel stärker als die Anatomie des Auges beeinflusst uns allerdings die individuelle Wahrnehmung der Farben und die Kontrasteffekte. Farbkontrast bedeutet in diesem Fall, dass wir Sternfarben besonders im direkten Vergleich zueinander wahrnehmen können. Dies kommt uns bei Doppelsternen zu gute. Ein zusätzlicher Kontrasteffekt tritt auf, wenn es einen großen Helligkeitsunterschied zwischen den Komponenten gibt. Ist der Hauptstern stark farbig, so erscheint uns ein im Grunde weißer Begleiter oft in der Gegenfarbe. Nicht zu vergessen ist auch die Dämmerung. Leuchtet sie noch in einem schönen blau-grün, dann erscheinen uns die gelb-orangen Sterne viel farbiger als dann in absoluter Dunkelheit. Den farbverschiebenden Effekt von roten Astrotaschenlampen brauche ich gar nicht zu erwähnen. Die vielen aufgezeigten Faktoren machen es dem rein visuellen Beobachter fast unmöglich, Farben genau zu schätzen, jeder sieht es eben etwas anders. Nehmen Sie also Beobachtungsberichte über das Farbsehen nicht so genau, sondern beobachten Sie lieber selber.
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Die besten roten Sterne Alle in der Tabelle 1 aufgelisteten Sterne sind im Sternatlas ,,Uranometria" (Ura) enthalten und können mit einem kleinen Amateurfernrohr beobachtet werden. Hat man das Umfeld des Sterns gefunden, dann verrät sich dieser ganz schnell durch die intensive Farbe, ein genaues Aufsuchen innerhalb des Feldes ist fast nie nötig. Zu Bedenken ist jedoch: Alle Sterne der Tabelle sind variabel. Es kann also sein, dass der zu beobachtende Stern gerade das Minimum durchläuft und vielleicht zu schwach zur Beobachtung ist.
Abb. 1: Zeichnung von R Leporis
Ein weiteres Top-Objekt ist V Hya (Abb. 2). Auch er zeigt eine schöne rote Farbe im Okular, zum Vergleich sind noch zwei weiße Sterne mit im Feld. Es ist aber kein Problem den Stern zu finden, seine extreme Farbe verrät ihn treffsicher. Am Sommerhimmel ist S Cep einer der besten, er liegt in einem schönen sternreichen Feld und leuchtet intensiv rot. Im Cepheus befindet sich auch der populäre Stern µ Cep, der auch ,,Herschel's Granatstern" genannt wird. Er gehört wie Beteigeuze zur Gruppe der roten Überriesen, wobei µ Cep wahrscheinlich eine höhere Leuchtkraft besitzt [4]. Auch er ist variabel, der Lichtwechsel ist allerdings irregulär in einem Bereich von 3,7-5,0 mag. Wenn der Stern nicht gerade im Minimum ist, sieht der aufmerksame Beobachter schon mit bloßem Auge die orange Farbe. Im Teleskop erscheint er strahlend orange - ein phantastischer Anblick. Ausgesuchte farbige Sterne finden sich in Tabelle 1, die als Anhaltspunkt für eigene Beobachtungen dienen soll. In den Quellen [1], [2] gibt es noch viele weitere rote Sterne, die nur darauf warten von uns entdeckt zu werden.
Doppelsterne mit Farbkontrast Doppelsterne sind langweilig - das ist die gängige Meinung unter den meisten Deep-Sky-Freunden. Nicht so bei den farbigen Doppelsternen. Einer der besten ist Albireo (ß Cyg), seine Farbenpracht ist schon den meisten Einsteigern bekannt. Bei der Beobachtung von Albireo sollte man bewusst mit der Vergrößerung spielen, je nach Teleskop gibt es eine Optimalvergrößerung bei der die Farben besonders gut herauskommen. Am Sommerhimmel gibt es gleich in der Nähe noch zwei Doppelsterne, die Albireo sehr ähnlich sind. Es sind H 84 und HJ 1470, sie sind zwar deutlich lichtschwächer aber genauso farbenfroh. Am besten beginnt man mit H 84, der sehr einfach über und ß im Pfeil gefunden werden kann. HJ 1470 erfordert schon eine gute Sternkarte und etwas Geschick beim Starhopping. Wer keine Lust auf kompliziertes Suchen hat, der probiert am besten Cas, And oder Cet. Der letztgenannte ist nur ein optischer Doppelstern, seine Komponenten Cet und 93 Cet stehen also nur zufällig in der gleichen Sichtlinie. Man sollte mit kleiner Vergrößerung arbeiten,
Einer der rötesten Sterne ist R Lep (Abb. 1). Er wird nach seinem Entdecker John Hind auch ,,Hind's Crimson Star" genannt [4] und ist ein langperiodischer Pulsationsveränderlicher mit einer Periode von 432 Tagen. Im Teleskop erscheint er rostrot, manche vergleichen deshalb den Anblick mit einem Stück glühender Kohle oder gar mit einem Blutstropfen. Auf jeden Fall passt der Stern irgendwie nicht ins Feld, man denkt es ist ein Fremdobjekt. Es lohnt sich den Stern tief am Winterhimmel aufzusuchen.
Abb. 2: Zeichnung von V Hydrae
Stern VX And U Cam R Lep W Ori RT Ori Ori BL Ori W CMa Y Lyn U Hya V Hya SS Vir Y CVn Sco T Lyr V Aql U Cyg V Cyg S Cep µ Cep 19 Psc
Rekt 00 19 51 03 41 48 04 59 35 05 05 23 05 33 12 05 55 10 06 25 28 07 08 02 07 28 11 10 37 34 10 51 37 12 25 16 12 45 08 16 29 24 18 32 20 19 04 22 20 19 36 20 41 17 21 35 13 21 43 30 23 46 22
Dekl +44 42 00 +62 38 54 -14 48 34 +01 11 02 +07 09 03 +07 24 25 +14 43 30 -11 55 33 +45 59 27 -13 22 38 -21 15 01 +00 46 22 +45 26 25 -26 25 55 +36 59 58 -05 41 27 +47 53 39 +48 08 33 +78 37 28 +58 46 48 +03 29 42
mag 8.0-9.5 7.7-9.5 5.9-11 6.5-10 8.0-8.9 0.3-0.6 6.3-7.0 7.0-8 6.9-7.5 4.7-6.2 6.5-12 6.0-9.6 5.0-6.4 0.9-1.1 7.5-9.3 6.6-8.1 6.7-11 7.8-13.8 7.4-12.9 3.7-5.0 5.5-6.0
Tabelle 1: Rote Sterne aus [1], [2] und [4]
Periode 367 412 432 210 320 Irr Irr Irr 110 Irr 533 355 158 Irr Irr 350 465 420 487 Irr Irr
Spektrum Ura
N7
59
N5
18
N6e
269
N5
225
N3
180
M2
181
N3
182
N
273
M6
68
N2
280
N6e
325
Ne
238
N3
75
M1
336
R6
117
N6
251
R8
84
Npe
85
N8e
14
M2e
57
NO
215
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denn der Abstand ist mit 15' relativ groß. Der Farbkontrast ist extrem: Cet leuchtet hellgelb, der Begleiter ist tiefblau. In Tabelle 2 sind einige der besten Doppelsterne mit Farbkontrast aufgelistet. Wer noch weitere Objekte sucht, dem kann ich die ,,Saguaro Astro Club Files" [2] empfehlen. Viel Spaß beim Beobachten, aber nicht vergessen, Farbsehen ist relativ!
Literaturhinweise [1] Nance, C., Observing Carbon Stars,
http://www.jacksonville.net/~rcurry/carbon.html [2] Saguaro Astro Club Files, http://www.saguaro
astro.org [3] Stoyan, R., Deep Sky Reiseführer, Oculum
Verlag 2000 [4] Burnham, R. jun., Burnham`s Celestial
Handbook, Vol. I, II, II, Dover Publications Inc. 1978
[5] Jäger, T., Beobachtungsbuch [6] Clark, R. N., Visual Astronomy of the Deep Sky,
Sky Publishing Corporation, Cambridge University Press 1990
Name
Rekt
ADS 1 Cas And Per ADS 2286 Cet ADS 2560 17 Ori Ori 23 UMa Cvn Her 39 Oph ß Cyg H 84 HJ 1470 Cep
00 02 56 00 49 05 02 03 54 02 50 42 03 01 29 03 02 17 03 29 29 05 13 17 05 38 44 09 31 32 12 56 02 17 14 39 17 18a 01 19 30 43 19 39 25 20 03 40 22 29 10
Dekl
+66 05 56 +57 48 59 +42 16 48 +55 53 44 +32 24 46 +04 05 24 +46 56 48 +02 51 41 -02 36 00 +63 03 43 +38 19 05 +14 23 25 -24 17 13 +27 57 35 +16 34 16 +38 19 38 +58 24 55
mag
Abstand PW
Ura
5.9/7.3
15.2
70
15
3.4/7.5
12.2
315
36
2.2/4.8
9.6
63
62
3.8/8.5
28
301
38
6.9/8.4
8.6
8
94
2.6/5.6
900
221
6.2/10.8
28
292
63
4.6/4.8
6.9
64
225
4/7.5/10/6.5 13/11/42 84/236/61 226
3.7/9.2
23
269
23
2.9/5.6
19.3
228
108
3/5.5
5
110
202
5.1/6.9
10.3
355
337
3.1/5.5
34
54
162
6.4/9.5
28
302
207
7.6/9.7
29.1
340
119
3.5-4.3/6.3 40.8" 191
57
Bemerkung
STF 3053 (F.G.W. Struve) Achird, STF 60, ADS 671 Alamak, STF 205, ADS 1630 Miram, STF 307, ADS 2157 STF 336, ADS 2286 92 Cet, opt. DS mit 93 Cet STT 55 (Otto Struve) STF 654 Sigma Ori STF 1351 Cor Caroli, STF 1692 Ras Algethi ADS 10442, optisch Albireo, Spektraltypen: K3II & B0V William Herschel, ADS 12750 John Herschel, ADS 13318 STF 58
Tabelle 2: Doppelsterne mit großem Farbkontrast aus [2], [5]. Abstand in ("), PW = Positionswinkel in ( Grad ).
IMPRESSUM
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Das Katzenauge im Drachen - ein interessanter Planetarischer Nebel
von Jens Bohle
Der Cat`s Eye Nebula ist sicherlich vielen Amateurastronomen bekannt. Dieser leicht zu beobachtende Planetarische Nebel (PN) birgt viele interessante Besonderheiten - nicht nur aus amateurastronomischer Sicht. Im folgenden Text möchte ich eine Zusammenfassung über Wissenswertes zu diesem Planetarischen Nebel geben und auf die visuelle Beobachtung eingehen.
Historie Mit V=8,1 mag ist dieser Planetarische Nebel ein recht prominentes Objekt im Sternbild Drachen. Die Entdeckung geht auf William Herschel im Jahre 1786 zurück. Somit ist der PN eines der hellen Objekte welches Messier übersah. NGC 6543 zählt zu den auffälligsten Planetarischen Nebeln der Nordhemisphäre überhaupt, zumal er bereits mit einem Feldstecher oder Sucherfernrohr als stellares Objekt erkannt werden kann. Die amateurastronomische Beobachtung ist bei diesem Objekt von besonderer historischer Bedeutung. Dem Amateurastronomen Sir William Huggins (1824-1910), der auch als Pionier der Spektroskopie angesehen wird, gelang es am 29.8.1864 die typische O[III]-Emissionslinie spektroskopisch zu verifizieren. Einige Tage später wiederholte er dies bei der Andromedagalaxie und stellte dabei ein ganz anderes, ein kontinuierliches Spektrum fest. NGC 6543 war der erste PN der spektroskopiert wurde.
lichtete die Wide Field Planetary Camera 2 (WFPC 2) des Hubble Space Telescopes (HST) den PN ab (Abb. 1). Sehr zur Überraschung der Astronomen offenbarte sich der Cat`s Eye Nebula als ein sehr kompliziert strukturiertes Objekt. Bis dato hatte man solche Strukturen in einem PN noch nicht gesehen. Planetarische Nebel entfernen sich normalerweise konzentrisch vom Zentralstern und nehmen erst im späteren Verlauf durch Wechselwirkung mit interstellarer Materie unregelmäßige Formen an [1]. Die Ursache für dieses ungewöhnliche Aussehen eines recht jungen PN ist nach Ansicht der Astronomen die Existenz eines zweiten Sterns, ein Begleiter des Zentralsterns. Die Wechselwirkung dieses sich umkreisenden Doppelsternsystems könnte für die ungewöhnliche Struktur verantwortlich sein. Vermutlich saugt der Begleiter vom Zentralstern Materie ab, welche er dann parallel zur Rotationsachse wieder ausstößt. Diese Materie tritt in Wechselwirkung mit den äußeren Gasmassen des PN und erzeugt die leuchtenden Jets an den Längsachsen, welche besonders in der N[II]Linie auffällig sind (Abb. 2). Die Jets sind nicht geradlinig, was wiederum auf eine schlingernde Bewegung des hypothetischen Begleiters hinweist. Einen direkten (optischen) Hinweis auf diesen Begleitstern gibt es bislang nicht, da selbst das HST nicht in der Lage war ihn sichtbar zu machen.
Eine weitere Besonderheit an NGC 6543 sind Röntgenemissionen, die durch den ROSAT All Sky Survey (1990-1991) aufgespürt wurden. In diesem Survey wurde der Katzenaugennebel sehr intensiv beobachtet. Alle 90 Minuten über einen Zeitraum von einem halben Jahr wurde eine Aufnahme gemacht was insgesamt knapp 114 Stunden Belichtungszeit ergab. Man fand eine ringförmige Verteilung der Röntgenemissionsquellen. Zusammen mit NGC 6543 wurde Röntgenstrahlung auch bei den Planetarischen Nebeln Abell 12 und LoTr 5 erstmalig entdeckt. Man nimmt an, dass diese Röntgenstrahlung durch die Energie bei der Kollision von recht heißem, stark beschleunigten stellaren Wind (1.000-5.000 km/s) des Zentralsterns mit der viel kühleren und langsam expandierenden Hülle (10-40 km/s) des Planetarischen Nebels entsteht. An dieser Schockfront treten Temperaturen von bis zu 10 Mio. K auf, welche dann die Röntgenstrahlung ermöglichen bzw. hervorrufen. Im Fall von NGC 6543 beträgt die Temperatur des Plasmas 1,6 Mio. K [2].
Visuelle Beobachtungen des PN Der Katzenaugennebel ist auch für kleinere Fernrohröffnungen schon lohnenswert. Die hohe Flächenhelligkeit macht eine Beobachtung recht einfach. In kleineren Teleskopen (10 cm bis 15 cm) ist ab etwa 100facher Vergrößerung ein run-
Die Natur von NGC 6543 Da das Durchschnittsalter eines PN mit etwa 10.000 Jahren (andere Quellen nennen ein Alter von 30.000 Jahren) angenommen wird, ist NGC 6543 mit einem Alter von 1.000 Jahren ein recht junger Nebel. Seine Entfernung beträgt etwa 3.000 Lichtjahre und er bewegt sich mit 66 km/s von unserem Sonnensystem weg. Seine Hülle expandiert mit 19 km/s. Bekannt ist NGC 6543 auch als Katzenaugennebel (Cat`s Eye Nebula). Die Namensgebung basiert auf der bei Farbfotografien recht auffälligen grünlichen Farbe seiner Gasschalen, welche an ein Katzenauge erinnern. Am 18.9.1994
Abb. 1: Aufnahme des Hubble Space Telescopes (HST).
Abb. 2: N[II]-Aufnahme von NGC 6543 des HST.
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der-elliptischer, recht heller Nebelfleck mit Zentralstern zu sehen (Abb. 3). Verwendet man ein größeres Teleskop (25 cm) unter guten Himmelsbedingungen, so kann man bereits hell/dunkelVariationen im Nebel erkennen. Auch wird dann die elliptische Gestalt des Objekts deutlich. Die nördlichen und südlichen Gebiete des Nebels sind schwächer als der runde Hauptkörper des PN. Ob die vom Hubble bekannte Brezelform sicher erkannt werden kann, wäre noch zu prüfen. Für den Amateur sehr gut sichtbar ist der sehr helle Zentralstern. Mit V=10,9 mag zählt er zu den wenigen Zentralsternen Planetarischer Nebel am Nordhimmel, welche heller als 11. Größenklasse sind. Nur eine Hand voll Zentralsterne am Nordhimmel sind heller als der Stern in NGC 6543. Bereits mit 6 Zoll Öffnung kann er erkannt werden. Es ist ein sehr heißer Stern. Er gehört, wie viele Zentralsterne, der Gruppe der Wolf-Rayet-Sterne an. Dies sind sehr leuchtkräftige Sterne, welche ein vielfaches der Sonnenleuchtkraft erreichen können. Im Falle des Zentralsterns von NGC 6543 liegt die Oberflächentemperatur bei 60.000 K [3], also rund 10 mal höher als bei unserem Heimatgestirn, der Sonne. Der Zentralstern weist leichte Variabilität in der Helligkeit sowie Schwankungen in den Spektren auf. Diese Schwankungen gehen vermutlich auf starke Sternenwinde zurück. Man führt diese Sterne auch unter dem Begriff ,,wind variables".
Beschreibungen visueller Beobachtungen Thomas Jäger: 24.05.89, 90/1000mm Refraktor: NGC 6543 PN, Dra, erst bei über 100x als flächiges Objekt erkennbar. Thomas Jäger: 10.10.90, Oberreichenbach, 12.5": NGC 6543 PN, Dra, nicht einfach zu finden, sternförmig im Sucher, jedoch im Okular leicht unterscheidbar, hell, klein, rund, eindeutig hellgrün bei 45x, Rand diffus, gleichverteilte Helligkeit, der Zentralstern ist bei gutem Seeing leicht zu sehen, kein Nebelfilter notwendig, da zu hell. Jens Briesemeister: NGC 6543, Katzenaugennebel. Der Zentralstern scheint in einem blauen Licht. Der Randbereich weist schalenförmige, ineinander verschachtelte, gelbgrün gefärbte Strukturen auf. Im inneren Bereich zeigt der PN klecksartige Strukturen wie M 1. Diese sind schwächer als der Randbereich des
PN, aber deutlich sichtbar. Der PN ist höheren Empfindlichkeiten der moder-
elliptisch und etwa 30"x40" groß. nen CCD-Chips an den Großteleskopen
Dieser Planetarische Nebel hat damit lassen aber bei immer mehr Planetari-
alle Strukturen die für PN typisch sind! schen Nebeln solche Strukturen erken-
Gerät: CT 250/3000, 150x, Ort: Moosalp/ nen, so dass man fast gewillt ist, derar-
Wallis (2.000 m), Datum: 08.07.99, fst tige Halos als normalen Bestandteil der
(UMi): 6,8 mag.
meisten PN zu betrachten. Rechnet man
den Halo mit,
dann erhöht sich
der Durchmesser
eines PN gewaltig.
Bei M 57 ist der
gesamte PN um
den Faktor drei
größer als der
eigentliche auffälli-
ge Nebelkörper.
Bei NGC 6543
misst der eigentli-
che PN Körper
Abb. 3:
etwa 20" im Durch-
Zeichnung von Christoph Smuda an einem 6 Zoll Teleskop. messer. Die Hülle
Den Zentralstern konnte Christoph ab 90facher Vergrößerung bringt es schon auf
erkennen.
stattliche 386"
Durchmesser - also
fast um den Faktor
Der Halo um NGC 6543
20 größer. Natürlich geht damit eine
Eine weitere Besonderheit stellt der NGC Verringerung der Flächenhelligkeit ein-
6543 umgebende Halo dar. In der her. Die Flächenhelligkeit des Halos ist
Amateurszene zwar weniger bekannt, etwa um den Faktor 10.000 geringer als
aber für die Profis von großem Interesse die der hellsten Gebiete im eigentlichen
sind Halostrukturen um Planetarische PN [7]. Auch zum Thema PN-Halo hat
Nebel. Auf langbelichteten Fotografien, NGC 6543 eine Besonderheit aufzuwei-
bei denen der eigentliche PN schon völ- sen: Auf Fotografien erscheint eine recht
lig überbelichtet erscheint, werden sol- auffällige Kondensation an der
che feinen Filamente und Strukturen Westseite des PN. Sie stellt sich als
sichtbar. Diese Halostrukturen gehen auf etwa 15 mag heller diffuser Fleck dar.
Massenverluste zurück, bei denen ein Kurios ist, dass die von Barnard im Jahre
roter Riesenstern Materie in Form eines 1900 entdeckte Verdichtung innerhalb
Sternenwindes stoßweise auswirft. des Halos lange Zeit für ein eigenständi-
Dieser Vorgang erstreckt sich etwa über ges Objekt an der Westseite von NGC
einen Zeitraum von 1 Mio. Jahren [4]. 6543 gehalten wurde. Im Index
Dadurch entsteht eine expandierende Catalogue (IC) ist es IC 4677, im
Hüllenstruktur um den sterbenden Stern Morphological Catalogue of Galaxies
bevor der eigentliche Planetarische (MCG) trägt das Objekt die Bezeichnung
Nebel bzw. der weiße Zwergstern ent- MCG +11-22-017 (hier erstmals als
steht. Sehen' kann man diese äußere Galaxie vermutet) und im Principal
Schale aber erst später und zwar dann, Galaxies Catalogue (PGC) die Nummer
wenn der PN-Körper durch die Expan- PGC 61193. Noch im RC 3, dem aktuell-
sion im Laufe der Zeit ,,optisch dünner" sten Galaxienkatalog, ist dieser Fehler
wird und somit die energiereiche ultra- unentdeckt geblieben aber mittlerweile
violette Lyman-Strahlung des Zentral- korrigiert worden.
stern den PN durchdringen kann. Die
Strahlung regt die äußere Schale zum Visuelle Beobachtungen des PN Halo
Leuchten an. Als erster entdeckte J. D. Durch das Buch Planetary Nebula [6]
Duncan im Jahre 1937 derartige Struk- wurde ich auf Halostrukturen Planeta-
turen bei M 57, dem berühmten Ring- rischer Nebel und deren visueller
nebel in der Leier. In dem Buch Plane- Beobachtungsmöglichkeit aufmerksam.
tary Nebula [6] wird erwähnt, dass man Sicher gehören diese Strukturen nicht zu
davon ausgeht, dass jeder zweite PN den visuell einfach zu erfassenden
solche Strukturen zeigt. Die immer Zielen, doch meine im Laufe der Zeit
16 S C H W E R P U N K T T H E M A
herangereifte persönliche Vorliebe für ausgefallene visuelle Beobachtungen macht diese PN-Halos für mich interessant. Generell ist es wie gesagt sehr schwierig, solche Halostrukturen visuell zu beobachten. Die bisher von mir gesichteten Halostrukturen von M 57 und M 27 konnten nur in Verbindung mit einem großen Teleskop (20 Zoll) und Wahl geeigneter Austrittspupillen unter exzellenten Beobachtungsbedingungen (besser 6,5 mag am Pol, bei höchster Transparenz des Himmels) visuell erfasst werden. Im Fall von NGC 6543 ist die Sichtung zumindest eines Teils des Halos weniger anspruchsvoll - es handelt sich um den bereits erwähnten Knoten an der Westseite des PN. Diese Kondensation kann bereits in Amateurfernrohren ab etwa 12 Zoll Öffnung beobachtet werden. Generell sollte man auf Nebelfilter bei der visuellen Beobachtung dieser Strukturen verzichten, da sie nicht wie der eigentliche PN sehr stark in der O[III]-Linie emittieren, sondern in den Linien H und N[II] dominieren. Sie zeigen bei diesen benachbarten Linien auch ein unterschiedliches Aussehen [5].
noch eine stellare Aufhellung an der Grenze der Wahrnehmung sichtbar (-50 % der Zeit). Andere Teile des Halos konnten erwartungsgemäß nicht beobachtet werden, hier steht ein Versuch unter nahezu optimalen Himmelsbedingungen noch aus. Die Zeichnungen von Frank Richardsen und mir zeigen den visuellen Eindruck jeweils mit 20 Zoll Öffnung.
Abb. 5: Der PN mit der Verdichtung im Halo bei 432facher Vergrößerung ohne Filter an einem 20-Zoll-Dobsonteleskop (Jens Bohle).
Fazit Der Text zeigt, dass es sich bei NGC 6543 tatsächlich in astrophysikalischer und amateurastronomischer Hinsicht um ein besonderes Objekt handelt, welches sich aufgrund seiner Polnähe auch ganzjährig beobachten lässt. Der Cat`s Eye Nebula ist also für jede Fernrohröffnung ein interessantes Objekt. Ich hoffe, dass dieser Bericht als Anregung zu einer intensiveren Beobachtung dieses Objekts einlädt.
Literaturhinweise [1] Kerber, F., Furlan, E., Rauch, T., Roth, M.,
Planetarische Nebel und das interstellare Medium, Sterne und Weltraum 11/2000, 946 [2] Kreysing, H.C., et al., Extended X-ray emission from planetary nebulae, Astron. Astrophys. 264, 623 (1992) [3] Mendez, R. H., Herrero, A., Manchado, A., Spectral and radio velocity of 5 northern central stars of planetary nebulae, Astron. Astrophys. 229, 152 (1990) [4] Unsöld, A., Baschek, B., Der neue Kosmos, Springer Verlag, 1999 [5] Moreno, M. A., Lopez, J. A., Extended filamentary structures in the halo of the Lyra planetary
nebula NGC 6720, Astron. Astrophys. 178, 319 (1987) [6] Hynes, S. J.,
Planetary Nebulae, Willmann-Bell Inc., 1991 [7] Balick, B., Gonzales, G., Frank, A., Faint halos and historical mass ejection in Planetary Nebulae, Astrophys. J. 392, 582 (1992)
Abb. 4: Der PN-Halo auf einer POSS II (rot)Aufnahme.
Bei NGC 6543 konnte ich bei meinen visuellen Beobachtungen keinen Unterschied mit/ohne Filter (O[III] und UHC) feststellen. Meine Beobachtung dieses Objekts fand unter sehr bescheidenem Himmel mit nur 5,5 mag Grenzgröße am Pol und dunstigem Himmel im August 2000 im Voralpenland statt. Bei 321facher Vergrößerung konnte ich das Objekt mehr als 50% der Zeit indirekt sehen. Bei einer Vergrößerung von 432fach wurde innerhalb des Objekts
Abb. 6: Noch einmal NGC 6543, gezeichnet von Frank Richardsen, ebenfalls mit 20-Zoll-Dobsonteleskop aber bei 363facher Vergrößerung (ebenfalls ohne Filter).
Ein Feldstecher, ein Bleistift und drei Sternhaufen
von Carolin Tomasek
Wo ist denn die Taschenlampe? Ah, da! Beim nächsten Objekt, der Nachbar M
Also da ist einer und da und da sind 12 (Abb. 2), brauche ich nur noch eine
zwei... Feldstecher her. Aha, da sind Stunde - welch` ein Erfolgserlebnis!
noch drei nebeneinander und da noch Nun möchte ich den dritten Haufen
einer... Hä, wo ist mein Bleistift? O.k., zeichnen, muß aber feststellen, dass er
also da und da - oje, so viele Sterne... mittlerweile von einem Astgewimmel
Bewaffnet mit einem 16x50 No-Name- verdeckt wird. Aber was für ein Zufall:
Feldstecher, Papier,
Bleistift, einer roten
Taschenlampe und
einem
billigen
Himmelsatlas lauere
ich auf dem Balkon
unserer Nachbarin.
Eigentlich nur des-
wegen, weil sie
keine Bäume vorne
dran stehen hat
und ich somit unge-
hindert das Stern-
bild Ophiuchus
erahnen kann. Die
Grenzgröße liegt bei
etwa 4,5 mag und
ich bin begeistert
vom Sternenhim-
mel. Irgendwo hin-
ter den Bäumen
leuchtet der Fast- Abb. 1:
Halbmond lustig Zeichnung von M 10
vor sich hin und ich
bin trotzdem immer
noch hin- und her-
gerissen. Immerhin habe ich in einer In unmittelbarer Nähe befindet sich ein
viertel Stunde drei Messier-Objekte Sternhaufen mit der Messier-Nummer
gefunden und sogar ein IC Objekt, das 11. Also nochmal zeichnen... Viel Zeit
Hammerobjekt schlechthin: IC 4665!!! bleibt mir nicht, die Bäume sind nicht
Ich schaue durch das Linsensystem mehr weit weg! Fertig! Puh, drei
gen Himmel und suche M 10. Da ist er Zeichnungen auf einmal! Und noch
ja: Ein nebeliges Fleckchen mit vielen dazu meine ersten! Ein Blick in die
Sternchen drum herum. Nach ausgiebi- Sternkarte verrät mir, dass sich etwas
gem Betrachten zücke ich meinen oberhalb vom ,,Schmetterlingshaufen"
Bleistift und fange an zu zeichnen. M 11 noch ein netter offener
Immer erst kurz durchschauen, Sternhaufen befindet und ich mache
Feldstecher hinlegen, zeichnen, Objekt mich auf die Suche. Die Sterne fliegen
wieder suchen, durchschauen, zeich- mir nur so über die Netzhaut. Ist ja
nen, suchen, schauen, zeichnen... Mein auch kein Wunder bei 16facher
Nacken tut weh und mein Arm wird Vergrößerung ohne Stativ. Trotzdem
müde, denn der Feldstecher ist nicht finde ich IC 4756! Cool! Ich bin voll von
mehr so leicht wie anfangs. Aber als den Socken! Endlich mal eine Beob-
Belohnung halte ich meine erste achtungsnacht mit Erfolg.
Zeichnung (Abb. 1) in den Händen! Bin Mit einem Grinsen erinnere ich mich an
richtig stolz auf mich!
das letzte Wochenende, wo ich ver-
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18 S C H W E R P U N K T T H E M A
Abb. 2: Zeichnung von M 12
Abb. 3: Zeichnung von M 11
zweifelt versucht habe in meinem Kaufhausteleskop den Nordamerikanebel zu finden. Das war vielleicht was! Er musste dort sein: groß, rot und voller Sterne! Doch ich hab' irgendwie garnichts gesehen. Weder was Rotes noch irgendwas, was dem Golf von Mexiko ähnlich zu sein schien. Auch der in unmittelbarer Nähe befindliche Pelikannebel war nicht zu finden. Naja, vom Cirrusnebel ganz zu schweigen. Die Nacht beende ich mit einem Schwenk auf den Mond: Das Mare Imbrium, die Karpaten, der Krater
Kopernikus, einmal den Terminator rauf und runter - einfach ,,abgefahren". Mit drei mehr oder weniger gelungenen Zeichnungen und sich nach Schlaf sehnenden Augen verstaue ich mein MegaEquipment im Rucksack und wandere in die Nachbarwohnung wo meine Mutter mich kopfschüttelnd fragt, ob ich nicht mal für ein halbes Jahr an den Süd- oder Nordpol reisen möchte. Mittlerweile ist ein gutes Jahr vergangen und ich weiß nun ganz genau, was ich mit Feldstecher, Kaufhausteleskop oder dem 20"-Dobson unseres Vereins, den
Sternfreunden Breisgau, sehen oder nicht sehen kann. Aber auch nur, weil mir erfahrene Leute gesagt haben, dass es ja auch noch Filter und so Sachen wie Telrad oder Justage gibt (bisher kannte ich nur Kaffeefilter, Telefon/Fahrrad und das Wort Justage erinnerte mich an meine zahllosen Lateinstunden, so dass ich mir das Wort ableiten konnte). Ohne diese Hilfe hätte ich bestimmt die 149,plus Verpackungs- und Versandpauschale in den Keller gestellt und nie wieder angerührt!
Deep-Sky Rätsel von Wolfgang Steinicke
Es geht um einen Kugelsternhaufen (entdeckt 1745 von einem Schweizer Amateur), der nahe bei einem hellen, roten
Riesenstern steht. Wie heißt der Kugelsternhaufen, sein Entdecker und der Riesenstern? Schreibt man die angegeben
Ziffern hintereinander, so ergibt sich eine dreistellige Zahl.
Kugelsternhaufen: (1) M 13 (2) M 107 (3) M 4
Lösung:
Roter Riese: (4) Antares (5) Arktur (6) Beteigeuze
Entdecker des Kugelsternhaufens: (7) Messier (8) Herschel (9) de Cheseaux
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20 S C H W E R P U N K T T H E M A
Milchstraße
,,unplugged"
von Rainer Töpler
Eine glasklare Nacht im Sommer, milde Luft, Glühwürmchen schweben geräuschlos durchs Dunkel. Die Milchstraße wölbt einen schimmernden Bogen über den gesamten Himmel, Tausende Sterne leuchten und lassen das Herz jedes Sternfreundes höher schlagen. Jetzt muss unbedingt ein Teleskop her! - Doch nein, lassen Sie das Teleskop heute doch einmal zuhause. - Na gut, ein Feldstecher ist natürlich auch eine schöne Sache bei solch einem Himmel. - Nein, auch dieser soll diesmal zuhause bleiben. - Na, irgend etwas braucht man doch schließlich. - Sie haben doch ihre guten Augen! - Ja, und? - Denken sie einmal daran, dass unsere eigene Milchstraße die Galaxie ist, die wir aus nächster Nähe beobachten können. Ich verspreche ihnen, dass Sie mit bloßem Auge wesentlich mehr faszinierende Details erkennen können, als mit einem beliebigen Teleskop bei einer beliebigen fremden Galaxie. Schon auf den ersten Blick der an die Dunkelheit angepassten Augen erkennen wir nicht einfach nur eine riesige Aufhellung, die durch ein breites dunkles Band im hellsten Bereich zweigeteilt ist, nein sowohl die leuchtenden Wolken als auch die dunklen Bereiche sind durch unzählige Nuancen differenziert. Um diese genau zu erfassen, nehmen wir uns am Besten eine ganze Weile Zeit und beginnen an einem Ende des Lichtbandes. Dies liegt praktischerweise am Südhorizont. Obwohl in unseren Breiten das Sternbild Schütze mit dem Zentrum der Milchstraße nie aus dieser vom Dunst beeinträchtigten Region hervortritt, können wir hier einen sehr hellen Milchstraßenabschnitt erblicken. Wer genau hinsieht, erkennt dunkle Einbuchtungen und Flecken in dem unregelmäßigen Gebilde. Nur wenig nordwestlich schimmert ein für das Auge kleines Nebelfleckchen um
Abb. 1: Zeichnung des visuell beobachteten Milchstraßenbandes vom Sternbild Schütze (am Horizont im Süden) bis zum Sternbild Adler.
einen schwachen Stern - der Lagunennebel M 8. Verwirbelte Regionen führen den Blick bis zu der Schildwolke M 20. Mit bloßem Auge erscheint sie viel auffälliger, als aufgelöst mit einem Teleskop, dessen Blickfeld sie meist nicht einmal vollständig zeigen kann Auf dem Weg zu den markanten, hellen Sternwolken und Dunkelnebeln im Schwanz des Adlers, welche durch scharfe Hell-/ Dunkelkontraste die Aufmerksamkeit fesseln, überfliegen wir einen Bereich, der ebenfalls viele helle Messierobjekte enthält. Einige winzige Nebelfleckchen scheinen darauf hinzuweisen, sie sind aber nur mit dem Auge kaum zuzuordnen. Im Adler scheint sich die Milchstraße zu verbreitern aber das sähe am Südhimmel, wo der Schütze im Zenit steht und nicht vom Horizontdunst verschleiert wird, bestimmt eher andersherum aus. Über den Pfeil wandern wir durch schwächer differenzierte aber immer noch gut erkennbare Strukturen durch den Schwan bis wir bei Deneb hängenbleiben. In der hier lokalisierten Sternwolke kann man versuchen den Nordamerikanebel mit freiem Auge zu erkennen. Mit Hilfe einer Karte kann es gelingen, die Form zu erblicken. Auch wenn man wohl nur die Sternwolke und nicht die echten Nebel sieht, kann man den genauen Ort und die ungefähren Umrisse bestimmen. Eine weitere schön strukturierte, helle Wolke leitet über zu den schwächeren Milchstraßenregionen im Cepheus. Erstaunlicherweise lässt sich der Sternhaufen in IC 1396 bei µ Cephei mit freiem Auge erkennen. Weitere fein abgestufte, blassere Milchstraßenwirbel führen uns bis zum Horizont, von dem sich gerade Cassiopeia erhebt. Nun haben Sie gesehen, welch fantastischen Detailreichtum unsere Milchstraße dem bloßen Auge bietet. Außer einigen bekannten Deep-Sky-Objekten lassen sich viele helle und dunkle Einzelheiten ausmachen, die kein Katalog verzeichnet, welche aber nichtsdestotrotz die Schönheit unserer Heimatgalaxis mit ausmachen.
Abb. 2: Zeichnung des visuell beobachteten Milchstraßenbandes vom Sternbild Adler (unten) bis zum Sternbild Cassiopeia.
22 F A C H G R U P P E > S E L B S T B A U
Wenn sie die Zeichnungen betrachten, denken Sie daran, dass es einige Stunden in mehreren Nächten gebraucht hat um diesen unglaublich schönen Anblick annähernd zu Papier zu bringen. Ohne Hilfsmittel sind vielleicht nicht alle Proportionen genau getroffen, auch mag es sein, dass die Helligkeitsnuancen von
Nacht zu Nacht etwas unterschiedlich wahrgenommen wurden. Natürlich sind die Kontraste verstärkt wiedergegeben, um die Strukturen besser herauszuarbeiten. Das einzige, was nötig war, waren die Augen, ein Bleistift, ein Brett mit roter Beleuchtung und natürlich ein klarer Sternenhimmel, in diesem Fall in
1.000 m Höhe in der Auvergne in Frankreich. Später wurde die entstandene Rohzeichnung mit weißer Farbe auf schwarzes Tonpapier übertragen. Versuchen Sie es auch einmal zu zeichnen, es ist gar nicht so schwer und fördert die Detailwahrnehmung ungemein.
Die Selbstherstellung eines Teleskopspiegels
- Das Parabolisieren -
von Thomas Heising
- Teil 4 -
In den vorherigen Artikeln dieser Serie wurde schon das Schleifen und Polieren beschrieben. Nun soll der wohl interessanteste Teil des Spiegelsschleifens, die Korrektur eines Fernrohrspiegels, näher erläutert werden. Es muss klar sein, dass das Thema in diesem Beitrag nicht umfassend abgehandelt werden kann. Der Kugelspiegel besitzt eine Reihe von Abbildungsfehlern, die aber für die vorwiegend visuelle Beobachtung nicht alle beseitigt werden müssen. Ein Fehler allerdings - die sphärische Aberration - muss korrigiert werden. Er bewirkt, dass sich die in verschiedenen Abständen vom Spiegelmittelpunkt einfallenden Strahlen nicht in einem Punkt schneiden, was zu unscharfen Bildern führt. Nur der Parabolspiegel liefert wenigstens auf der optischen Achse scharfe Bilder. Allerdings kann dieser Fehler bis zu einem Öffnungsverhältnis von f/12 vernachlässigt werden. Ab einem Öffnungsverhältnis von f/9 muss aber parabolisiert werden. Um einen Kugelspiegel in einen Paraboloid umzuwandeln, bedarf es nur einer kleinen, aber gleichmäßigen Vertiefung der Spiegelmitte. Die dazu nötige Abtragung ist minimal und liegt im Bereich von 1/10.000 mm. Erreicht wird sie durch Änderung der Polierstriche oder durch Verwendung eines oder mehrerer kleinerer Polierer, mit denen man die Spiegelmitte etwas mehr aushöhlt. Wegen der Kleinheit der abzutragenden Glasmenge darf immer nur wenige Minuten gearbeitet werden. Nach erfolgter Abkühlung des Spiegels ist die Kontrolle des Polierergebnisses unerlässlich. Durch das Abtragen der
Spiegelmitte verkürzt sich hier der Krümmungsradius gegenüber den weiter von der Spiegelmitte entfernten Zonen oder dem Spiegelrand, der dabei weitestgehend unberührt bleibt. Diese Schnittweitendifferenz s der Lichtstrahlen kann man mit dem Foucaulttest messen. Man errechnet sie mit der einfachen Formel
s = h2/ R wobei h der Abstand der entsprechenden Zone von der Spiegelmitte und R der Krümmungsradius des Spiegels ist. Nach dieser groben Darstellung des Prinzips soll nun das von mir benutzte Verfahren näher beschrieben werden. An dieser Stelle muss bemerkt werden, dass andere Spiegelschleifer mit mehr oder weniger anderen Arbeitsweisen auch gute Ergebnisse erzielt haben [1, 2]. Hier muss jeder seinen eigenen Weg finden. Ich parabolisiere meist mit mehreren immer kleiner werdenden Polierern (Abb. 1), da hier die so wichtige Spiegelkante so gut wie nicht mehr berührt wird und somit auch nicht verschlechtert werden kann. Dabei werden mit den größeren Polierern zunächst die äußeren Zonen des unten liegenden
Spiegels bis fast auf die gewünschte Schnittweitendifferenz herunter poliert, bevor mit den kleineren Polierern dann die inneren Zonen die benötigte Korrektur erhalten. Hier haben sich gerade, w-förmig geführte Polierstriche bis zur gewünschten Zone bewährt (Abb. 2 und 3). Dabei sollten die Polierstriche im Bereich der zu korrigierenden Zone mal etwas länger, mal etwas kürzer gewählt werden, da sonst unerwünschte stufenförmige Ringzonen auf dem Spiegel entstehen können. Zur Vermeidung einer rauhen Oberfläche ist es ratsam, die Poliereroberfläche nicht zu stark zu strukturieren und ein etwas milderes Poliermittel zu wählen. Außerdem muß langsam und ohne großen Druck auf den Polierer poliert werden. Zur Beurteilung der Oberflächengüte setze ich dann noch ein Phasenkontrastverfahren unter Verwendung eines Planspiegels ein.
Um fest definierte Messzonen zu haben, fertige ich eine Reihe von Schablonen an, die nur die gewünschte Zone frei geben. Die äußeren Messzonen sind dabei schmaler als die inneren Zonen. Bei den auf den Abbildungen dargestell-
Abb. 1: 15 cm-Spiegel mit unterschiedlich großen Polierern, die zum Parabolisieren dienten. Zu sehen sind auch die auf die Spiegelrückseite gezeichneten Korrekturzonen.
F A C H G R U P P E > S E L B S T B A U 23
Abb. 2: Korrektur der äußeren Zonen mit einem nur wenig kleineren Polierer
Blenden kann es auch zur Beurteilung und zum Ausmessen der abgefallenen Kante genutzt werden. Will man auf den Bau eines solchen Fernrohres verzichten, so kann unter Umständen auch ein kleiner preiswerten Feldstecher einsetzt werden. Dazu ist es nicht notwendig, den Feldstecher zu zerlegen. Zur Beurteilung der Blendenbilder wurden aber von anderen Amateuren auch schon handelsübliche Videokameras eingesetzt [1].
ten 15 cm f/4 Spiegel kamen 6 Blenden zur Anwendung. Für einen lichtschwächeren Spiegel genügen auch weniger Blenden. So sind nach meiner Erfahrung für einen 15 cm f/8 Spiegel 3 Messzonen (eine Rand-, eine Mittensowie eine Zwischenzone) völlig ausreichend. Bei größeren, lichtstarken Spiegeln setze ich entsprechend mehr Blenden ein. Für die einzelnen Zonen werden mit der oben genannten Formel die Schnittweiten berechnet und dann die Schnittweitendifferenzen von Zone zu Zone ermittelt. Zur Schnittweitenmessung werden die Blenden der Reihe nach vor den auf das Foucaultgerät ausgerichteten Spiegel gestellt und die tatsächlichen Schnittweiten gemessen (Abb. 4 und 5). Danach werden daraus die Schnittweitendifferenzen von Zone zu Zone bestimmt. Das von mir verwendete Prüfgerät nebst Kreuztisch wurde selbst gebaut. Eine nähere Beschreibung ist über die Materialzentrale erhältlich [3]. Bei der Schnittweitenmessung kommt das kleine Zusatzfernrohr zum Einsatz [Abb. 2 in Teil 3, VdS-Journal I / 2001].
Abb. 3: Korrektur der inneren Zonen mit einem kleineren Polierer
der Messerschneide oft schwer zu erkennen. Besonders kritisch ist es, das gleichzeitige Verdunkeln der beiden Schlitze zu beurteilen, wenn sich die Messerschneide im Krümmungsmittelpunkt der entsprechenden Zone befindet. Die Messwertstreuung ist dann oft erheblich. Durch das in den Strahlengang hinter der Schneide einklappbare Fernrohr erscheinen die Blendenschlitze wieder als Flächen, was die Bildbeurteilung vereinfacht und die Messgenauigkeit wesentlich verbessert [3]. Das Zusatzfernrohr muss dazu aber vorher auf den Spiegel fokussiert werden. Ohne
Die so ermittelten Werte werden dann mit den berechneten Sollwerten verglichen und bestimmen das weitere Vorgehen. Um die gezielte Politur der festgelegten Zonen des Spiegels zu gewährleisten, markiere ich die einzelnen Blendenradien mit farbigen wasserfesten Stiften auf dem Spiegelboden (Abb. 1). So ist es möglich, Zone für Zone zu korrigieren und auf die gewünschte Schnittweitendifferenz zu bringen. Hat man beim Korrigieren eine oder mehrere Zonen zu stark vertieft, muss man mit einem Polierer von Spiegelgröße den gesamten Spiegel wieder in Richtung Sphäre bringen und das Parabolisieren von vorne beginnen. Das ist aber nicht so tragisch und wohl jedem Spiegelschleifer schon einmal passiert. Auch hier macht Übung den Meister.
Ist die Parabelform des Spiegels den Messwerten nach endlich erreicht, kann er in das hoffentlich schon fertige Fernrohr eingebaut und im unverspiegelten Zustand überprüft werden. Die Zentrierung des unbelegten Hauptspiegels kann mit einem heute oft gebräuchlichen Laserzentriergerät erfolgen. Nach dem Einstellen eines zenitnahen hellen Sterns schaut man sich das inner- sowie
Die in die Blenden eingeschnittenen schmalen Schlitze sind aus dem Krümmungsmittelpunkt des Spiegels an
Abb. 4: Spiegel mit innerer Blende auf dem Prüfständer
Abb. 5: Spiegel mit äußerster Blende auf dem Prüfständer
24 F A C H G R U P P E > S E L B S T B A U
das außerfokale Bild mit einem geeigneten Ronchigitter (über die Materialzentrale erhältlich) an. Die dann sichtbar werdenden Streifen müssen immer gerade sein. Jede Abweichung davon signalisiert einen Fehler in der Optik. Der Ronchitest ist bei weitem nicht so empfindlich wie der Foucaulttest. Sind im
Ronchitest Fehler sichtbar, so sind sie auch wirklich relevant und müssen behoben werden. Hat der selbstgeschliffene Spiegel alle Tests zur Zufriedenheit bestanden, kann man ihn zum Verspiegeln einer geeigneten Firma überlassen und danach endgültig in das Fernrohr einbauen.
Literaturhinweise [1] Trittelwitz, M.: Spiegelfernrohre - selbst gebaut,
Verlag Sterne und Weltraum, Heidelberg [2] Keller, Ph.: Prüfmethoden für Parabolspiegel,
Interstellarum, 26 (2/95) [3] Heising, T.: Einfache Hilfsmittel zur
Optikprüfung, Interstellarum 6, 32 (1/96)
Stromversorgung für die Nachführung
von Roland Schneider
der Montierung - einmal anders
Als der alte Motorradakku seinen Geist aufgab und nicht mehr nachgeladen werden konnte, musste ich mich nach einer neuen Stromquelle für meine Great Polaris Montierung umsehen. Vor einem Neukauf versuchte ich es erst einmal mit der Batterie von meiner kürzlich erworbenen Akku-Bohrmaschine, die in einem Baumarkt für knapp 60,- DM mit zwei Akkus 14,4 Volt und Ladegerät zu haben war. Die Überprüfung ergab, dass die Kapazität für eine abendliche Beobachtung ausreichte, außerdem war ja noch ein Reserveakku dabei. Das war doch schon ein guter Ansatzpunkt. Was mich schon länger bei der Great Polaris gestört hat, war die Notwendigkeit, immer das Gegengewicht als toten Ballast mitzunehmen. Dazu noch die Motorradbatterie.
Abb. 1: Als Stromversorgung für die GPMontierung dient ein BohrmaschinenAkku, der auf die Gegengewichtsstange geklemmt wird. Für die leichte ,,Russentonne" ist kein weiteres Gegengewicht nötig.
Wenn man diese beiden kombinieren könnte...? Im Gegensatz zum Säureakku ist ja der Energiespender für den Schrauber völlig lageunabhängig. Also baute ich eine Halterung für den Akku, die auf die Gegengewichtsstange der GP aufgesteckt werden kann: Ein Stück Kupfer-Wasserleitungs-
rohr der Größe 22 x 1 schiebt sich genau auf die Stahlwelle. An einem Ende der Länge nach einige Zentimeter aufgesägt, kann man das Rohr mit einer Schlauchklemme, die mit einer Rändelschraube umgerüstet wurde, sicher fixieren. An der anderen Seite habe ich das Rohr aufgesägt und eine Blechmanschette so angelötet, dass eine Steckmuffe für den Akku vorhanden ist. Dieser schiebt sich beim Einstecken auf zwei Kontaktfedern, die mit einer Lüsterklemme verkabelt sind und den Strom abnehmen und weiterleiten. Der Anschluss der Montierungsnachführung erfolgt dann über eine steckbare Lüsterklemme. Für kleine
Teleskope wie etwa eine ,,Russentonne" reicht das Gewicht dieser Vorrichtung, um die Montierung auszubalancieren. Für schwerere Kaliber muss trotzdem ein Zusatzgewicht aufgesteckt werden, man kann aber auch eine Fotokamera aufsatteln oder ein paar alte Lautsprechermagnete anheften.
Abb. 2: Die Einzelteile: Akku, Akkuhalter, Anschlusskabel, Schlauchklemme und Gegengewichtsstange.
Abb. 3: Die fertig montierte Stromversorgungseinheit auf der Gegengewichtsstange.
F A C H G R U P P E > S E L B S T B A U 25
Mit der Astrobox zu den Sternen
von Dirk Lucius
Es scheint schon eine kleine Tradition zu sein, dass im VdS-Journal Konzepte für eine feste bzw. stationäre Aufstellung für unsere geliebten Teleskope vorgestellt werden. Heute wage ich es, den Reigen der Schutzbauten mit meiner recht einfachen Lösung fortzusetzen. Basis der ,,Astrobox", wie ich den weißroten Bau nenne, war ein Bausatz für eine kleine Gerätehütte, die schon viele Gärten in verschiedenen Variationen mehr oder weniger verziert. Bei der Entscheidung für diese Gartenhütte hatte ich mir schon Wochen vorher viele Gedanken durch den astrobesessenen Kopf gehen lassen:
1. Leider ist der meinem Projekt zu Verfügung stehende Garten recht klein, so dass ich mit Rücksicht auf die Interessen der restlichen Familie (,,Unsere Sandkiste muss aber bleiben!" ,,Bitte nicht so groß, sonst bleibt ja von unserem Garten bald nichts mehr übrig!") die Hütte möglichst klein halten musste. Vorher startete ich ein Anfrage bei der Mailingliste (naa.net - sehr zu empfehlen!) und bekam wirklich sehr wertvolle Tipps - an dieser Stelle vielen Dank an alle! So sollte die Hütte mindestens 2 mal 2, besser 2,5 mal 2,5 Meter groß sein. Der Bausatz kam auf ein Maß von 2,1 mal 2,4 Meter, was für meine G11Montierung plus C11-Tubus reichen sollte. Auch für meinen 5 Zoll f8 Refraktor reicht die Hütte, ohne dass man selbst oder die Teleskope Platzangst bekommen.
2. Da in unserem Garten kein Platz für Ausleger vorhanden war, die ein Rolldach aufnehmen sollen, entschied ich mich für eine Klappdachhütte. Dabei sollten die beiden Klappdachhälften mit Kettengliedern gehalten werden.
3. Der Standort der ,,Astrobox" wird natürlich davon bestimmt möglichst viel Himmel zu sehen - mit bevorzugter Richtung nach Süden, denn Planetenlicht wollen meine Teleskope auch sehr gern fokussieren.
Vor dem Bau der ,,Astrobox" musste zu-
erst die Teles-
kopsäule gebaut
werden. Dabei ver-
schwanden im
Untergrund einige
Kilo Beton in einem
knapp ein mal ein
Meter großen Fun-
dament - mitten
drin eine Abfluss-
röhre von zwei
Meter Länge und
20 Zentimeter
Durchmesser, die
mit noch mehr
Beton gefüllt wurde.
Achtung: Beim
Füllen der Säule
und des Funda- Abb. 1:
ments immer auf Die ,,Astrobox" mit den geöffneten Dachhälften. Auf der
die exakte Ausrich- linken Hälfte ist die weiß gestrichene halbierte Dachrinne
tung der Säule zu erkennen. Ebenfalls auf der linken Seite lehnt senkrecht
achten!
der leicht zu entfernende weiße Dachbalken, der in die
Nach dem Aus- Vertiefungen des Giebels nur eingelegt wird.
härten der Säule
wurde der Strom-
anschluss in die Hütte gelegt - für die bierten Dachrinne auf der windabge-
Nachführmotoren, für eine CCD Kamera wandten Seite liegt. So dringt kein
oder WebCam etc.
Regen in die Hütte!
Ziemlich schnell ging in einem Tag der Zum Schluss darf sich der stolze Besitzer
Bau der Plattform - mit einem doppel- einer ,,Sternwarte" noch mit Pinsel und
ten Fußboden - und der Aufbau der vielen Litern Holzgrundierung und Farbe
Seitenwände in Blockbohlenbauweise an der Hütte austoben. Zum Schutz vor
voran, so dass am ersten Abend ein einer möglichen Aufheizung der
kleines Richtfest gefeiert werden konnte. ,,Astrobox" wurden die Hüttenwände
Der nächste Tag brachte dann das größ- weiß und als netter Farbkontrast die
te Problem: Die Installation der beiden Dachhälften in einem etwas leuchten-
Klappdachhälften, die jeweils etwas dem rot eingestrichen, so dass die
über 20 Kilogramm auf die Waage Sternwarte auch noch einen kleinen
brachten. Die 21 mm starken Block- Farbtupfer in den Garten bringt.
bohlen konnten die beiden aufgeklapp- Und was haben wir beim Bau gelernt?
ten Hälften nicht halten, ohne dass sich Natürlich bringt die ,,Astrobox" viel
die ganze Hütte verzog. Die Lösung: In Beobachtungskomfort: eine ausgerichtete
die Hütte wurde ein kompletter Rahmen Montierung, in die nur noch die betref-
aus 60 mm starken Kanthölzern einge- fende Optik eingeschoben werden muss,
zogen und mit möglichst vielen Winkeln keine Probleme mit der Energie für
und einigen Kilo Schrauben verbunden - Teleskop, CCD oder etwas musikalische
wie gut, dass es Akkuschrauber gibt! Unterhaltung während der Beobacht-
Zum Schutz vor eindringendem Regen ungsabende und ein Klapptisch für PC,
wurde auf die eine Dachhälfte eine hal- Okulare oder auch leckere Getränke etc.
bierte Dachrinne befestigt, die sich nach Wenn ich mein Beobachtungsbuch
dem Schließen des Daches gut auf die durchblättere, bemerke ich, dass ich nun
zweite Dachhälfte legt. Ein Tipp: Die viel öfter eine klare Nacht oder nur ein
Dachrinne sollte möglichst auf die der oder zwei Stunden am Abend zum
vorherrschenden Wind- bzw. Regen- Beobachten ausnutze.
richtung zugewandten Seite befestigt Was ich nicht mehr machen würde, ist
werden, so dass der Überstand der hal- der Kauf einer Gartenhütte. Ein selbst
26 F A C H G R U P P E > S E L B S T B A U
gebauter Rahmen z. B. aus 80 bis 100 mm Kanthölzern, auf die dann Rauhspund in den handelsüblichen Abmessungen aufgenagelt wird, erfüllt den gleichen Zweck. Wer jetzt noch mehr über den Bau der ,,Astrobox" erfahren will, damit der Artikel nicht zu lang wird, kann gerne per E.mail anfragen: Dirk.Lucius@t-online. de. Hilfreich ist auch das nur noch antiquarisch erhältliche Buch von Anton Staus: Fernrohrmontierungen und ihre Schutzbauten für Sternfreunde. Noch mehr bringt eine Anfrage auf einer Mailingliste im Internet.
Und nun viel Spaß beim Bau der eigenen Sternwarte!
Abb. 2: Blick von oben in die ,,Astrobox" mit den geöffneten Dachhälften und den auf der rechten Seite abgelegten weißen Dachbalken. Auf der G11-Montierung befindet sich der 5 Zoll f8 Refraktor. Ausgeschmückt ist die ,,Astrobox" mit Astrofotos (Mond, Sonne, Kometen). Man erkennt auch die Ketten, welche die Dachhälften im gewünschten Öffnungswinkel halten.
Ein praktischer Test der Obstruktion von Teleskopen
von Siegfried Bergthal
Wie viele andere Sternfreunde habe auch ich meine Beobachtungstätigkeit mit einem kleineren Selbstbau-Refraktor (80 / 1.200 mm) im Alter von 15 Jahren begonnen. Später habe ich das Instrument verkauft und ein Zeiss 100 / 1.000 mm angeschafft. Um die Sucht nach mehr Öffnung zu befriedigen, kaufte ich des weiteren Spiegelteleskope und verkaufte sie aufgrund ihrer optischen Leistung wieder. Meinen Zeiss-Refraktor habe ich aber immer noch. Über die Vorund Nachteile der verschiedenen Fernrohrsysteme ist schon viel geschrieben worden, oft mit wenig Objektivität, dafür aber mit um so mehr Fanatismus. Es hat auch nicht daran gemangelt, mittels Berechnungen die Fernrohrsysteme objektiv zu beschreiben. Die Vor- und Nachteile der Fernrohrsysteme habe ich in Tabelle 1 zusammengefasst. Oft weiß man aber nicht, ob bei mangelnder Leistung eines Spiegelteleskops dies von der optischen Qualität herrührt oder von der so genannten Obstruktion, mit welcher alle Spiegelteleskope mit Ausnahme des Schiefspieglers behaftet sind. Dieser Artikel beschreibt, wie Sternfreunde, die einen Refraktor haben, ganz einfach den Einfluß der Obstruk-
tion durch einen Fangspiegel simulieren können. Unter dem Begriff der Obstruktion (lat. obstruere = versperren) versteht man den Sachverhalt, daß Licht an einem Gegenstand (dem Fangspiegel und deren Befestigungsstreben) vorbei den
Hauptspiegel trifft. Hierdurch wird die Welle des Lichtes geringfügig verändert, was sich auf die Abbildungseigenschaften des Teleskops auswirkt. Der Lichtverlust durch Reflexion am Fangspiegel zählt nicht zur Obstruktion. Die Obstruktion wird in Prozent angegeben.
Vorteile Refraktor
keine Obstruktion gutes Auflösungsvermögen und guter Kontrast gut für Mond- und Planetenbeobachtung für Sonnenprojektion geeignet für Protuberanzenbeobachtung geeignet
Nachteile Refraktor
hoher Preis bezogen auf die Öffnung Farbfehler, wenn nicht apochromatisch
Vorteile Spiegelteleskope
Nachteile Spiegelteleskope (gilt nicht für Schiefspiegler)
günstiger Preis, dadurch größere Öffnungen möglich gut transportabel besonders bei SC-Systemen
gut für Deep-Sky-Beobachtungen
Spiegeloberfläche oft nicht von ausreichender optischer Qualität Obstruktion, dadurch Kontrastminderung und schlechteres Auflösungsvermögen justieranfällig keine Sonnenprojektion und keine Protuberanzenbeobachtung bei SC-Systemen
Tabelle 1
F A C H G R U P P E > S E L B S T B A U 27
Dabei sind oft zwei verschiedene Werte im Gespräch. Die flächenbezogene und die durchmesserbezogene Obstruktion. Ein Beispiel soll dies anhand eines gängigen Schmidt-Cassegrain-Teleskopes
Scheibe an der ersten Scheibe (Abb. 2). Die Ergebnisse sind verblüffend! Ein paar subjektive Eindrücke, gewonnen an einem 100 mm-Refraktor mit dem oben beschriebenen Obstruktions-Simulator,
Art flächenbezogen durchmesserbezogen
Tabelle 2
Formel (35 35) / (100 100) 70 / 200
Obstruktion 12,25% 35%
mit 203 mm Öffnung und einem Fangspiegeldurchmessers von 70 mm verdeutlichen (Tabelle 2). Die flächenbezogene Obstruktion wird gerne von den Herstellern angegeben, weil sie besser aussieht. Die durchmesserbezogene ist unter Amateuren die Gebräuchlichere.
Verfügt man über einen guten Refraktor, so lässt sich der Einfluß der Obstruktion mit einfachen Mitteln simulieren. Möchte man z. B. an einem 100 mm-Refraktor eine durchmesserbezogene Obstruktion von 10 % simulieren, so geht man wie folgt vor: Man schneidet aus einem Karton eine runde Scheibe mit einem Durchmesser von 1 cm aus und befestigt diese mit zwei Fäden an der Taukappe (Abb. 1). Die beiden Fäden simulieren dann noch die Fanspiegelstreben z. B. an einem Newton. Wenn dieses Grundgerüst steht, kann jede größere Obstruktion ebenfalls simuliert werden. Für eine Obstruktion von 30 % befestigt man mit einer Büronadel eine 3 cm große
sind in Tabelle 3 zusammengefasst.. Beobachtet wurde der Doppelstern Rigel (Beta Ori) und der Mond bei 200-facher Vergrößerung. In ,,Ahnerts Kalender für Sternfreunde" 2000 auf Seite 77 wird Rigel als sehr schwieriges Objekt eingestuft, vor allem wegen des Helligkeitsunterschieds (0/7 mag, 9,4").
Es scheint so, als ob man zwischen 20 % und 30 % Obstruktion eine Grenze durchbricht, ab dem die Obstruktion wirklich störende Ausmaße annimmt. Dazu kommt noch der Eindruck, daß mit zunehmender Obstruktion das Seeing immer schlechter wird, entfernt man aber den Obstruktions-Simulator wird auch das Seeing wieder besser. Die Beschreibung hier kann die eigenen Erfahrungen aber niemals ersetzen. Ich kann nur jeden Sternfreund dazu ermuntern dies einmal in einer sternklaren Nacht zu versuchen; Sie werden verblüfft sein! Für Rückfragen und Anregungen stehe ich jederzeit gerne zur Verfügung.
Abb. 1: Refraktor mit kleiner Obstruktionsscheibe
Abb. 2: Refraktor mit großer Obstruktionsscheibe
Simulierte Obstruktion an einem
Beobachtungsergebnisse von Rigel
100 mm-Refraktor (durchmesserbezogen)
keine Obstruktion
Doppelstern wird leicht getrennt, Beugungsringe immer sichtbar
10 % Obstruktion
praktisch kein Einfluß auf das Bild
20 % Obstruktion
man merkt, daß irgend etwas nicht in Ordnung ist, das Bild wirkt etwas flau, ist aber immer noch gut
30 % Obstruktion
das Bild ist erheblich schlechter, manchmal verschwimmen die Beugungsringe zu einem großen Klecks. Das System wird zwar zeitweise noch getrennt, aber ästhetisch ist der Anblick eine Enttäuschung.
40 % Obstruktion Tabelle 3
das Bild wird nochmals geringfügig schlechter als bei 30% und es wird merklich dunkler.
Beobachtungsergebnisse des Mondes
scharfes, hartes kontrastreiches Bild
praktisch kein Einfluß auf das Bild
man merkt, daß irgend etwas nicht in Ordnung ist, das Bild wirkt etwas flau, ist aber immer noch gut
das Bild ist schon recht flau und man versucht immer am Fokussierknopf das Bild schärfer zu stellen, aber es will einfach nicht gelingen.
das Bild wird nochmals geringfügig schlechter als bei 30% und es wird merklich dunkler.
28 F A C H G R U P P E > A T M O S P H Ä R I S C H E E R S C H E I N U N G E N
Moving Ripples
von Claudia Hinz
Schon mehrmals wurde in der Literatur über Beobachtungen dunkler Wellen berichtet, die sich mit hoher Geschwindigkeit durch verschiedene Haloerscheinungen bewegen. Es wurden mehrere Theorien über die Entstehungsursache aufgestellt, aber aufgrund der nur wenigen vorliegenden Daten konnten diese nie bestätigt werden. Deshalb trägt die Fachgruppe Atmosphärische Erscheinungen seit einigen Jahren Beobachtungen von Moving Ripples, wie diese Erscheinungen auch genannt werden, zusammen, um irgendwann hinter das Geheimnis dieses ungewöhnlichen Phänomens zu kommen. Inzwischen liegen fast 40 z.T. bebilderte Beobachtungsberichte vor. Hinzu kommt eine eigene Beobachtung vom 12. Juli diesen Jahres, bei der ich Moving Ripples an einer Irisierenden Wolke ausmachen konnte und welche mein Interesse an der Aufklärung der Moving Ripples erneuerte. Also höchste Zeit, das Rohmaterial auszuwerten. Als Entstehungsursache können inzwischen zweifelsfrei Schallwellen genannt werden. In der heutigen Zeit kommen als Quellen hauptsächlich die Stoßwellen von Überschallflugzeugen in Frage. Nicht selten wurde in den Berichten beschrieben, daß vor dem Ereignis das Dröhnen von Düsenjets wahrgenommen wurde. Hinzu kommt eine Häufung der Beobachtungen in der Nähe militärischer Flughäfen. Auch meiner eigenen Beobachtung ging die Wahrnehmung von drei Überschallflugzeugen voraus. Die Vermutung von G. H. Archenhold, daß es einen Zusammenhang der Beobachtungen von Moving Ripples mit dem Schall größerer Meteoroide oder mit der Aktivität von Meteorströmen gibt, konnte statt dessen nicht bestätigt werden. Dagegen spricht auch die Tatsache, daß die Endhöhe der mit hoher Geschwindigkeit in die Erdatmosphäre eindringenden Meteoroide kaum geringer als 60 km ist und Schall sich erst unterhalb dieser Höhe nach unten ausbreiten kann. Es sind jedoch Fälle aus dem ersten und zweiten Weltkrieg bekannt, bei denen Bombendetonationen als Ursache für die Schallwellen angenommen werden. Zwei weitere Beobachtungen aus den Niederlanden beschreiben Donner als Auslöser
der Erscheinung. Betrachtet man sich nun die Haloarten, an denen Moving Ripples bisher beobachtet wurden, kommt man zu dem Ergebnis, daß es sich fast ausschließlich um Halos handelt, die an horizontalen Plättchenkristallen entstehen. Am häufigsten wurden Moving Ripples bisher an den 22 Grad -Nebensonnen, am Horizontalkreis (je 13 Fälle) und an den 120 Grad -Nebensonnen (5) beobachtet. Aber wie passen die Irisierenden Wolken in dieses Bild? Entstehen die schillernden Farben nicht an kleinen Wassertröpfchen, wenn man der Literatur Glauben schenken darf? Wie die Ergebnisse der kontinuierlichen Beobachtungen atmosphärischer Erscheinungen zeigen, werden 12 Prozent der Irisierenden Wolken an Cirrocumulus beobachtet. Diese Wolkenart besteht größtenteils aus Eiskristallen und zu einem kleineren Teil aus gefrierenden Wassertröpfchen. Gerade bei Cirrocumulus wird das Irisieren häufig in einem Sonnenabstand größer 30 Grad beobachtet, was eine Lichtbeugung als Entstehungsursache nahezu ausschließt. Deshalb wird bei den neuesten Theorien davon ausgegangen, daß die Farben entweder durch Interferenz von Strahlen entstehen, die an der Vorder- und
Hinterfläche allerdünnster Eisplättchen reflektiert werden oder durch Interferenz von Strahlen, von denen ein Teil direkt durch die Wolkenschicht hindurchgeht, während die anderen Strahlen im Innern der Schicht ein- oder mehrfach reflektiert werden. Also auch hier sind wieder Eisplättchen im Spiel. Es ist also naheliegend, daß Schallwellen bevorzugt Eisplättchen in vertikale Schwingungen versetzen und dadurch die Moving Ripples auslösen. Das würde auch die anschließend beobachtete rasche Wolkenauflösung nach dem Wellendurchgang durch die Irisierende Wolke erklären. Unser Wolkenhöhenmesser (Laser-Ceilograph) zeigte für die entsprechende Cirrocumulusschicht eine Höhe von 6.600 m an. Wie die Temperaturkurve des Radiosondenausstieges (Temp) von Meiningen 18:00 UTC zeigt, wurde in 6.611 m Höhe eine relative Luftfeuchte von 49 % registriert, was gleichzeitig das Maximum im Höhenbereich zwischen 6.000 und 7.000 m Höhe war. In 6.005 m Höhe war die Feuchte nur 26 % und in 6.907 m Höhe 31 %. Durch die vertikalen Schwingungen, der die Eiskristalle ausgesetzt waren, sind sie in den weniger feuchten Luftschichten einfach ausgetrocknet und haben deshalb innerhalb weniger Sekunden zur Wolkenauflösung geführt. Die mögliche Ursache für die sich bewegenden Streifen könnte also sein, daß Eisplättchen durch Schallwellen in
Abb. 1: Moving Ripples, Aufnahme von P. P. Hattinga-Verschure (NL) am 11. 6. 1976, 10:00 UTC, Amsterdam.
F A C H G R U P P E > A T M O S P H Ä R I S C H E E R S C H E I N U N G E N 29
Schwingung versetzt werden, so daß die Lichtbrechung teilweise das Auge des Beobachters nicht mehr erreicht und dadurch die Schattenstreifen verursacht werden. Sicher läßt auch diese Theorie noch einige Fragen offen, z. B. warum die Moving Ripples häufig in mehreren Wellengruppen auftreten oder warum derartige Streifen bisher nicht in farblosen Cirren beobachtet wurden. Eine Erklärung dafür könnte sein, daß Halos die Aufmerksamkeit des Beobachters erhöhen und Farben den Kontrast der Schatten steigern. Deshalb sollte man, wenn unüberhörbar ein Düsenjet den Himmel überquert, auf jeden Fall nach dem Phänomen der Moving Ripples Ausschau halten. Anmerkung: Alle uns bekannten Beobachtungen sind im Internet unter: http://www.meteoros.de/halo_so/moving. htm veröffentlicht.
Abb. 2: Moving Ripples in einer Irisierenden Wolke, die sich danach auflöst, Aufnahme von Claudia Hinz vom 12. 7. 2001, 17.16 UTC, Chemnitz. Aufnahmebrennweite 210 mm.
Saturn, kurz vor der Bedeckung durch den Mond am 3.11.2001. Aufnahme von Christoph Lichtblau, Physikalischer Verein Frankfurt mit dem 60 cm Cassegrain auf dem Kleinen Feldberg im Taunus auf Kodak E 200 Diafilm. Die äquivalente Brennweite betrug etwa 28 m und es wurde ca. 1 sec belichtet Selbst durch den Kamerasucher war die Bedeckung ein grandioser Anblick. Die Aufnahme wurde nach dem Entwickeln eingescannt und stark digital nachbearbeitet.
30 F A C H G R U P P E > A T M O S P H Ä R I S C H E E R S C H E I N U N G E N
Halo-Protokolle
Symbole ist der Grund dafür, dass dieser Stein zu den inhaltsreichsten, für man-
aus der Bronzezeit?
von Katja und Sven Näther
che auch zu den schönsten Schälchensteinen Deutschlands gehört. Kaum eine Stelle des Steines blieb verschont, der während der Bronzezeit frei gelegen
haben muss. Er besteht aus einem
Art und Häufigkeit von Halos geben kultischer Vorstellungen unserer Vor- Sandsteinkonglomerat, die anderen
Auskunft über den Zustand der Erd- fahren in Stein gesehen werden. Die als Steine des Grabes sind Granite. Die
atmosphäre. Möglicherweise wurden die Sonnendarstellungen identifizierten Einordnung als Kultstein verdankt er
farbigen Himmelserscheinungen schon Symbole weisen starke Unterschiede zu jedoch den Symbolen, die bisher nicht
vor Tausenden Jahren, in der Bronzezeit, den regionalen Sonnensteinen auf. eindeutig identifiziert werden konnten.
beobachtet und im wahrsten Sinne des Offensichtlich stellen sie mehr dar als Auf dem Schälchenstein von Bunsoh
Wortes in Stein gemeißelt.
nur die Sonne als leuchtende Scheibe. befinden sich neben zahlreichen mul-
Schalensteine weisen muldenförmige
denförmigen Vertief-
Vertiefungen auf, die von Menschenhand
ungen, auch Fuß und
vor Tausenden Jahren in Stein gearbeitet
Handabdrücke. Ob-
wurden. Man unterscheidet zwei For-
wohl diese Darstel-
men: Flache Mulden, die weniger tief als
lungen kein Einzelfall
breit sind, und tiefe Löcher. Letztere
sind, ist ihre Be-
deutung noch unklar.
Weiterhin erkennt man
deutlich zwei unter-
schiedliche kreisrunde
Strukturen, von denen
die
Wissenschaft
durch andere Fund-
lagen weiß, dass es
sich um Sonnendar-
Abb. 1:
stellungen handelt.
Das Großsteingrab von Bunsoh ist
Speziell geht es um
heute von den Resten des ehemali- einen Kreis, in dem
gen Grabhügels umgeben. Vorn der sich ein rechtwinkliges
mit Schälchen übersäte Deckstein.
Kreuz befindet und ein
Foto: Sven Näther
Schälchen, welches
von einem weniger
Abb. 2:
tief herausgearbeite-
Von Archäologen als ,,Sonnensym-
ten Kreisring oder Hof
bole" identifiziert: Links ein Schäl- umgeben ist. Könnte
chen mit Ring, rechts ein Kreis mit es sich hierbei um die
Kreuz. Möglicherweise wurden hier Darstellung von atmos-
Haloerscheinungen oder Koronen
phärischen Erschei-
festgehalten. Foto: Sven Näther
nungen handeln?
Warum die Sonne als
bedeutendstes Objekt
dienten nach Forschermeinung als Unweit der kleinen Gemeinde Bunsoh in so unterschiedlichen Varianten mani-
Kerzenhalter und stammen wahrschein- wurde 1874 mit der Erforschung eines festiert wurde, ist bislang umstritten.
lich erst aus dem Mittelalter.
Grabhügels begonnen. Zu Tage kam Wenn man allerdings vom Naheliegen-
Flache Schälchen dienten vermutlich in zunächst ein Grab aus der älteren den ausgeht, so erscheint die Vor-
der Bronzezeit als symbolische Opfer- Bronzezeit (ca. 1.600 - 1.000 v. Chr.). Die stellung, es könnte sich bei besagten
schalen. Untersuchungen ergaben an eigentliche Sensation jedoch befand Abbildungen um typische, von der
ihren Rändern hohe Phosphatkonzen- sich darunter: ein Megalithgrab der jün- Sonne hervorgerufene, atmosphärische
trationen als nachweisbaren Rückstand geren Steinzeit. An sich nichts besonde- Phänomene handeln, nicht abwegig.
häufiger Benetzung mit organischen res, wäre nicht der westliche der drei Womöglich haben wir es hier mit einer
Flüssigkeiten. Andere Überlegungen Decksteine mit Schälchen übersät. Auch der ältesten Überlieferungen von Halos
gehen davon aus, dass die flache Form für ungeschulte Beobachter ist dies und Koronen zu tun.
der Schälchen Ergebnis einer Gesteins- deutlich erkennbar. Etwa in der Größe, Literaturhinweise:
mehlgewinnung für medizinische oder die sich mit Zeigefinger und Daumen [1] Näther, K. u. S., ,,Steinsymbole und rätselhafte
kultische Handlungen ist.
umschließen lässt, wurden vor ungefähr
Schälchen", MegaLithos 1/00, 10, naether-verlag
Der Schalenstein von Bunsoh kann als 3.500 Jahren runde Vertiefungen in den [2] Graichen, G., Das Kultplatzbuch, Bechtermünz
ein Paradebeispiel für die Manifestation Stein gepickt. Die Vielfältigkeit der
Verlag, Augsburg 1997, S. 319
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Name:
Zirkumzenitalbogen (ZZB)
Typ:
Brechungshalo
Medium:
Plättchenkristalle, auch Schneesterne Hauptachse senkrecht
Häufigkeit:
relativ häufige Haloart, an ca. 20 Tagen im Jahr
bekannt seit: Altertum
Beschreibung: Ein kreisförmiger, horizontaler Bogen auf großer Höhe um den Zenit. Nur der zur Sonne gerichtete Teil ist sichtbar. Bei einer Sonnenhöhe von 22 Grad berührt er den 46 Grad -Ring. Bei allen anderen Sonnenhöhen steht er außerhalb von ihm. Der Bogen verschwindet bei 32,1 Grad Sonnenhöhe im Zenit. Charakteristisch sind seine leuchtenden Farben, auch bei geringen Helligkeiten. Sie ähneln oft denen des Regenbogens.
Foto: Zirkumzenitalbogen am 27. 9. 1999 in Chemnitz, Aufnahme Wolfgang Hinz
Name: Pollenkorona
Typ:
Beugung
Medium:
vorwiegend Pollen von Nadelhölzern
Häufigkeit:
im Spätwinter (Hasel) bis Frühsommer (Raps) bei starkem Pollenflug sichtbar
bekannt seit:
1985 von Pekka Parviainen an Kiefernpollen beobachtet und erstmals beschrieben; regelmäßige Beobachtungen in Finnland seit 1988, in Deutschland seit 1995.
Beschreibung: Meist leicht ovale Ringe mit Radien von ca. 0,5 bis 2 Grad um Sonne oder Mond mit Lichtknoten an den Seiten bzw. oberhalb und unterhalb der Lichtquelle. Sie treten meistens im Frühjahr bei länger anhaltender Trockenheit auf, wenn der Pollenflug sehr intensiv ist; in manchen Jahren bei ungünstiger Witterung aber auch überhaupt nicht. Häufigste Quelle für Pollenkoronen sind Kiefernpollen, aber auch Fichte, Birke, Hasel und andere Windblüter kommen bei geeigneter Konzentration in Frage. Oft erweisen sich von Monokulturen geprägte Flächen als günstig, wie z.B. größere Kiefernwälder oder große Rapsfelder. Die Form der Pollenkoronen ist abhängig von der jeweiligen Pollenstruktur. Allgemein gesagt erzeugen rundliche Pollen runde Koronen, elliptische eben elliptische und Pollen mit Lufteinschlüssen, mit sogenannten ,,Airbags" erzeugen die Lichtverdickungen. Pollenkoronen können auch ,,künstlich" erzeugt werden, wenn eine geeignete Pollenquelle, z.B. ein blühender Haselstrauch, kräftig geschüttelt wird.
Foto: Pollenkorona am Mond am 12.5.1998, Aufnahme Claudia Hinz, Gerald Berthold
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Wechselwirkende Galaxien - ein Projektbericht der Fachgruppe Astrofotografie
von Peter Riepe, Harald Tomsik und Peter Bresseler
- Teil 2 -
Im ersten Teil wurden Galaxienpaare vorgestellt, bei denen die gravitative Wechselwirkung nur leichte morphologische Veränderungen bewirkt hat. Der vorliegende zweite Teil befasst sich mit engen Annäherungen, die zu starken Verzerrungen, Materiebrücken und sogar Gezeitenschweifen geführt haben. Im Löwen befindet sich gut 50 Millionen Lichtjahre entfernt das Pärchen Karachentsev 234 (Arp 94 bzw. VV 209). Die Balkenspirale NGC 3227 - nach [1] vom Typ Seyfert 1 - und die E2-Galaxie NGC 3226 liegen mit einem scheinbaren Abstand von 3' sehr dicht beieinander. Hier stellt sich die Frage, ob NGC 3226 immer schon elliptisch war oder ob die elliptische Gestalt möglicherweise erst aus der Begegnung mit NGC 3227 hervorgegangen ist. Nach einer neuen ausführlichen numerischen Untersuchung [2] scheinen sich inzwischen ältere Theorien zu bestätigen, dass zwei kollidierende Scheibengalaxien nach ihrer Begegnung eine elliptische Galaxie als ,,Reaktionsprodukt" bilden können. Elliptische Galaxien wären demnach keine frühen Typen, wie es die Hubble´sche Galaxiensequenz vorsah, sondern Spätstadien. Im Falle NGC 3226/27 liegt der Fall aber insofern ein wenig anders, als die Scheibengalaxie noch immer vorhanden ist und NGC 3226 dennoch zu einer elliptischen Galaxie wurde. Oder sollte sie doch schon vor dem Zusammentreffen elliptisch gewesen sein? Wie auch immer, ein klares Wechselwirkungsindiz sind in jedem Fall zwei relativ symmetrische Gezeitenwolken um NGC 3227, die in sehr tiefen, kontrastverstärkten ProfiAufnahmen deutlich werden [3]. Aber auch Amateure erreichen fotografisch diese lichtschwachen Gebilde (Abb. 1). Der etwas streifige Hintergrund zeigt jedoch, wie knapp das Signal über dem Rauschen des Himmelshintergrundes liegt. Sehr schön kommt heraus, dass ein Spiralarm von NGC 3227 auf die elliptische Galaxie zuzulaufen scheint. Malin und Carter entdeckten 1980, dass etwa 11 % der elliptischen Galaxien von
seltsamen Schalen umgeben sind [4]. Diese Schalen bestehen aus Sternen der Galaxie selbst. In einer Modellrechnung zeigte P. J. Quinn, dass die Schalen Stoßprodukte sind, gebildet bei der Kollision einer Scheibengalaxie mit einer elliptischen Galaxie. In diesem Sinne könnten auch die Gezeitenwolken um das System NGC 3226/27 Stoßprodukte sein oder womöglich den Beginn einer Schalenbildung darstellen, hier allerdings um die Scheibengalaxie. Der Durchmesser dieses Gebildes liegt bei 100.000 Lichtjahren. Das interessante wechselwirkende Paar NGC 4485/90 gehört zur NGC 4631Gruppe und ist etwa 30 Millionen Lichtjahre entfernt. Die Formen beider Galaxien erscheinen auf den ersten Blick eher irregulär (Abb. 2), NGC 4490 ist jedoch eine späte Spiralgalaxie vom Typ Sd. Langbrennweitige, nicht zu kräftig durchbelichtete Aufnahmen lassen zwei Hauptarme erkennen, die keinerlei ,,Wicklungen" mehr aufweisen, sondern fast diametral vom Kern wegstreben.
Abb. 1: (a) Das wechselwirkende Galaxienpaar NGC 3226/ 27 im Löwen. Aufnahmeinstrument war ein 400 mm-Hypergraph f/8. Die Belichtungszeit betrug 3 mal 10 Minuten mit einer Apogee AM 13. (b) Um die schwachen Interaktionsphänomene deutlich hervortreten zu lassen, haben wir den Kontrast extrem verstärkt, gleichzeitig die Innenbereiche aber invertiert. So wurde das ,,Ausbrennen" vermieden. Autor: Bernd Flach-Wilken.
Uneinheitlichkeit herrscht bei der Beurteilung des kleineren Partners NGC 4485. Hier liegt entweder ein irregulärer Magellantyp oder eine durch Gezeitenwirkung stark verformte Spiralgalaxie vor. Der nahe Vorübergang hat zu einem Materieaustausch geführt. Zwischen beiden Galaxien ist eine schwache Materiebrücke entstanden, die allerdings nur auf extrem tiefen Aufnahmen herauskommt. Diese Brücke ist von einigen HIIRegionen durchsetzt [5], die das in Abb. 2 benutzte Teleskop aber noch nicht auflösen konnte. Größere AmateurTeleskope sollten das schaffen, insbesondere bei Einsatz eines Rotfilters. Bei starker Kontrastanhebung und modifizierter Falschfarbendarstellung wird - ohne dass die Zentralpartien ,,ausbrennen" - ein Halo um beide Einzelgalaxien erkennbar. Beide Halos scheinen einander zu berühren, hierin könnte die Ursache für eine kollisionsbedingte Entstehung der Materiebrücke liegen. Die Begegnung, die nach sorgfältigen Simulationen vor etwa 400 Millionen Jahren
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 33
Abb. 2: Bei einem nahen Vorübergang wurde das Paar NGC 4485/ 90 arg strapaziert. Die Aufnahme entstand an einem 10 Zoll-SCT f/5.5 bei 3 mal 5 Minuten Belichtung mit einer SBIG ST-7 im Binning-Modus 2x2. Wird der übliche Anblick (l. o.) kontrastverstärkt (l. u.), so erscheinen die Zentraldetails total überbelichtet. Die Falschfarbendarstellung (r. o.) bringt Zusatzinformationen im Vergleich zur Kontrastverstärkung, wenn sie in modifizierter Form Zentralgebiete und Halo gleichzeitig wiedergibt (r. u.). Autor: Peter Bresseler.
Abb. 3: NGC 5257 und 5258 haben bei ihrem stürmischen Rendezvous starke Verformungen der Spiralarme erlitten. (a) Übersichtsaufnahme, (b) kontrastverstärkte Version mit invertiertem Zentralteil. Teleskop und Kamera wie in Abb. 1, belichtet wurde 4 mal 10 Minuten. Autor: Bernd Flach-Wilken.
ihre engste Annäherung durchlief, führte zur Bildung von schätzungsweise mehr als einer Million Sternen [6]. Dabei ist auch ein sehr lichtschwacher Gezeitenschweif entstanden, der erst vor recht kurzer Zeit entdeckt wurde [7]. Das System - auch als Arp 269 oder VV 30 bekannt - wird sich höchstwahrscheinlich wieder auflösen, denn die Relativgeschwindigkeit beider Partner ist größer als die zur Überwindung der gravitativen Bindung benötigte Fluchtgeschwindigkeit.
Ebenfalls im Sternbild Virgo steht das morphologisch höchst interessante wechselwirkende Paar NGC 5257/58 (VV 55 = Arp 240, Abb. 3). Der scheinbare Partnerabstand beträgt lediglich 50 Bogensekunden, so dass dieses Objekt schon recht lange Aufnahmebrennweiten erfordert. Mit der Hubble-Konstanten Ho = 72 (km/s)/Mpc und der hohen Radialgeschwindigkeit von 6.778 km/s
folgt für das Paar eine Entfernung von ca. 300 Millionen Lichtjahren. Damit steht es hinter dem Virgohaufen, 6 mal weiter weg als dieser. Das wiederum bedeutet, dass die beiden Spiralgalaxien um ca. 50 % größer als unsere Milchstraße sein müssen. In erster Linie ist dies auf die starke Deformation der Spiralarme zurückzuführen, die durch die Wechselwirkung ziemlich auseinandergezogen wurden. Die Form von NGC 5257, eine Sb-Spirale, erinnert an ein Auge. Zwei Spiralarme hoher Flächenhelligkeit umgeben wie Wülste den ebenfalls recht hellen Kern. Diese hellen Gebiete sind mit einer hohen H-Emission verbunden, und darum zählt NGC 5257 zu den sog. ,,HII-Galaxien". Sehen wir uns unsere Kontrastverstärkung an, so erstreckt sich nach Westen - genau von der Partnergalaxie NGC 5258 weg - fahnenartig ein langer Spiralarmausläufer. Auch nach Osten ragt ein Arm hinaus, der als Materiebrücke in den nördlichen Spiralarm der Balkenspirale NGC 5258 übergeht. Tiefen POSS-Aufnahmen nach ist diese Brücke sogar mehrteilig. NGC 5258 besitzt abgesehen von dem auf NGC 5257 hin gerichteten ,,Brückenarm" einen zweiten Arm, der auf der Gegenseite nach Osten abknickt und diffus ausläuft. Ein weiteres interessantes Detail von NGC 5257 ist der kleine, ziemlich lichtschwache nach Süden weisende Ausläufer, dessen östlicher Bereich verhältnismäßig verwaschen wirkt.
Auch das Triplett NGC 5560/66/69, bekannt als Arp 286, liegt im Sternbild Virgo (Abb. 4). Auffälligstes Mitglied ist die SB-Spirale NGC 5566, deren Zentralbereich neben dem kräftigen Balken auch einen deutlichen Ring
besitzt. Dieser hat sich aus zwei nahezu überlappenden Armen gebildet, ähnlich wie bei NGC 1433 oder NGC 1512. So gleicht dieser Galaxienteil einem großen griechischen Theta (). Dort, wo der Balken den Ring trifft, knicken zwei große Spiralarme peitschenartig ab. Sie sind aufgrund der Wechselwirkung mit den beiden Nachbargalaxien diffus auseinandergezogen und schwingen sich sehr weit
34 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
Galaxie
NGC 3226 NGC 3227 NGC 4485 NGC 4490 NGC 5257 NGC 5258 NGC 5560 NGC 5566 NGC 5569 NGC 5752 NGC 5753 NGC 5754 NGC 5755 NGC 7253A NGC 7253B
(2000) h min s
10 23 27 10 23 31 12 30 31 12 30 37 13 39 53 13 39 58 14 20 04 14 20 20 14 20 32 14 45 14 14 45 19 14 45 20 14 45 25 22 19 27 22 19 30
(2000) Typ Grad ' ''
+19 53 54 +19 51 54 +41 41 58 +41 38 23 +00 50 22 +00 49 58 +03 59 33 +03 56 02 +03 58 59 +38 43 44 +38 48 21 +38 43 53 +38 46 48 +29 23 48 +29 23 16
E2 pec SB pec Irr? Sd SBb Sb SBb pec SBab SBcd SBb SBd SB?/Sc S?/Sc
Ø ( ')
3,2 x2,8 5,4 x 3,6 2,4 x 1,7 5,9 x 3,1 1,8 x 0,9 1,7 x 1,1 3,7 x 0,7 6,6 x 2,2 1,7 x 1,4 0,6 x 0,3 0,5 x 0,3 2,0 x 1,8 1,3 x 1,0 1,7 x 0,5 1,6 x 0,5
mag
B
V
13,3 11,1
13,5 12,3
12,4 -
10,1 9,8
13,7 12,9
13,8 12,9
13,7 13,2
12,0 11,5
14,9 13,9
-
16,3
-
>15,7
14,1 14,5
15,1 16,0
14,4 -
14,4 -
vrad (km/ s)
1279 1099 817 603 6798 6757 1729 1507 1773 4561 9623 4561 9662 4569 4493
Tabelle 1: Wechselwirkende Galaxien des Fachgruppenprojekts. Die Daten stammen aus [1], [3], [5] und [8]. Bei den Radialgeschwindigkeiten handelt es sich um Durchschnittswerte.
nach außen. Der nördliche Arm erweckt schen Datenbank SIMBAD [1] ist von
den Anschein, als sei er gegabelt. Aus einer gewöhnlichen Sc-Spirale die Rede,
der Radialgeschwindigkeit der Gruppe in der NASA Extragalactic Database [8]
resultiert eine Entfernung von 76 dagegen von einer Balkenspirale des
Millionen Lichtjahren, so dass NGC 5566 Typs SBcd. Interessant ist die kleine
selbst eine reale Ausdehnung von fast Kette diffuser Objekte südlich des Sterns
150.000 Lichtjahren besitzen muss und bei NGC 5569. Diese Kette ist auch auf
damit um 50 % größer ist als unsere einer älteren Amateur-Aufnahme zu
Milchstraße.
sehen, allerdings deutlich weniger
NGC 5569, das nordöstliche Gruppen- scharf. Es könnte sich unserer Meinung
mitglied, ist eine ziemlich lichtschwache nach um eine sehr ferne Galaxienreihe
Spiralgalaxie in ,,face-on"-Stellung mit handeln, deren Entfernung wir von der
offenbar sehr kleinem Kern. Was Auf- Geometrie her auf 1 bis 2 Milliarden
lösung und Deckung betrifft, so reicht Lichtjahre schätzen. Nordwestlich von
das Amateurfoto für eine Typisierung NGC 5566 steht NGC 5560 mit zwei weit
nicht aus. Aber auch die Fachwelt ist nach außen verzogenen Armen, sie
sich nicht ganz einig. In der astronomi- sticht sofort als Balkenspirale ins Auge.
Ihre Morphologie
ähnelt der ihrer
großen Schwester,
wobei aber ein Ring
fehlt und die Kan-
tenlage noch stärker
ist. Nahe dem Zen-
trum sind auf dem
Original einige helle
Knoten erkennbar.
Ein interessantes
Quartett ist Arp 297
(Abb. 5). In Wirklich-
keit müssen es
jedoch zwei völlig
voneinander getren-
nte Paare sein, wie
Abb. 4:
aus den zugehöri-
Das Galaxientriplett NGC 5560/66/69 steht im Sternbild
gen Radialgeschwin-
Virgo. Aufnahme mit einem C14 bei f/7 und 3 mal 5
digkeiten hervor-
Minuten Belichtung mit einer ST-9E. Autor: Peter Bresseler. geht. Die große
face-on-Balkenspirale NGC 5754 - sie erinnert im Innenbereich an M 109 - und das formlose kleinere System NGC 5752 bilden in etwa 200 Millionen Lichtjahren Entfernung das erste Paar. Ihr gegenseitiger Abstand beträgt nur eine Bogenminute. Der Außenarm von NGC 5754 ist überaus stark entwickelt und sehr weit um den Galaxienkörper herumgeschlungen. Die kleine Begleitgalaxie scheint diesen Arm an der Westseite zu berühren, befindet sich jedoch, wenn man die spezielle Darstellung in Abb. 5 ansieht, wahrscheinlich im Vordergrund. Ihre westliche Seite erweckt den Eindruck, als sei sie leicht verbogen. Das zweite Paar, NGC 5755 und NGC 5753, ist ungefähr 440 Millionen Lichtjahre von uns entfernt. Der gegenseitige Abstand der Partner ist bedeutend größer, aber dennoch sind eindeutige Zeichen einer starken Interaktion sichtbar. Die Arme von NGC 5755, ebenfalls eine Balkenspirale, zeigen keine Punktsymmetrie in Bezug auf den Galaxienkern. Der östliche Arm verläuft zunächst recht steil nach Norden, um dann ziemlich scharf nach Südwesten abzuknicken. Am zweiten Arm fällt die überaus große Sternenfülle im Westbereich auf, kurz nach dem Abknicken nach Südosten. Ist das ein Gebiet aktiver Sternentstehung? Möglicherweise - so könnte man die Aufnahme deuten - existiert hier eine Kontaktzone, in der das gasförmige Material beider Spiralarmaußenseiten aufeinander trifft. Verursacher der ,,Armverzerrungen" ist NGC 5753. Sie scheint elliptisch zu sein, aber angesichts des sehr hellen Kerns könnte es sich auch um eine ,,armlose" Scheibengalaxie handeln. In den astronomischen Datenbanken ist hier auch nichts Näheres zu erfahren.
Kommen wir zum letzten wechselwirkenden Paar dieses zweiten Teils unseres Berichtes. Etwa 1 Grad nordnordwestlich des Sterns 32 Peg liegt in einem galaxienarmen Feld das Paar NGC 7253A/B (Arp 278 bzw. VV 242). Aus der Radialgeschwindigkeit von 4.531 km/s lässt sich eine Entfernung von 200 Millionen Lichtjahren berechnen. Abb. 6 zeigt zwei voneinander getrennte Spiralgalaxien in edge-on-Lage mit unmissverständlichen Anzeichen starker Interaktion. Die nordwestliche Galaxie, NGC 7253A, ist im Ostteil von einem kräftigen Staubgürtel durchsetzt. Ihre Form ähnelt der einer Krabbenschere. Handelt es sich bei dem
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Abb. 5: NGC 5752/53/54/55 bilden das Quartett Arp 297, in Wirklichkeit zwei Einzelpaare. (a) Bei einer Belichtungszeit von 1500 s mit einer ST-9E am C14 entstand bei f/7 die vorliegende Aufnahme. (b) Wir haben die kontrastverstärkte, invertierte Version noch einmal mit der Originalaufnahme überlagert, um die Galaxien aus der Überbelichtung hervortreten zu lassen. Autor: Peter Bresseler.
nach Westen wegstrebenden verbogenen Fortsatz um einen herausgezogenen Arm oder um einen verformten Rand? Verkrümmte Galaxien oder solche mit ,,verbogenen Hutkrempen" (warps) sind schon aus anderen Fällen bekannt [9, 10]. Vom Ende dieses gekrümmten Fortsatzes schwingt sich scheinbar südlich der Galaxie eine diffuse, haloähnliche und sehr lichtschwache Verbindung wie eine Materiebrücke zum Partner NGC 7253B. Auch diese Galaxie ist durch die Wechselwirkung gezeichnet. An der nordöstlichen Spitze zeigt sich ein diffuser
Auslauf. Ob dies ein nach hinten wegstrebender Arm oder ein Gezeitensporn ist, bleibt bei dieser Perspektive ungewiss. Auch die Begutachtung einer hochaufgelösten POSS-Aufnahme schaffte keine Klärung, wenngleich beide Galaxien offensichtlich eine sehr dynamische Erscheinung abgeben. (Fortsetzung folgt)
Literaturhinweise: [1] Datenbank SIMBAD, http://simbad.u-
strasbg.fr/sim-fid.pl [2] Burkert, A., Naab, T.: Über den Ursprung
Elliptischer Galaxien; SuW 40, 748 (9/2001) [3] Sandage, A., Bedke, J.: The Carnegie Atlas of
Galaxies, Band 1; Carnegie Institution of Washington 199 [4] Bertola, F.: Elliptische Galaxien mit Schalen: NGC 3923; SuW 24, 28 (1/1985) [5] Sandage, A., Bedke,J.: The Carnegie Atlas of Galaxies, Band 2; Carnegie Institution of Washington 1994 [6] Bertola, F.: NGC 4485-4490; SuW 22, 414 (8-9/1983). [7] Elmegreen, D.M., et al.: Observations of a Tidal Tail in the Interacting Galaxies NGC 4485/4490; Astron. J. 115, Issue 4, 1433 (4/1998). [8] NASA Extragalactic Database, http://nedwww.ipac.caltech.edu/ [9] Eckardt, S.: Gekrümmte Galaxienscheiben; in: Blick in die Forschung, SuW 38, 224 (3/1999) [10] Johannsmann, D.: Verdrehte Galaxien; SuW 27, 583 (10/1988)
Abb. 6: Auch hier sind sich zwei Galaxien sehr nahe gekommen. Ob die beiden Komponenten NGC 7253A und B eines Tages kollidieren werden, ist aber nicht bekannt. Teleskop und CCD-Kamera wie in Abb. 1, Belichtungszeit 4 mal 10 Minuten. Autor: Bernd Flach-Wilken.
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Das LRGB-Verfahren mit Filmemulsionen in der digitalen Dunkelkammer
vom Spiegelteam (Stephan Eisenhauer, Roland Eberle und Volker Wendel)
Der Astrofotograf von heute, der ein gelungenes Negativ oder Dia erzeugt hat, steht vor der Frage, auf welchem Weg er das Himmelsmotiv reproduziert, auf chemischen Weg im Farb- bzw. Schwarz-Weiß-Labor, oder, was immer weiter verbreitet ist, auf dem Weg der Umwandlung in digitale Form und anschließender Weiterverarbeitung am Computer. Im Folgenden möchte das Spiegelteam anhand einer Aufnahme des Conus-Nebels einen möglichen Bildverarbeitungsweg am PC mit Hilfe verschiedener Software aufzeigen.
Grundlagen Die wichtigsten Aspekte für gelungene Ergebnisse am heimischen PC sind neben einem guten Teleskop ein oder besser mehrere gute Negative und ein sehr guter Scanner, der fehlerlos und mit hohem Dynamikumfang auch dunkle Dias digitalisiert. Astroaufnahmen werden von den drei Astrofotografen des Spiegelteams mit Teleskopen erzeugt, die es ermöglichen, bei hoher Lichtstärke scharfe Abbildungen von Sternen von der Mitte bis zum äußeren Rand des 6x7-Formats zu erzeugen. Um zu optimalen Scans zu kommen wurden ca. DM 10.000,- mit einem weiteren Sternfreund in einen gemeinsamen Scanner investiert, der einerseits eine
hohe Auflösung erzielen soll, da wir sehr viel mit Kodak Technical Pan arbeiten, der eine besonders hohe Scanauflösung benötigt, als auch vor allen Dingen Mittelformatvorlagen verarbeiten kann. Die Wahl fiel hier auf den UMAX Powerlook 3000, der unsere Ansprüche zur vollsten Zufriedenheit erfüllen kann.
Ziele Unsere Ziele, die wir mit dem LRGBVerfahren verfolgen, sind die kontrastreiche und möglichst tiefe Darstellung in Kombination mit einer hohen Detailauflösung von großflächigen Deep-SkyObjekten. Für uns erschwerend ist die Tatsache, daß wir teilweise an erheblich durch künstliche Lichtquellen aufgehellten Standorten arbeiten, die es sehr schwer machen, schwache Nebelausläufer oder ähnliches zu zeigen. Prädestiniert für dieses Arbeitsgebiet sind der gehyperte Technical Pan 6415, der meist mit Filtern eingesetzt wird sowie die Möglichkeiten, die man mittels Detailausarbeitung am PC hat, so daß an unseren drei Standorten mit durchschnittlichen Sterngrenzgrößen im Zenit von 5,5 - 6,2 mag auch in sehr lichtverschmutzten Gegenden zum Horizont hin Ergebnisse von befriedigender Qualität entstehen können. Im Folgenden wollen wir die Arbeitsschritte aufzeigen, mit
denen man am PC eine gelungene kontrastreiche, farbneutrale und hochaufgelöste Darstellung vom Conus-NebelKomplex kommt. Ein Ausschnitt des Vollbildes ist als Titelbild dieses Heftes zu sehen.
Arbeitsschritte Für den Conus-Nebel lagen uns ein Technical Pan-Negativ (gehypert) sowie zwei Kodak Ektachrome 200 prof.-Dias vor. Das Rosetten-Nebel-Bild auf gehypertem Technical Pan wurde mit einem OG590-Kantenfilter 100 Minuten mit einem 15"/f5,2-Newton belichtet. Entwickelt wurde 8 Minuten in Dokumol bei 20 Grad C. Die E200-Aufnahmen wurden mit einem 14"-Hypergraph bei f3,3 12 Min. ohne Filter belichtet und ungepusht im E6-Prozess verarbeitet. Ziel des LRGBVerfahrens ist es, den Luminanz (L)Kanal hochaufgelöst zu fotografieren und mit einem Farbbild, das eine deutlich schlechtere Auflösung haben kann, zu kombinieren. Beim Vergleich der hier verwendeten unterschiedlichen Farbemulsionen ist festzustellen, daß das Auflösungsvermögen des Technical Pan ungefähr doppelt so hoch wie das des E200 ist. Bei der Kombination der beiden auf den ersten Blick recht unterschiedlichen Vorlagen erkennt man auf den ersten Blick, daß die Auflösung und
Abb. 1: So sieht der Originalscan des 100 Minuten belichteten Technical Pan-Bildes des Conus-Nebels am 15"-Newton aus. Deutlich ist die Vignettierung (Randabschattung) zu erkennen. Norden ist rechts.
Abb. 2: Darstellung der Maske, die zum Abzug der Vignettierung vom Originalbild hergestellt wurde. Wichtig ist es, diese Maske als Negativ umzuwandeln, was hier aus Darstellungsgründen noch nicht geschehen ist. Bei Masken von Farbvorlagen ist es wichtig, diese als Graustufenbild umzuwandeln, um Farbstiche zu vermeiden.
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Abb. 3: Völlig unvignettiertes Technical Pan-Bild vom Conus-Nebel nach Abzug der Maske. Norden oben.
die Details vom Schwarz-Weiß-Bild stammen, das durch die Farbinformation des Diafilms bei der Mittelung beider Bilder eingefärbt wird ohne daß die schlechtere Auflösung des E200 sichtbar wird. Problematisch bei der Verarbeitung
ist die deutlich erkennbare Vignettierung, die bei einem großen Objekt wie dem Conus-Nebel bis in die äußeren Nebelstrukturen verläuft. Was man im Fotolabor mit Nachbelichten und Abwedeln versucht zu beseitigen, ist am PC
eine nicht so leichte Aufgabe. Abbildung 1 zeigt den vignettierten Originalscan des Technical Pan-Bildes. Diese Datei wird in einem gängigen Bildverarbeitungsprogramm wie Photoshop oder Paint Shop Pro dupliziert,
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damit man nicht aus Versehen den Rohscan verändert und speichert. Anschliessend wird das Duplikat mit dem GaussWeichzeichner mehrmals mit maximal möglichem Radius weichgezeichnet. Es entsteht eine Maske, die nur noch den Helligkeitsverlauf des Originals zeigt, jedoch keinerlei Einzelheiten mehr (Abbildung 2). Im Zweifelsfall müssen helle Sterne oder Nebelteile aus dem Bild entfernt werden. Die Maske wird nun in ein Negativ gewandelt, so daß die Ecken hell sind, die Mitte dunkler. Den Kontrast sollte man leicht reduzieren. Das Bild wird abgespeichert. Anschließend wird das für viele Kompositfunktionen unerläßliche Programm Picture Window (Infos im Internet unter: http://www.dl-c.com) aufgerufen. Hier werden über die Befehle ,,Transformation Composit!" beide Bilder mit der Funktion ,,blend" miteinander verschmolzen, wobei das Originalbild als Input-Bild gewählt wird, die Maske als Overlay. Nun muß man ein wenig probieren, mit wieviel Prozent man die Maske gewichtet. Ergebnisse zwischen 40 und 55 % sind meist richtig. Mit dem Befehl ,,Apply" wird das endgültige Bild erzeugt. Dieser Vorgang läßt sich übrigens ebenso mit der Ebenenfunktion im Photoshop selbst erzeugen. Dieses neue Bild sollte im Optimalfall keine Vignettierung mehr zeigen. Messen kann man dies mit der PipettenFunktion in vielen Programmen, in dem man sich die Helligkeitswerte von der Bildmitten zu den Ecken hin anschaut, diese sollten völlig gleichmäßig sein. Jetzt ist es möglich den Kontrast anzuheben, um auch die bis in den Randbereich hineinragenden Nebelstrukturen sichtbar zu machen. Das fertige Ergebnis zeigt Abbildung 3.
Nun ist es an der Zeit, die beiden Farbdias für die Kombination mit dem fertigen Schwarz-Weiß-Bild vorzubereiten. Für den hier besprochenen Fall lagen zwei Conus-Nebel-Aufnahmen aus unterschiedlichen Nächten vor, die zu dem noch zueinander verdreht waren. Ein ebenfalls hervorragendes Programm zum Erstellen von Komposits nennt sich ,,Registar". Eine Demoversion mit 15 Freiversuchen kann man unter http: //www.aurigaimage.com/ herunterladen. Das Programm ermöglicht es sogar verdrehte Bilder automatisch miteinander zu registrieren und zu kombinieren, ohne daß der Anwender etwas dazu tun
muß. Komposits werden mittlerweile von uns ausschließlich mit Registar erstellt. Die beiden eingescannten E200-Aufnahmen werden nun mittels des Average-Befehls in Registar übereinandergelegt. Dieser Befehl mittelt die beiden Bilder, so daß einerseits eine Rauschminderung, andererseits indirekt eine Kontraststeigerung erzielt wird. Diese Vorgehensweise ermöglicht somit eine deutliche Informationssteigerung. Wichtig ist unseres Erachtens, daß die Vignettierung der Farbbilder bereits vor der Mittelung entfernt ist. Dies geschieht wieder wie oben aufgezeigt, jedoch muß man hier bei der Maskenerstellung unbedingt darauf achten, daß man die farbige Maske vor dem Einblenden in das Original als Graustufenbild umwandelt! Geschieht dies nicht, erzeugt man irreparable Farbstiche im unvignettierten Bild.
Das nun fertige E200-Komposit wird mittels Farb- und Gradationskurvenänderungen in das endgültige Farbbild gewandelt. Die Erklärung bzgl. der einzelnen Bearbeitungsschritte, die wir ausschließlich in Photoshop ausführen, würde den Rahmen dieses Beitrags sprengen, hier ist es sinnvoll, sich über entsprechende Software-Literatur fortzubilden und eigene Experimente anzustellen. Eine Fundgrube an Bildverarbeitungstips für Adobe Photoshop gibt Jerry Lodriguss auf seiner Homepage unter http://www.astropix.com/INDEX.HTM
Wichtig ist an dieser Stelle unserer Meinung nach der kritische Blick des Anwenders, denn allzu oft wird an dieser Stelle übertrieben, so daß die Farben unnatürlich wirken. In diesem Zusammenhang muß an dieser Stelle verdeutlicht werden, daß diese hier beschriebene Methode keinerlei Anspruch auf eine reale Farbdarstellung der Deep-SkyObjekte erhebt! Dies ist mit gängigen Farbfilmen nicht möglich, da diese prinzipiell unterschiedliche Gewichtungen Ihrer Farbschichten aufweisen. In unserem Fall werden darüber hinaus noch Sterne, die rötlich erscheinen, durch das rotgefilterte Luminanzbild betont, das diese naturgemäß deutlicher zeigt. Dieser Effekt ist jedoch nicht dramatisch. Eine, dem Auge entsprechende, farbrealistische Darstellung läßt sich nur im sogenannten Dreifarbkomposit-Verfahren verwirklichen.
Das fertige Farbbild mit Kodak Ektachrome 200 prof. des Conus-Nebels ist in Abbildung 4 zu sehen. Es ist gelungen, hier viele schwache Nebelausläufer auszuarbeiten, die auf dem Rohscan kaum erkennbar sind, jedoch eine Schwärzung auf dem Dia bei der nächtlichen Belichtung erzeugt haben.
Trotzdem ist der Kontrast und die Detailfülle gerade in den schwachen Nebelpartien nicht übermäßig. Um dies zu erreichen, wird nun das fertige Farbbild mit dem bearbeiteten Technical Pan-Bild kombiniert. Dies kann per Mittelung beider Bilder zu je 50% geschehen. Ein besseres Ergebnis, weil kontrastreicher und farbtreuer ist folgende Methode: Das TP-Bild sowie das E200-Bild werden in Registar gegenseitig registriert und abgespeichert. Nun werden beide Bilder im Photoshop geöffnet und in eine 8-bit-Datei per Modusänderung gewandelt. Das Farbbild wird vom RGB- in den LAB-Modus konvertiert. Anschließend kann man sich mit dem Befehl ,,Kanäle zeigen" das in L, A und B aufgesplittete Bild anschauen, wobei L für Luminanz steht. Der Inhalt des L-Kanals wird nun gelöscht (Auswahl, Entferntaste) und durch das TP-Bild ersetzt in dem man das TP-Bild anklickt und dann die Befehlskette Auswahl, alles auswählen und kopieren verwendet. Nun wählt man den leeren Luminanzkanal des Farbbildes und fügt über die Befehle Bearbeiten und Einfügen das im Zwischenspeicher befindliche TP-Bild ein.
Das fertige Ergebnis kann man sich direkt mit einem Klick auf den LABKanal anschauen. In diesem Stadium lassen sich auch noch bequem Änderungen am Luminanz-Kanal vornehmen, falls beispielsweise der Kontrast der eingefügten TP-Aufnahme gewählt wurde. Ist man mit dem Bild zufrieden, konvertiert man das Ergebnis zurück in den RGB-Farbbereich. Nun können noch abschließend leichte Korrekturen wie beispielsweise Schärfungen oder Änderungen an der Farbsättigung vorgenommen werden. Das fertige LRGB-ConusNebelbild ist als Ausschnitt als Titelbild dieses Heftes zu sehen. Es vereint die Vorzüge beider Aufnahmen, einerseits den Kontrast und die strukturierte Aufzeichnung schwacher Konturen der TP-Aufnahmen sowie andererseits die Farbinformationen der E200-Aufnahme.
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Sicherlich ist dieser hier aufgezeigte Weg nicht der einzig Mögliche, jedoch hat er sich in der Praxis als recht einfach durchführbar gezeigt. Auch die Wahl der für die Bildverarbeitung verwendeten
Programme ist nicht auf die von uns angesprochenen begrenzt, es gibt hier sicherlich noch andere, uns unbekannte Software, die diese Technik ermöglicht! Weitere Bildbeispiele für das LRGB-
Verfahren sind im Internet auf der Homepage des Spiegelteams unter http://www.spiegelteam.de zu sehen.
Abb. 4: Völlig unvignettiertes E200-Bild des Conus-Nebels fotografiert mit einem 14"-Hypergraphen bei f3,3. Komposit aus 17 und 22 Minuten belichteten Dias. Norden oben.
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- Zwerggalaxien -
Ein Projekt der VdS-Fachgruppen Astrofotografie und Visuelle Deep Sky-
Abb. 1: Im Schützen befindet sich die Zwerggalaxie NGC 6822, ein recht helles Mitglied der Lokalen Gruppe. Als irreguläres System verfügt sie über eine Menge an interstellarer Materie. Besonders im Nordbereich gibt es einige große Gasnebel. Die Aufnahme entstand auf Farm Tivoli, Namibia. Kodak Ektar 100 (hyp) wurde mit einem Celestron 11 (Shapley-Linse f/7) 2 Stunden lang belichtet. Bildautoren: Peter Riepe, Stefan Binnewies und Dieter Sporenberg.
Nach dem erfolgreich verlaufenen Projekt ,,Wechselwirkende Galaxien" steht jetzt eine neue Idee an. Beide Fachgruppen - visuelle Beobachter und Astrofotografen - haben sich zum Ziel gesetzt, unscheinbare extragalaktische Sternsysteme gezielt aufzuspüren, die
Zwerggalaxien. Diese Objekte kleiner realer Ausdehnung mit teilweise sehr geringen Flächenhelligkeiten kommen nicht nur in der Lokalen Galaxiengruppe in großer Zahl vor, sondern auch in benachbarten Galaxienansammlungen und -haufen.
Das Spektrum der Beobachtbarkeit spannt sich von ,,leicht" bis ,,extrem schwierig". Irreguläre Systeme mit interstellarer Materie und hellen Sternentstehungsgebieten sowie elliptische Zwerge mit hoher Sterndichte im Kerngebiet sind grundsätzlich einfacher zu sichten oder abzubilden als sphäroide Typen (dSph für ,,dwarf spheroidal") mit geringer Masse, sehr lockerem Sternaufbau und äußerst geringer Flächenhelligkeit. Dabei sollte man sich vor Augen halten, dass die Teleskopöffnung und eine optimale Austrittspupille zwar wesentliche Voraussetzungen für die Beobachtbarkeit darstellen, dass aber letztlich auch die Transparenz und Dunkelheit des Nachthimmels am Beobachtungsort darüber entscheiden, welche Zwerggalaxie noch gesichtet bzw. fotografiert werden kann. Schließlich geht es doch darum, um wieviel die Flächenhelligkeit der hellsten Galaxienpartien über der allgemeinen Helligkeit des Nachthimmels liegt. Das allein bestimmt den Objektkontrast, der durch das Teleskop und seine Technik lediglich verstärkt und in den Empfänger - Auge oder Kamera - übertragen wird. Mit diesem Artikel sprechen wir nicht nur die Fachgruppenmitglieder an, sondern auch alle anderen interessierten Sternfreunde, die sich am Projekt ,,Zwerggalaxien" beteiligen wollen. Die von uns erarbeitete Gesamttabelle beinhaltet eine sehr große Auswahl an Zwerggalaxien für Beobachter und Fotografen. Anstatt dass wir eine kleine, fest umrissene Liste ganz bestimmter Zwerge vorgeben, lassen wir die Interessenten selbst entscheiden. Allerdings ist an dieser Stelle nur eine Kurztabelle abgedruckt. Wer die Gesamttabelle möchte, wende sich an die Fachgruppen. Die Gesamttabelle lässt genügend Experimentiermöglichkeiten für Jedermann offen - egal, welches Teleskop zum Einsatz kommt. Da viele Amateure inzwischen auch auf die Südhalbkugel reisen, sind Zwerggalaxien des Südhimmels mit einbezogen.
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Das Projekt soll Klärung verschiedener Fragen bringen. Zunächst einmal aus fotografischer Sicht:
a) Welche Zwerggalaxien der Lokalen Gruppe lassen sich möglicherweise mit Amateur-Teleskopen in Einzelsterne auflösen? Falls das klappt, welche Sterngrenzgrößen können in den Zwerggalaxien bestimmt werden?
b) Sind Aussagen über Farben zu treffen? - Farben der Galaxie als Ganzes, - Farben heller Einzelsterne.
c) Können mit größeren Amateur-Teleskopen eventuell Veränderliche aufgefunden werden?
d) In welchen Zwerggalaxien sind Objektdetails wie Assoziationen, Sternhaufen, HII-Regionen und absorbierende Materie fotografierbar, ggf. mit Filtereinsatz?
e) Wo liegt die Grenze der Nachweisbarkeit von sehr lichtschwachen Zwerggalaxien? Ab welcher Helligkeit des Himmelshintergrundes werden diese Zwerggalaxien für ein ganz bestimmtes Teleskop fotografisch unbeobachtbar? Dazu könnte die
während der Aufnahme am Ort festgestellte visuelle Sterngrenzgröße als Kriterium dienen. f ) Es gibt ,,problematische" Zwerggalaxien wie die sphäroiden Typen, die sich aufgrund ihrer schwachen Einzelsterne nur sehr schwer vom Himmelshintergrund lösen lassen. Welche fototechnischen Probleme entstehen beispielsweise bei der Aufnahme ausgedehnter dSph-Typen wie Draco Dwarf oder Ursa Minor Dwarf? g) Interessant wäre die Überprüfung von Positionen ganz bestimmter, in der Tabelle mit ,,P" markierter Dwarfs. Beispiel: Bei EGB 0427+63 weichen die Positionsangaben in unterschiedlichen Quellen um bis zu 30" in Alpha und 25" in Delta voneinander ab.
Aus Sicht der visuellen Beobachter muss zunächst einmal grundsätzlich festgestellt werden: Zwerggalaxien sind ein extrem schwieriges Feld! Allerdings besteht der Irrglaube, nur große Instrumente seien geeignet. Natürlich ist das
Lichtsammelvermögen eine wichtige Größe bei schwachen Objekten. Es nützt aber nichts bei kleinem Gesichtsfeld. Viele Zwerggalaxien sind ausgedehnte Objekte mit sehr geringer Flächenhelligkeit, heben sich also nur sehr schwach vom Himmelshintergrund ab (Extremfall: Ursa Minor dwarf [is 19, S. 69]). Man braucht also ein großes Gesichtsfeld, mithin eine geringe Vergrößerung. Wie bereits oben erwähnt heißt das Zauberwort ,,Austrittspupille" AP = Öffnung/Vergrößerung. Großflächige Objekte erscheinen dann am hellsten, wenn der Durchmesser des aus dem Okular austretenden Lichtbündels genau so groß ist wie die Öffnung der Augenpupille. Das Auge empfängt dann das meiste Licht. Bei genügender Dunkelanpassung beträgt dieser AP-Wert 6-8 mm. Damit wird es sogar möglich, Zwerggalaxien auch mit kleiner Öffnung visuell zu beobachten (für einen 8-Zöller ergibt sich bei 30x eine optimale AP von 7 mm). Schaut man sich die für die Astrofotografen wichtigen Punkte a) bis g) aus visueller Sicht an, so ist folgendes zu bemerken. Eine Auflösung in Einzel-
Abb. 2: Bernd Flach-Wilken belichtete die Galaxiengruppe M 81, M 82 und NGC 3077 im Großen Bären mit seiner FFC 3,2/940 mm 45 Minuten auf TP 6415 (hyp), hier in Negativdarstellung. Zur Unterdrückung des kurzwelligen Streulichtanteils diente ein Filter GG 385. Der stark im Kontrast angehobene Bildausschnitt rechts zeigt wenige Bogenminuten östlich von M 81 (Pfeil) die Zwerggalaxie Holmberg IX. Obwohl sie zu den bekannten Dwarfs der M 81-Gruppe gehört, dürfte sie für viele Leser neu sein. Forsten Sie doch einmal Ihre M 81-Aufnahmen durch, ob Sie Holmberg IX erfasst haben!
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sterne (a) erfordert sehr große Öffnungen (jenseits von 20 Zoll), ist also sicher visuell kein Thema. Damit verbunden erübrigen sich auch Aussagen über Farben (b) oder Veränderliche Sterne (c). Man kann froh sein, überhaupt etwas zu sehen! Punkt (d) ist aber interessant und z.B. ein Schwerpunkt der Arbeiten von Jens Bohle und Rich Jakiel. Oft lassen sich Knoten identifizieren, die nichts anderes als riesige HII-Regionen oder Supersternhaufen (SSC) darstellen, die durch ihre gebündelte Leuchtkraft sichtbar werden. Ein einfaches Beispiel ist etwa die riesige Sternentstehungsregion NGC 604 in unserer Nachbargalaxie M 33. Punkt (e) hatten wir oben schon diskutiert. Wichtig ist hier auch eine Einschätzung der Helligkeit des Himmelshintergrundes (mag/arcmin2). Zu (f ): Klar ist auch visuell, dass die verschiedenen Typen unterschiedlich schwierig sind. Extrem sind auch hier die sphärischen Galaxien (dSph), die fast keine zentrale Verdichtung zeigen. Man kann vorab schon einmal bei den
Palomar-Kugelsternhaufen üben! Punkt (g) ist wohl den Fotografen vorbehalten, ist doch das Zentrum eines ausgedehnten Objektes visuell praktisch nicht feststellbar. Welche Beobachtungsfakten werden benötigt? Astrofotografen sollten unbedingt Angaben zu Aufnahmeort, Teleskop, Aufnahmebrennweite, Film/CCDKamera, Belichtungszeit, Filter, aufnahmetechnische Zusatzangaben (Binning, gepushte Entwicklung, Shapley-Linse u.a.), visuelle Sterngrenzgröße etc. mitliefern. Visuelle Beobachter sollten vor allem versuchen, das Objekt zu zeichnen. Dabei sind Angaben über die Grenzgröße (fst am Ort des Objekts), das Seeing und die Himmelshelligkeit von Bedeutung. Natürlich sollten auch Öffnung und Brennweite des Teleskops nicht fehlen. Wichtig sind vor allem die verwendeten Okulare (Typ, Brennweite, Gesichtsfeld), daraus lässt sich die AP bestimmen. Grundsätzlich gelten die Tipps für die visuelle Beschreibung, wie sie in unserer Informationsschrift
,,Einführung in die visuelle Deep-Sky Beobachtung" aufgeführt sind (erhältlich auf unserer Webseite www.fachgruppedeepsky.de). Die Projektdauer soll nach Erscheinen dieses Aufrufs zwei Jahre betragen. Beobachtungsergebnisse (Zeichnungen, Texte) bitte an die VdS-Fachgruppe Visuelle Deep Sky-Beobachtung senden, Aufnahmen (Fotos/CCD-Files) bitte an die Fachgruppe Astrofotografie weiterreichen. Zu gegebener Zeit wird ein Bericht zum Thema ,,Die Beobachtung von Zwerggalaxien durch Amateure" folgen. Ihre Ergebnisse (visuelle Beobachtungen und fotografische Resultate) werden so weit wie möglich einbezogen. Viel Erfolg bei der Zwergenjagd!
FG Astrofotografie: c/o Peter Riepe, Lortzingstr. 5, 44789 Bochum, pri@bfw-dortmud.de
FG Deep-Sky: c/o Wolfgang Steinicke, Gottenheimerstr. 18, 79224 Umkirch, fgleitung@naa.net
Objekt
Zweitname
(2000)
Galaxientyp Ø (arcmin) mag FLH
D (kpc) Gruppe
WLM NGC 147 And III NGC 185 And I Scl Dwarf IC 1613 And II For Dwarf NGC 1156 Cam A NGC 1569 EGB 0427+63 NGC 2366 Holmberg II Mailyan 47 Holmberg IX Sextans B NGC 3109 Leo I IC 2574 Leo II NGC 4449 GR 8 UGCA 320 UMi Dwarf Dra Dwarf NGC 6822 Aqu Dwarf Peg DIG
DDO 221 DDO 3 PGC 2121 UGC 396 PGC 2666 ESO 351-G030 DDO 8 PGC 4601 ESO 356-G004 UGC 2455 PGC 166082 UGC 3056 UGCA 92 DDO 42 DDO 50 PGC 28731 DDO 66 DDO 70 DDO 236 DDO 74 DDO 81 DDO 93 UGC 7592 DDO 155 DDO 161 DDO 199 DDO 208 DDO 209 DDO 210 DDO 216
00 01 58 00 33 12 00 35 34 00 38 58 00 45 40 01 00 09 01 04 46 01 16 30 02 39 59 02 59 43 04 25 16 04 30 50 04 32 05 07 28 54 08 19 13 09 57 03 09 57 30 10 00 00 10 03 07 10 08 27 10 28 21 11 13 29 12 28 14 12 58 40 13 03 17 15 09 10 17 20 19 19 44 56 20 46 52 23 28 36
-15 27 39 +48 30 29 +36 29 52 (P) +48 20 12 +38 02 28 (P) -33 42 33 +02 07 04 (P) +33 25 09 -34 26 57 +25 14 15 +72 48 21 +64 50 53 +63 36 49 +69 12 52 +70 43 07 +68 35 31 +69 02 52 +05 19 56 -26 09 32 +12 18 27 +68 24 43 +22 09 17 +44 05 40 +14 13 00 -17 25 23 +67 12 52 +57 54 55 (P) -14 47 51 -12 50 53 +14 44 35
IrrIV-V ; IB(s)m dSph/dE5 dSph dSph/dE3 dSph ; E3p? dSph IrrV ; IBm dSph dSph Sm ; IB Irr (LSB) IB ; SmIV dIrr ; Im IB ; SbmIV-V dIrr dE dIrr dIrr ; ImIV-V IrrIV-V ; SBm dSph SAB(s)m dSph ; E0pec SmIV dIrr ; ImV IBm dSph dSph IrrIV-V ; IBm dIrr/dSph dIrr ; dSph
11.5 x 4 13.2 x 7.8 4.5 x 3.0 11.7 x 10 2.5 x 2.5 40 x 31 16 x 15 3.6 x 2.5 17 x 13 3.3 x 2.8 3.7 x 2.1 3.7 x 1.8 2 x 1 7.8 x 2.6 9.0 x 6.0 1.2 x 1.0 2.5 x 2.0 5.1 x 3.5 10 x 1.5 9.8 x 7.4 13.2 x 5.4 12 x 11 6.2 x 4.9 1.1 x 1.0 8.0 x 1.0 30 x 19 36 x 25 16 x 14 2.2 x 1.1 5.0 x 2.7
11.0v 9.4v 14.2v 9.1v 12.8v 8.5v 9.6v 12.7v 7.6v 11.7v 13.8v 11.0v 13.9v 11.3v 11.1p 14.6v 14.6p 11.4v 9.9v 10.1v 10.4v 12.0v 9.7v 14.4v 12.5v 10.3v 10.9v 9.1v 14.7v 12.0v
20.36+-0.05 21.6+-0.2 24.5+-0.05 20.1+-0.4 24.4+-0.01 23.7+-0.4 22.8+-0.3 24.5+-0.05 23.4+-0.3 21.9 20.7 23.9+-0.3 23.5 23.6+-0.2 22.4+-0.3 24.0+-0.3 20.4 22.3+-0.2 25.5+-0.5 25.3+-0.5 21.4+-0.2 -
925 725 760 620 805 79 700 525 138 v = 382 v = -88! 1300 v = 100 1345 1250 250 205 v = 203 1590 v = 744 66 82 490 800 955
Lokale Gruppe M 31 M 31 M 31 M 31 Milchstr. M 31/LG M 31 MW
-
M 31
M 81 ? M 81 N-3109 N-3109 Milchstr. M 81 Milchstr. CVn I Vir-LG Milchstr. Milchstr. LG LG LG
Tabelle 1: ,,Kleine Liste" der Zwerggalaxien: Die meisten Spaltenüberschriften erklären sich selbst. Bei der scheinbaren Helligkeit (mag) bedeutet ein angehängtes ,,v" die visuelle, ein ,,p" die fotografische Helligkeit. Die Flächenhelligkeit (FLH) ist in mag/arcsec2 angegeben. D ist die Objektdistanz in kiloparsec. Fehlt die Distanzangabe, so ist die Radialgeschwindigkeit in km/s genannt. Die Positionsangaben fallen in verschiedenen Quellen sehr unterschiedlich aus, im Falle starker Abweichungen ist die wahrscheinlichste Position mit einem ,,P" versehen.
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Galaxien von besonderer Natur und interessanter Formgebung -
Ein fotografisches Projekt
von Peter Bresseler
Bei der Beobachtung von Galaxien von interessanter Form und außergewöhnlicher Gestalt kann man sich fast sicher sein, dass sich darunter Objekte des ,,Atlas of peculiar galaxies" [1] befinden. Der Katalog stammt vom amerikanischen Astronomen Halton C. Arp, der in den 60er und 70er Jahren wechselwirkende Galaxien untersuchte. Der Atlas beinhaltet über 330 Einträge von Galaxien, -Paaren und -Gruppen von besonderer Natur, wobei Redundanzen mit Katalogen wie New General Catalog (NGC), Vorontsov-Velyaminow (VV), Morphological Catalogue of Galaxies (MCG), Catalogue of Principal Galaxies (PGC) etc. gegeben sind. Allein 11 Einzelobjekte des Messierkatalogs finden wir bei Arp wieder. Die Mehrzahl der untersuchten Galaxien sind gravitativ miteinander verbunden, zumindest deuten Materiebrücken und Anomalien darauf hin.
Abb. 2: Arp 316
Tabelle 1: Daten zu den abgebildeten Aufnahmen
Motivation Die Formenvielfalt von Galaxien haben mich schon seit je her fasziniert, so dass ich mich der langbrennweitigen DeepSky-Fotografie dieser Objekttypen verschrieb. Der Arp-Katalog - als eine Auswahl an pekuliären Galaxien, interaktiven Paaren und Gruppen - bietet visuell und fotografisch eine Menge
Abb. 1: Halton C. Arp
ganzjähriges Beobachtungspotenzial. Noch als ,,mobiler" Beobachter fotografierte ich sporadisch, je nach Sichtbarkeit und Jahreszeit, unterschiedliche Arp-
Objekte. Nachdem ich nunmehr einen stationären Beobachtungsplatz in Form einer Sternwarte im Dach des Hauses eingerichtet habe und kleinen Beobachtungsprogrammen nachkommen kann, nahm ich im Winter
Abb. Arp-Nr. andere Katalog-Nr.
2
316
NGC 3190
3
094
NGC 3226 +27
4
120
NGC 4438 +35
5
138
MCG +04-28-109/110
6
117
IC 0982 +983
7
199
NGC 5544 +45
8
122
NGC 6040A + B
und Frühjahr 2001 gezielt Objekte dieses Kataloges auf. Einige Ergebnisse dieses Projektes wurden separat illustriert und dokumentiert [2], andere Ergebnisse sind in das Fachgruppenprojekt ,,Wechselwirkende Galaxien" [3, 4] eingeflossen. Dazu zählten auch selten gezeigte Objekte und solche von besonderer Gestalt. In die-
sem Zusammenhang bedeutet das Formgebung, Detailreichtum, Anomalien und Wechselwirkung mit benachbarten Objekten. Insbesondere reizte mich die Darstellung von Materiebrücken, auch um gravitative Wechselwirkung mit Amateurmitteln nachzuweisen.
Widerspruch mit dem Hubble-Effekt Hinterfragt man die Natur dieser teilweise exotisch anmutenden Galaxien, stößt man unweigerlich auf die Person von Halton Arp und seinen Studien, die nach der Veröffentlichung im Astrophysical Journal 1966 kontrovers diskutiert wurden. Im Grunde genommen ließen seine Untersuchungsergebnisse an der Richtigkeit der Urknalltheorie zweifeln bzw. standen im Widerspruch zum HubbleEffekt. Blicken wir zurück... Im Jahr 1923 stieß Vesto M. Slipher, Leiter des Lowell Observatoriums in Arizona, auf den seltsamen Befund. Slipher zeigte, dass sich von 41 Spiralgalaxien 36 von uns fort bewegen und lediglich fünf auf uns zu. Der Astronom hatte die Spektren der Galaxien untersucht und die gefundenen Rot- und Blauverschiebungen der Spektrallinien als Dopplereffekt gedeutet. Howard Robertson wies 1928 nach, dass aufgrund Sliphers Messungen und der sehr genauen Cepheiden-Entfernungsbestimmungen von Edwin Hubble
Tel.
Blende Kamera Bel.-Zeit
10"
f/5,5 ST-7
1200 s
C14
f/7
ST-9E 1200 s
C14
f/7
ST-9E 1200 s
C14
f/7
ST-9E 1200 s
C14
f/7
ST-9E 1500 s
C14
f/7
ST-9E 1200 s
C14
f/7
ST-9E 1200 s
die Rotverschiebung gleichmäßig mit der Entfernung zunimmt. Ein Jahr später untermauerte Hubble diese Theorie mit neuen Messungen. Diese Theorie beschreibt in Form des Hubble-Gesetzes die Expansion des Raumes, wobei ein linearer Zusammenhang zwischen Rotverschiebung und Entfernung der Galaxien [5] zugrunde liegt.
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 45
war als das der benachbarten Hauptgalaxie [6, 7]. Von seinen Berufskollegen kritisiert, wurden ihm die Beobachtungszeiten an dem 5 m-Spiegelteleskop am Mount Palomar Observatorium in den USA und später in Chile gestrichen. Selbst in den USA war dies ein derart erstaunlicher Vorgang, dass die ,,Los Angeles Times" vom 15. Februar 1982 auf Seite 1 ausführlich über diese Angelegenheit berichtete. Ohne Zugang zu Großteleskopen lebt Halton Arp heute in München und arbeitet dort am MaxPlanck-Institut für Astrophysik. Halton Arp steht mit seinen Thesen nicht allein da. Auch wenn einzelne Astronomen
an seltenen guten Tagen sogar bis 5,2 mag. Bis auf die hier illustrierte NGC 3190 - Gruppe, die ich mit einem 10" SCT in Verbindung mit einer ST-7 ABG aufnahm, wurden die jüngeren Aufnahmen mit meinem Celestron C14 (356/3911) bei f/7 gewonnen. Mithilfe eines Lumicon Giant Easy Guiders wurde die Primärbrennweite auf ca. 2.500 mm reduziert. Eine SBIG ST-9E [8] diente mir als ,,Photonensammler". In der CCDKamera ist der Kodak Chip KAF-0261E implementiert, ein Chip, der sein Potenzial nur bei langen Brennweiten kompromisslos ausspielen kann. Die Winkelauflösung pro Pixel beträgt hier etwa 1,65 Bogensekunden, das Gesichtsfeld bei entsprechender Konfiguration ca. 14 x 14 Bogenminuten. Um Details dieser winzigen Aufnahmeobjekte adäquat abzubilden, ist in jedem Fall Brennweite erforderlich. Zur Belichtung dieser Deep-Sky-Objekte haben sich 20 - 30 Minuten gut bewährt, wobei diese auf Summation von 4 - 6 Aufnahmen mit je 300 Sekunden Belichtungszeit beruhen. Bei guter Nachführung und entsprechend gutem Seeing lag die stellare Grenzgröße bei 21
Abb. 3 (oben): Arp 94 Abb. 4 (unten): Arp 120
Anfang der sechziger Jahre kam es zur Entdeckung von ,,quasi stellaren" Objekten, sogenannte Quasare, bei denen es sich wegen ihrer extremen Rotverschiebung um extrem weit entfernte Gebilde handeln musste. Auch Arp stieß bei seiner Durchmusterung auf Quasare, die sich auffällig oft in der Nähe pekuliärer Galaxien befanden. Eine systematische Suche ergab, dass eine zufällige Nachbarschaft wenig wahrscheinlich war. In einigen Fällen konnte Arp gar Materiebrücken zwischen Quasar und Galaxie ausmachen. Das ergab einen krassen Widerspruch, denn Quasare haben eine erhebliche größere Rotverschiebung - und damit auch eine größere Entfernung - als Galaxien, oder aber die gemessenen Rotverschiebungen müssten, zumindest in den beobachteten Fällen, andere Ursachen als die Expansion des Universums haben. Arp wies außerdem abweichende spektrale Rotverschiebungswerte einzelner Galaxien nach. Arp fand eine Reihe von kompakten Galaxien, in unmittelbarer Nachbarschaft von größeren Galaxien, deren Licht stärker zum Roten hin verschoben
Abb. 5 (oben): Arp 138 Abb. 6 (unten): Arp 117
weiterhin das Modell eines immerwährenden, unveränderlichen Universums (Steady State-Modell) vertreten, so sind doch die meisten Wissenschaftler von der Richtigkeit des Urknall-Modells überzeugt.
Standort und Instrumentarium Mein Beobachtungsstandort liegt inmitten der 68.000 Einwohner zählenden Stadt Lüneburg, ca. 10 Gehminuten vom Stadtzentrum entfernt. Die Grenzgröße liegt durchschnittlich bei 5,0 mag (Pol),
Abb. 7 (oben): Arp 199 Abb. 8 (unten): Arp 122
46 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
mag. Beim direkten Vergleich mit dem POSS II haben sich eigentlich keine gravierenden Unterschiede gezeigt - lediglich die kontrastreichere Darstellung war auffällig. Das Leistungspotenzial einer CCD-Kamera kann unter solchen urbanen Bedingungen natürlich voll ausgeschöpft werden. Die geringen Winkelgrößen der aufgenommenen Objekte sind ideal für die kleinen CCDDetektoren.
Summa summarum Das Ergebnis sind (bis jetzt) mehr als 20 Einzelgalaxien, Galaxienpaare und Gruppen des Arp-Katalogs, die allesamt auf meiner Homepage [9] angesehen werden können. Nicht selten zeigten sich anonyme, d.h. noch nicht katalogisierte Objekte (i.d.R. Hintergrundgalaxien) auf den CCD-Aufnahmen, die allerdings nicht im direkten Zusammenhang mit den illustrierten Objekten zu sehen sind.
Literaturhinweise: [1] Arp, H.C.: Atlas of Peculiar Galaxies; ApJ Suppl.
Series 14, 1, 1966 [2] Bresseler P., Wenzel, K.: Der Abell 2151
Objekt
Typ
mag
NGC 3190 Sa pec 11.0
NGC 3193 E2
12.0
NGC 3187 Sc pec 13.9
NGC 3227 SBa pec 10.8
NGC 3226 E2 pec 11.4
NGC 4438 Sa pec 10.1
NGC 4435 Sb
11.7
MCG +04-28-109 E
14.2
MCG +04-28-110 S?
12.8
IC 983
Sbc 12.4
IC 982
S0
14.0
NGC 5544 SBa 13.0
NGC 5545 Sbc 13.0
NGC 6040A SBc 15.1
NGC 6040B S0 pec 14.9
Ø (´)
STB
3,5 x 1,3 Leo 3,0 x 2,7 Leo 3,0 x 1,3 Leo 6,0 x 4,6 Leo 0,7 x 0,6 Leo 9,0 x 2,0 Vir 2,8 x 2,0 Vir 1,1 x 0,9 Com 0,9 x 0,2 Com 5,4 x 4,6 Boo 1,3 x 1,3 Boo 0,4 x 0,3 Boo 0,9 x 0,3 Boo 1,3 x 0,5 Her 0,8 x 0,8 Her
(2000.0)
10h 18m 05,77s 10h 18m 24,90s 10h 17m 47,84s 10h 23m 27,00s 10h 23m 27,00s 12h 27m 45,59s 12h 27m 40,48s 11h 58m 42,63s 11h 58m 43,22s 14h 10m 04,35s 14h 09m 59,08s 14h 17m 02,50s 14h 17m 05,09s 16h 04m 26,82s 16h 04m 26,50s
+21 Grad 49' 55,8" +21 Grad 53' 38,4" +21 Grad 52' 24,1" +19 Grad 53' 54,3" +19 Grad 53' 54,3" +13 Grad 00' 31,7" +13 Grad 04' 44,2" +25 Grad 02' 12,2" +25 Grad 02' 37,8" +17 Grad 44' 01,5" +17 Grad 41' 45,6" +36 Grad 34' 17,1" +36 Grad 34' 30,0" +17 Grad 45' 02,6" +17 Grad 44' 31,0"
Tabelle 2
Galaxienhaufen, Interstellarum 18, 999 [3/2001] [3] Riepe, P., Binnewies, St., Tomsik, H.:
Das Projekt wechselwirkende Galaxien I, VdS-Journal I/2001 (Sommer), 42 [4] Riepe, P., Tomsik, H., Bresseler, P.: Das Projekt wechselwirkende Galaxien II, VdS-Journal II/2001 (Winter) [5] Kayser, R.: Licht und Asche des Urknalls, SuW SPECIAL Nr. 2: Schöpfung ohne Ende, 109 [2/1997]
[6] Arp, H.C.: Quasars, Redshifts and Controversies, Berkeley, 1987
[7] The Astronomical League, Halton C. Arp and the Peculiar Galaxies, http://www.astroleague.org/al/obsclubs/arppec/ arphalt.html
[8] Bresseler, P.: Die SBIG ST-9E - Eine CCD-Kamera für lange Brennweiten, SuW 40, 676 (2001)
[9] Bresseler, P.: homepage: http://home.tonline.de/home/pbresseler
Aus dem Pixelkästchen
Die älteste aus dem Trio der zur Zeit gebräuchlichsten Selbstbau-CCD-Kameras, die CB245, scheint langsam zum Oldtimer zu werden. Ihre Anhänger schwören dennoch auf sie! Und es wird schwer werden, eine im Preis-Leistungsverhältnis gleichwertige Kamera in den hohen Stückzahlen weltweit ein zweites Mal in die Anwendung zu bringen. Das ,,Nachfolgemodell" - die Audine - dürfte ihre experimentelle Phase inzwischen überwunden haben. Aber von einer euphorischen Begeisterung kann, zumindest im deutschsprachigen Raum, nicht die Rede sein. Ich erwarte noch immer die hochaufgelösten Deep-SkyAufnahmen für die Präsentation im VdSJournal! Möglicherweise ist es aber schon ein gutes Stück Selbstverständlichkeit geworden, daß Eigenbau-Kameras gute Bilder liefern können. Die MR_084Kamera, als jüngste Schöpfung, hat ihre Bewährungsprobe noch vor sich. Es wird aber sicher keinen Glaubenskrieg mehr geben - wie früher beim
Nachweis, ob beim Aufaddieren vieler CCD-Bilder sich das Signal-RauschVerhältnis nun verbessert oder nicht, ob man sich eine Kamera mit großen oder kleinen Pixeln anschaffen sollte. Jede Kamera hat ihren Himmel und ihr Fernrohr! Nicht umsonst bevorzugen die Profiastronomen Kameras mit großen Pixeln; ihrer Dynamik wegen. Die scheinbar widersprüchlichen Argumente in den folgenden Beiträgen implizieren deshalb nicht notwendigerweise Imperativfunktionen. Eine Weiterentwicklung ist nicht aufzuhalten und sicher auch nicht in jedermanns Interesse. So berücksichtigt die MR_084 einige Features, die bei kommerziellen Systemen, auch im Hinblick auf den Preis, wünschenswert und notwendig wären. High Tech macht natürlich auch abhängiger. Das erleben wir tagtäglich mit dem PC oder dem Internet-Provider! Und so wird man in nicht allzu weiter Zukunft keine echten Eigenbau-Kameras mehr am Markt finden, bei denen man - wie
bei der CB245 - selbst zum Lötkolben greifen kann. Bis dahin sollten aber noch viele Hobbyastronomen auf das Erlebnis eines ,,first light" mit ihrer Kamera nicht verzichten müssen. Ihr H.-J. Leue
Das ist das schöne bei Sonnenbeobachtungen: Filter runter ...
und ratzfatz ... schon ist der Kaffee wieder warm!
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Von wegen von gestern! Die CB245
von Rainer Schulze
Auf dem letzten CCD-Treffen in Kirchheim spielte sie keine Rolle mehr: Niemand benutzte sie, niemand sprach über sie. Es gab modernere Kameras mit besseren Chips, die Audine oder die MegaTek z. B. oder die Fertigprodukte der bekannten Firmen. Ist die CB245 (Abb. 1) also eine Kamera von gestern, die man nicht mehr ernst nehmen kann?
Der folgende Beitrag soll aufklären. Da ist zunächst die Chipgröße. Der TC245-Chip ist ziemlich genau so groß wie der bekannte und aktuelle KAF-400 und damit auch ähnlich groß wie eine ganze Reihe aktueller Chips aus Japan. Die Pixel sind beim niedrigsten Binning allerdings etwa doppelt so lang und breit wie die beim KAF-400 und damit sinkt natürlich die Pixelzahl des TC245 auf etwa ein Viertel gegenüber dem KAF400. Das spielt bei Planetenaufnahmen keine Rolle, denn es gilt die Erfahrung, daß 100 bis 200 Pixel den Durchmesser des Planeten abdecken sollen, um gute Bilder zu erhalten. Das schafft die CB245-Kamera locker. Mit Hilfe der Okularprojektion ist zudem die Nachvergrößerung so einzustellen, daß ein Pixel etwa 0,2 - 0,3" am Himmel sieht, wenn man Planeten- oder Monddetails fotografiert. Auch diese Regel ist mit der CB245 ohne weiteres einzuhalten. Bei Deep-Sky-Aufnahmen ist die Brennweite so zu wählen, daß ein Pixel etwa 1,5 - 2,5" am Himmel sieht. Auch das ist leicht einzuhalten, bei der CB245 wären das 1,9 m, wenn man von 2" ausgeht, bei der ST7 mit dem KAF-400 wären es 0,9 m, ein Wert, der unangenehm kurz ist.
Die genannten Angaben (0,2"-0,3"/ 1,5" -2,5") sind feste Erfahrungswerte und gelten für alle Teleskope am Boden, unabhängig von ihrer Öffnung, denn sie werden vom Seeing diktiert. Erst mit den Teleskopen im Weltall oder mit den erdgebundenen Profigeräten mit ihrer aktiven Optik können die genannten Werte unterschritten werden. Noch ist also kein Grund zu erkennen, warum eine neuere Kamera bessere Bilder machen sollte. Und wer sich einmal im Internet bei Rob West (http:/members.aol.com/wmti/ccd.html)
die Deep-Sky-Aufnahmen ansieht, die er mit der Cookbook-Kamera gemacht hat, wird feststellen, daß sie hervorragend gelungen sind. Man kann die Cookbookbilder bis auf Postkartengröße vergrößern, ohne daß die einzelnen Pixel unangenehm auffallen. Das Bild eines KAF-400 kann man stärker vergrößern. Tauscht man allerdings eine optimal an die Brennweite
Abb. 1: Die Cookbook-CCD-Kamera CB245
angepaßte CB245 einfach gegen eine Audine mit dem KAF-400 z. B. aus, dann enthält das Bild mit dem KAF-400 nicht mehr Informationen. Es hat sie nur über mehr Pixel verteilt. Wenn man wollte, könnte man das gleiche Endergebnis dadurch erreichen, indem man das Bild der CB245 z. B. in ASTROART (einem Bildbearbeitungsprogramm) mit dem Resize-Befehl vergrößert. Das Programm schiebt dann nach einem bestimmten Algorithmus berechnete Pixel zwischen die im Originalbild bereits vorhandenen. Wegen der seeing-begrenzten Auflösung ist es nicht möglich, mit irgendeiner Kamera schärfere Bilder von Planeten zu erhalten als mit einer gut angepaßten Cookbook (umgekehrt gilt natürlich das gleiche). Aber irgendetwas muß doch für eine modernere Kamera sprechen. Ja, natürlich: Bei Brennweiten unterhalb von einem Meter kann die Cookbook nicht mehr alle Bildinformationen übernehmen. Wenn man also mit handelsüblichen Foto-Objektiven fotografieren möchte, ist man mit einem kleinpixeligen Chip besser dran. Je kürzer die
Brennweite, desto sinnvoller ist es, einen solchen Chip zu benutzen. Man sollte nicht vergessen, daß die Chips, die in den meisten CCD-Kameras Verwendung finden, für den Einsatz in kurzbrennweitigen Videokameras konzipiert sind. Ein weiterer Grund, auf eine andere Kamera umzusteigen, wäre die Chipgröße. Bei Aufnahmen von Objekten mit einiger Ausdehnung (Mond, Sonne, viele Deep-Sky-Objekte) ist ein größerer Chip immer von Vorteil. Großflächige Chips mit großen Pixeln (um die 25 µm) kosten allerdings soviel wie ein guter Kleinwagen und die ganze Kamera verdoppelt dann noch einmal den Preis. Man kann mit der CB245 zwar auch großflächige Objekte fotografieren, indem man mehrere leicht versetzte Aufnahmen macht, doch schon die Aufnahmeserie kostet besonders bei Deep-Sky-Aufnahmen sehr viel Zeit und dann ist das nachträgliche Zusammenfügen der einzelnen Teilaufnahmen zu einem Gesamtbild ein recht mühsames Geschäft und manchmal, bei hochauflösenden Mondaufnahmen bei schlechtem Seeing, gar nicht möglich. Noch mehr Gründe, sich eine modernere Kamera zuzulegen, gibt es eigentlich nicht. Modernere Chips haben sicherlich einen niedrigeren Dunkelstrom, eine bessere Quanteneffizienz, also eine bessere Empfindlichkeit, besonders im Blaubereich, und ein geringeres Ausleserauschen. Doch all diese Verbesserungen machen sich nicht so sehr bemerkbar, wie man es zunächst vermuten möchte, denn diese Schwachstellen der CB245 lassen sich bei der Aufnahme oder bei der anschließenden Bildbearbeitung weitgehend überwinden, oder sie sind unerheblich. Ich habe bisher bei meinen Bildern noch keine Einschränkungen hinnehmen müssen. Ich verwende bei meinen Sonnen-, Mond- und Planetenaufnahmen noch nicht einmal Dunkelbilder (Dark Frames) oder Weißbilder (Flatfields), um Chipfehler auszugleichen. Die Bilder werden auch ohne diese Korrekturen einwandfrei. Auch die Tatsache, daß die CB245 ,,nur" einen 12-bit-A/D-Wandler hat und keinen
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16 bit-Typ, spielt bei der bildmäßigen Verwendung der Aufnahmen keine Rolle: Auch das beste Papierbild schafft nicht einmal eine Helligkeitsdynamik, für die nur ein 6-bit-Wandler nötig wäre, für ein extrem kontrastreiches Dia reichte allemal ein 11-bit-Wandler. Kein Wiedergabemedium erreicht zur Zeit eine Helligkeitsdynamik, für die 12 bit notwendig wären. Gewiß: Bei einer 16 bitKamera kann man fehlerhafte Belichtungen besser ausgleichen, aber das Histogramm, das nach jeder Aufnahme auf dem Bildschirm erscheint, gibt einem ja sofort Auskunft darüber, ob man richtig belichtet hat oder nicht, und man kann die Aufnahme sofort wiederholen. Der TC245-Chip hat zwar ein Antiblooming-Gate, das wird aber von der Cookbookelektronik nicht angesteuert. Wer also auf die Antiblooming-Funktion nicht verzichten will, muß zu einer anderen Kamera greifen. Der nächtliche Umgang mit der CB245 ist mindestens ebenso bequem wie mit den anderen Kameras. Die relativ kleinen Bilddateien bewirken, daß das Himmelsobjekt zügig eingestellt werden kann, weil der Chip rasch auszulesen ist und die Bilder auf dem Bildschirm in rascher Folge erscheinen können. Ich war auf dem CCD-Treffen doch überrascht, wieviel länger andere Kameras für den Auslesevorgang brauchten. Das ist eben ein genereller Nachteil von Chips mit vielen Pixeln: Es wird eine ziemliche Zeit zum Auslesen der Bildinformationen gebraucht. Und wenn die Momente guten Seeings nur kurz sind, kann eine lange Auslesezeit manche gute Aufnahme verhindern. Ein weiterer Vorteil der CB245 besteht darin, daß sie keinen schnellen Computer und keine besondere Karte braucht. Sie wird einfach am Parallelport betrieben. Bei mir ist sie an einen alten DOS-Rechner angeschlossen, den ein Bekannter sonst auf den Müll gebracht hätte. Von besonderem Wert ist, daß die CB245 einen elektronischen Verschluß besitzt. Sie braucht also keinen mechanischen. Deswegen kann auch nichts bei der Aufnahme vibrieren und hochauflösende Aufnahmen verderben. An dieser Stelle wäre dann auch noch die Wasserkühlung zu erwähnen. Sie ist sehr effektiv, ersetzt eine aufwendige elektronische Regelung der Temperatur und arbeitet vibrationsfrei. Für die SBIG-
Kameras gibt es sie als Zusatz und kostet soviel wie die ganze CB245. Was die Vibrationsfreiheit an Schärfengewinn bringt, weiß ich nicht. Man sollte aber nicht übersehen, daß die kleinen Ventilatoren zur Chipkühlung gedacht sind, und dabei spielt eine kleine Unwucht keine Rolle. Auf jeden Fall konnte ich bei den Kameras mit Ventilatorkühlung beim vorsichtigen Berühren die kleinen Vibrationen spüren. Ein nicht zu unterschätzender Vorteil der CB245 ist ihr konstruktiver Aufbau. Es führen nur die Kabel für den Chip in das gasdichte Gehäuse, und dieser sitzt auf einem relativ großen Kühlfinger. Man kann deswegen leicht jedem Ärger mit Undichtigkeiten aus dem Wege gehen, und Eis bildet sich bei der Abkühlung nur auf diesem Kühlfinger und nicht auf dem Chip. Ich habe auf dem CCD-Treffen nicht nur eine Klage von Betroffenen gehört, die ihre Kamera wegen der Eisbildung zur Evakuierung zur Herstellerfirma einschicken mußten und sie monatelang los waren. Schneller Service ist bei den meisten Kameraherstellern unbekannt. Damit wird man leider auch konfrontiert, wenn andere Funktionsstörungen auftreten: Bei der CB245 kann man sie in der Regel rasch und billig selbst beheben. Mit dem Cookbook (dem Buch) werden zwei Platinen geliefert, die zu bestücken sind. Nur die kleinere muß in unmittelbarer Nähe des Kamerakopfes montiert werden, so daß die ganze Einheit, die am Okularauszug sitzt, klein und leicht sein kann. Ein weiterer Vorteil der CB245 liegt darin, daß sich nur der CCD-Chip, der Kühlfinger und das Peltierelement in der luftdichten Kammer sitzen. So ist sie leicht sauber zu halten, ein nicht zu unterschätzender Vorteil bei dem Versuch, eine staubfreie Chipfläche zu erreichen.
Ich bin der Meinung, daß eine Entscheidung für oder gegen die CB245 nicht so sehr im technischen Bereich zu suchen ist, sondern eher im persönlichen. Allerdings können sich nur noch diejenigen entscheiden, die zu Hause eine unfertige Kamera liegen haben, oder die sie von jemandem erwerben können, der den Bau aufgegeben hat. Nachdem die Cookbook-Kamera sieben Jahre alt geworden ist, sind der Chip und die speziellen Teile der Kamera nicht mehr im Handel erhältlich. Deswegen
meine Bitte an alle, die noch eine unfertige Kamera liegen haben und sie nicht mehr weiterbauen wollen: Sprechen Sie mit Herrn Dirk Langenbach (02331 / 14260). Er kann Sie bestimmt mit Sternfreunden in Verbindung bringen, die einen Bausatz oder einzelne Teile für die CB245 suchen. Derjenige, der sich an den Bau dieser Kamera wagen will, sollte auf jeden Fall über ausreichende Englischkenntnisse verfügen, die es ihm erlauben, das eigentliche Cookbook (,,Kochbuch") zu lesen sowie im Internet die Ergänzungen wie z. B. Troubleshooting (www.wvi. com/~rberry/). Weil in dem Cookbook sogar auf das richtige Löten eingegangen wird und jede Kleinigkeit bedacht wird, hat man den Eindruck, daß jeder, der einen Kochlöffel vom Lötkolben unterscheiden kann, mit dem Bau zurechtkäme. Ich glaube nicht ganz daran, denn man kann nicht alles übernehmen, was in dem Buch beschrieben wird. Ganz besonders das Netzteil nicht, und auch die vorgeschlagene Verkabelung macht nur einen provisorischen Eindruck, ebenso das Gehäuse. Es fallen doch einige unvorhersehbare Fragen an, die man nur dann problemlos lösen kann, wenn man etwas Erfahrung auf dem Gebiet der Elektronik hat. Hat man die nicht, ist es wahrscheinlich ratsamer, sich eine fertige Kamera zu kaufen. Die billigsten werden etwa das doppelte der CB245 kosten.
Derjenige, der sich den Bau zutraut, erhält schließlich eine Kamera mit einem unübertroffenen Preis-Leistungsverhältnis, die kleiner und leichter ist als viele andere und vollwertige Bilder macht. Sie kann preislich nur noch von umgebauten Webkameras und Videomodulen unterboten werden, doch die sind mangels Kühlung nur für helle Objekte einsetzbar.
Es ist mehrfach auf das Seeing eingegangen worden. Ganz allgemein kann man sagen, daß die atmosphärischen Verhältnisse für das Gelingen einer Aufnahme eine größere Rolle spielen als das Fabrikat der Kamera, wenn sorgfältig und geduldig gearbeitet wird. Es wäre schön, wenn dieser Artikel dazu beitragen würde, daß die eine oder andere Unvollendete doch noch ihr FirstLight erleben und ihrem Erbauer Freude bereiten könnte.
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Erste Erfahrungen mit einer selbst gebauten AUDINE CCD-Kamera
von Konrad Horn
Ende 1999 begab ich mich auf die Suche nach einer kommerziellen CCD-Kamera, welche folgende Spezifikationen zu erfüllen hatte: - KAF-Serie-400-Chip - tauglich für den Einsatz mit einer
12-V-Batterie - Arbeitstemperatur -30 Grad C, DT mind. -50 Grad C Leider gab es eine solche Kamera nicht zu kaufen, denn von den reichhaltigen Versprechungen in der Werbung bleibt in der Praxis meist nicht viel übrig! Deshalb habe ich mich entschlossen, die französische AUDINE (siehe VdS-Journal I / 2001, Sommer) zu bauen. Um meinen anspruchsvollen Specs gerecht zu werden, war es nötig, in einigen Dingen vom Originaldesign der Franzosen abzuweichen. 1) selbst gebautes, luftdichtes Gehäuse
- Sub-D-Stecker mit gedrehten Stiften 2) 2-stufige Peltierkühlung (Abb. 1) 3) niedriger Stromverbrauch 4) Gegenkühlung mit Wasser
(siehe VdS-Journal I / 2000, Sommer)
peratur von -30 Grad C ist dank der Wasserkühlung in 5 Min. erreichbar und auf +/0.1 Grad C auch ohne elektronische Regelung zu halten. Mittlerweile arbeite ich schon über 8 Monate mit dem gleichen Satz ,,Dark Frames". Eine Schwierigkeit trat allerdings auf: Die Kamera war trotz intensiver Bemühungen nicht auf Dauer dicht zu bekommen. Dabei muss allerdings bedacht werden, dass bei -30 Grad C schon ein Wassergehalt von 400 ppm genügt, um Eis auf
(Abb. 2 und 3). Als Anschlüsse für die Kamera nimmt man am besten M3Schrauben mit rundem Kopf. Die Schrauben werden mittig durchbohrt (1 mm Loch) und über den Schraubenkopf klebt man dann ein kleines Anschlussrohr für die Schläuche. Beim Kleben darauf achten, dass man das 1 mm-Loch nicht wieder verstopft. Das Verschließen der Kamera erfolgt ebenfalls mit M 3Schrauben. Alle Schrauben werden mit O-Ringen gegen die Kamerarückwand abgedichtet. Die Spülung der Kamera erfolgt bei mir etwa alle 6-8 Wochen und geht sehr schnell. Für Auf- und Abbau der Trockenluftspülung brauche ich jeweils 1 min. Dann läuft die Spülung etwa
Abb. 2 (ganz links): Glas mit angeschlossener Aquariumpumpe
Abb. 3 (links): Glas mit 300 g Silicagel gefüllt
Abb. 1: 2-stufige Peltierkühlung mit Wärmetauscher und KAF-401e-Chip
Der Bau dieses Systems war eine echte Herausforderung, zumal einige Dinge verwirklicht werden mussten, welche im Originaldesign nicht vorgesehen waren. Die komplette Baugeschichte kann unter http://home.t-online.de/home/konrad. horn/index.htm nachgelesen werden. Im Dezember 2000 war die AUDINE fertig und zeigte im Außeneinsatz, was in ihr steckte. Alle von mir gesetzten Ziele wurden erreicht und sogar noch übertroffen. So beträgt z. B. die max. Kühlung -64 Grad C unter Umgebung, und das bei einem Stromverbrauch von gerade mal 24 Watt. Die Standardarbeitstem-
Abb. 4: Spülung der AUDINE mit trockener Luft
dem Chip zu bilden. Aus diesem Grund wurde kurzerhand eine Trockenluftspülung gebaut, welche ich hier beschreiben möchte: Im Grundsatz war es mir wichtig, das Trockenmittel nicht mehr in die Kamera zu packen, sondern außerhalb in ein Gefäß. Die trockene Luft aus diesem Gefäß wird nun im geschlossenen Umlauf durch die Kamera gepumpt. Das ganze System besteht aus einem ,,Würstchenglas" mit Ein- und Auslassrohren, einer Aquariumpumpe (mit Silikonkleber abdichten, damit keine Außenluft angesaugt wird) und den Spülanschlüssen für die Kamera
60 min. von alleine vor sich hin (Abb. 4). Zusammengefasst kann ich feststellen, dass sich die AUDINE in den vergangenen 8 Monaten hervorragend bewährt hat. Gerade als Kometenfotograf ist man auf Flexibilität angewiesen, und ich kann mir mittlerweile kein besseres System mehr vorstellen. Wie kompakt das Ganze geworden ist, verdeutlicht am besten Abb. 5. Einige Bildresultate sind in dieser Ausgabe zu sehen (Abschnitt ,,FG Kometen") oder auf meiner Homepage. Bei Fragen bitte eine Mail an: Konrad.Horn@t-online.de
Abb. 5: Genesis-Refraktor mit wassergekühlter AUDINE
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Snapshots
von Rainer Schulze
Als etwas anderes kann man die Bilder des Hantelnebels eigentlich nicht bezeichnen. Sie entstanden mit einem 8"Mak.-Newton bei 1700mm Brennweite und einer CB245-CCD-Kamera. Während der Hitzetage im letzten August war der Himmel nachts sogar an einigen Tagen wolkenlos, und man machte mir Mut, doch einmal den von Hamburg aufgehellten Dunst einfach zu ignorieren und zu sehen, was mit einer CCDKamera zu machen wäre. Normalerweise hätte ich nicht fotografiert, es war am Himmel einfach zu wenig zu sehen. Aber ich baute das Fernrohr auf und setzte die CB245 in Betrieb. Als ich damit fertig war und zum Himmel blickte, merkte ich bereits, wie der Dunst immer
dichter wurde und die Sterne immer schwächer schienen. Abbrechen oder das Ganze als Test ansehen, das war die Frage. Ich entschied mich für den Test. Die CB245 hatte sich zwar noch nicht stabilisiert, trotzdem begann ich die Luminanzserie des Hantelnebels. Der Dunst verdichtete sich. Schnell versuchte ich noch ein paar Bilder für die Farbauszüge zu erwischen. Doch bei Blau angekommen war Schluß: Selbst der CCD-Chip sah keinen Stern mehr am Himmel. Ich konnte nur noch abbauen. Dabei bemerkte ich, daß ich in der Eile vergessen hatte, das Fernrohr auszubalancieren. Na, mal sehen, wie sich das bei den Aufnahmen bemerkbar machen würde. Das Ergebnis sieht man in Abbildung 1. Interessant war für mich, daß die Farben, die nur mit den Filtern Rot und Grün gemacht werden konnten, also nur
die H- und die O[III]-Linie wiedergeben, farblich der Aufnahme des Hantelnebels ähneln, die als Titelbild in SuW 2/99 abgedruckt worden ist.
Einige Tage später konnte ich die Aufnahme wiederholen, allerdings nur unter noch diesigerem Himmel. Diesmal schaffte ich zwar die Blauserie noch, vergaß aber in der Eile, die Kamera festzuschrauben. Das merkt man dem Bild kaum an, wohl aber das durch den aufgehellten Dunst verursachte starke Rauschen des Himmelshintergrundes (Abb. 2).
Was habe ich aus dem Test gelernt? 1. Auch eine CCD-Kamera macht bessere
Bilder unter schwarzem Himmel. 2. Steht man unter Zeitdruck, empfiehlt
sich das Abarbeiten einer gründlichen Checkliste. 3. Auch Tests machen Spaß.
Abb. 1
Abb. 2
Das Feuerkugelnetzes des DLR
von Dieter Heinlein
Unter der Leitung der VdS-Fachgruppe Meteore sind derzeit in Deutschland und einigen Nachbarländern insgesamt 16 Meteoritenortungskameras im Einsatz, die jeweils von engagierten Mitgliedern des Arbeitskreises Meteore vor Ort bedient werden. Die Koordination des Einsatzes der Ortungsgeräte, deren Wartung sowie die Auswertung der Aufnahmen obliegt dem Autor dieses Beitrages und erfolgt im Auftrag des
DLR-Instituts für Weltraumsensorik und Planetenerkundung. Dieses Institut des Deutschen Zentrums für Luft- und Raumfahrt in Berlin-Adlershof (unter Leitung von Prof. Dr. Gerhard Neukum) ist seit Anfang 1995 der Träger des Feuerkugelnetzes.
Die Standorte unserer im Rahmen des ,,European Network" (EN) operierenden Kameras sind in Abb. 2 durch die jewei-
lige Stationsnummer gekennzeichnet. Die ehrenamtlichen Betreuer der Ortungsgeräte sind hier aufgeführt: 40 Tetingen (Patrick Helminger), 43 Öhringen (Erika Heinz), 45 Streitheim (Martin Mayer), 68 Losaurach (Heiner Müller), 69 Magdlos (Rudolf Auth), 71 Hof (Kurt Hopf ), 72 Hagen (Bernd Rafflenbeul), 73 Daun (Heinrich Saxler), 75 Benterode (Rudi Geppert), 79 Westouter (Ghislain Plesier), 82 Wald
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Abb. 1 (links): Dieter Heinlein an der Meteoritenortungskamera 45 Streitheim
Abb. 2 (oben): Stationen des DLR-Feuerkugelnetzes, Stand: Sommer 2001
(Michael Kohl), 85 Tuifstädt (Heiner Eppinger), 86 Seckenhausen (HansJürgen Neumann), 87 Gernsbach (Thomas Felgner), 88 Wendelstein (Otto Bärnbantner) und 90 Kalldorf (Jörg Strunk).
Die Funktionsweise der Kamerastationen ist recht einfach, aber trotzdem sehr effektiv: Der gesamte Himmel wird in einer Dauerbelichtung pro Nacht über einen Parabolspiegel auf eine LeicaRegistrierkamera übertragen. Diese sog. ,,All-Sky-Fotos" werden durch eine rotierende Sektorblende unterbrochen, damit die Geschwindigkeit der Meteore gemessen werden kann. In enger Zusammenarbeit mit Fachkollegen in ganz Europa werden interessante Simultanaufnahmen ausgewertet, um die Bahnen von Meteoroiden und mögliche Aufschlagsgebiete von Meteoriten auf der Erde zu berechnen.
Hier soll eine Zusammenfassung der Ergebnisse einer Bahnbestimmung exemplarisch aufzeigen, welche Fülle von Daten aus den Simultanfotos des Meteoritenortungsnetzes überhaupt ermittelt werden kann.
Die Feuerkugel vom 27. Januar 2000 Ein heller Meteor von -8 mag max. absoluter Helligkeit wurde in der Nacht des 27./28. Januar 2000 um 20:12 UT von 3 Stationen des Europäischen Meteoritenortungsnetzes fotografiert, und zwar von
Da Meteore erst ab einer Helligkeit von -6 mag registriert werden, gehen uns im Jahresmittel etwa 50 verschiedene Feuerkugeln auf mehr als 100 Aufnahmen ins Netz, von denen jedoch nur die interessantesten Fälle (in einem arbeitsintensiven Verfahren) ausgewertet werden: Wie beispielsweise der Meteoritenfall über Niederösterreich, der sich in der Nacht vom 4./5. Dezember 2000 um 4:40 UT ereignet hat. Die ausführlichen Resultate solcher Auswertungen werden übrigens regelmäßig in METEOROS, dem Mitteilungsblatt der VdS-Fachgruppe Meteore, veröffentlicht.
Abb. 3: Foto des Meteoritenfalls vom 4./5. Dezember 2000 um 4:40 UT im Osten der Feuerkugelkamera 88 Wendelstein
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Abb. 4: Leuchtspur des Meteors vom 27. Januar 2000 über Rosenheim/Chiemsee
Abb. 6: Umlaufbahnen der Erde und des Meteoroiden EN270100 um die Sonne: Projektion auf die Ebene der Ekliptik (P: Perihel)
Abb. 5: Leuchtkurve der Feuerkugel EN270100, Photometrie: Station No. 4
der deutschen All-Sky-Station 88 Wendelstein und von zwei tschechischen fisheye-Kameras 4 Churanov und 15 Telc. Der Meteor begann 82,5 km hoch über Bernau aufzuleuchten, er zog mit einer Geschwindigkeit von 27 km/s in einer Höhe von 65 km über Rosenheim und endete nach einer Aufleuchtdauer von 1,8 Sekunden 50,5 km hoch bei Bruckmühl. Von dem anfangs 500 g schweren Meteoroid blieb keine Restmasse übrig. Der Körper bestand aus Materie mittlerer Dichte (etwa 2,1 g/cm3) und stammte aus dem Bereich des Asteroidengürtels (zwischen Mars und Jupiter).
Die vorliegende Feuerkugel gehörte dem Meteorstrom der d-Cancriden an. Der Radiant und die charakteristische Geschwindigkeit der Meteore dieses ekliptikalen Stromes liegen Ende Januar bei aR = 130 Grad , dR = 20 Grad und v· = 28 km/s.
Rektaszension Deklination Ekliptikale Länge Ekliptikale Breite Geschwindigkeit v
scheinbar 132,40 Grad +- 0,11 Grad 25,50 Grad +- 0,07 Grad
27,1 +- 0,9 km/s
geozentrisch 133,70 Grad +- 0,17 Grad 21,04 Grad +- 0,14 Grad
24,5 +- 1,0 km/s
Tab. 1: Radiantposition (J2000) und Geschwindigkeit von EN270100
Halbachse a Exzentrizität e Perihelabstand q Perihelargument Knotenlänge Bahnneigung i
2,4 +- 0,3 AE 0,78 +- 0,03 0,515 +- 0,009 AE 275,0 Grad +- 0,4 Grad 307,2022 Grad +- 0,0001 Grad 3,0 Grad +- 0,2 Grad
Tab. 2: Bahnelemente (J2000) des heliozentrischen Orbits von EN270100
heliozentrisch
77,1 Grad +- 1,1 Grad 2,27 Grad +- 0,12 Grad 37,8 +- 0,6 km/s
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Aktuelle Ergebnisse der Videobeobachtungen im Arbeitskreis Meteore
von Sirko Molau
Die ersten Videometeorbeobachtungen in Deutschland wurden 1992 von Beobachtern der Archenhold-Sternwarte in Berlin durchgeführt. Seit 1996 stand Mitgliedern des Arbeitskreises Meteore (AKM) eine ganze Serie von bildverstärkten Videokameras zur Verfügung. Sie wurden jedoch nur sporadisch während der großen Meteorströme (Perseiden, Geminiden, Quadrantiden) eingesetzt, da die Auswertung der Daten sehr viel Zeit in Anspruch nahm. Eine neue Qualität wurde mit der Meteorerkennungs- und Auswertesoftware MetRec erreicht, deren erste Version Mitte 1998 fertig wurde (Abb. 1). Sie erlaubt den vollautomatischen Einsatz der Meteorkameras und damit den Aufbau eines Kameranetzes, das in jeder klaren Nacht Daten sammelt.
Das AKM-Videonetz wurde mit dem ständigen Betrieb einer Meteorkamera in Aachen im März 1999 ins Leben gerufen. In den Folgemonaten kamen weitere
Stationen hinzu (Abb. 2). Bis Ende 2000 war ihre Gesamtzahl auf acht gestiegen. Drei der Kameras waren im letzten Jahr in allen zwölf Monaten im Einsatz (mit einem ausgefüllten Kreis markiert: Aachen, Dresden, Marquardt). Die anderen Stationen lieferten nur zeitweise Daten (Leopoldshöhe, Kühlungsborn, Noordwijkerjout, Salzwedel). Nicht dargestellt ist Abb. 2: der Beobachtungsort Stationen des AKM-Videonetzes 2000 unseres finnischen Beobachters. Das vergangene war insgesamt ein sehr Stunden effektiver Beobachtungszeit erfolgreiches Jahr für unser Kameranetz. (1999: 990,6) konnten 8 Beobachter In 234 Nächten (1999: 116) und 2281,4 (1999: 5) insgesamt 11425 Meteore
(1999: 6.139) aufzeichnen. Das Ergebnis aus dem Vorjahr wurde also in etwa verdoppelt. Die 234 Nächte entsprechen immerhin einer Abdeckung von knapp 2/3 des Jahres. Zum ersten Mal in der Geschichte unseres Arbeitskreises wurden mit der Videotechnik deutlich mehr Meteore als visuell aufgezeichnet!
Abb. 1: Die Meteorerkennungssoftware MetRec bei der Arbeit. Im oberen linken Fenster wird das aktuelle Videobild live dargestellt. oben rechts ist der konstante Hintergrund subtrahiert. Das linke untere Fenster zeigt das Flatfield zur Normalisierung des Rauschens. Unten rechts kann entweder ein Meteor oder eine Sternkarte mit der berechneten Meteorbahn dargestellt werden. Die anderen Fenster dienen der Ausgabe von Statusinformationen, Meteorzahlen und Logfile-Einträgen
Tabelle 1 gibt die detaillierte Statistik der Einsatzzeiten für alle beteiligten Beobachter wieder. Sowohl Jürgen Rendtel als auch Sirko Molau setzten ihre Kameras praktisch in jeder klaren Nacht ein (kurze Urlaubszeiten ausgenommen), selbst wenn es nur kurzzeitig aufriß. Der Bildverstärker von AVIS ist leistungsstärker als der von CARMEN, was sich bei ähnlichen Beobachtungsbedingungen in einer besseren Grenzgröße und mehr Meteordetektionen niederschlägt. So zeichnete CARMEN im Jahresdurchschnitt 3,6 Meteore pro Stunde auf, während es bei AVIS immerhin 6,3 waren.
Tabelle 2 gibt die monatliche Verteilung der Beobachtungen wieder. Von einer Spitze im August abgesehen war die
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Abb. 3: Eine Auswahl hellerer Meteore, die von der Meteorkameras AVIS in einer typischen Augustnacht (23/24. August 2000) aufgezeichnet wurden. Oben in der Mitte und rechts sind zwei Aurigiden zu sehen, unten links ein nördlicher delta-Aquarid. Die anderen drei sind sporadische Meteore.
Beobachter
Jürgen Rendtel Sirko Molau Mirko Nitschke Ilkka Yrjölä Jörg Strunk Detlef Koschny IAP-Mitarbeiter Ulrich Sperberg
Gesamt
Kamera(s)
CARMEN AVIS, ESCIMO VK1, VK2 NONAME FAMOS ICC IAP1 ADAM
Beobachtungsort
Einsätze Teff [h] (Nächte)
Marquardt
150 791,1
Aachen
146 709,9
Dresden
62
290,6
Kuusankosi/Finnland 34
172,5
Leopoldshöhe
26
149,0
Noordwijkerhout 21
113,9
Kühlungsborn
4
38,3
Salzwedel
2
16,1
234 2281,4
Meteore
2850 4507 2021 631 858 387 139 32
11425
den konnte. Spitzenreiter sind die Monate August und September. In der Statistik der Meteorzahlen fallen vor allem die Perseiden im August ins Auge. Die Zahlen täuschen jedoch etwas, da gerade während der Maxima großer Ströme mehr Kameras als sonst eingesetzt wurden. Die letzte Spalte gibt deshalb die mittlere Zahl der beobachteten Meteore pro Stunde für die beiden ständig betriebenen Kameras (AVIS, CARMEN) an. Hier spiegelt sich sehr schön der Jahresgang der Aktivität wieder.
Tabelle 1: Einsatzzeiten der AKM-Videometeorkameras 2000
Monat
Januar Februar März April Mai Juni Juli August September Oktober November Dezember
Kameras
5 3 4 5 4 3 5 8 5 5 6 5
Nächte
14 16 9 21 19 19 14 27 28 20 25 22
Teff [h]
183,6 136,6 52,4 182,4 107,4 93,5 60,5 342,9 339,2 206,6 259,9 314,6
Meteore
664 362 99 411 340 284 337 2987 1591 1231 1329 1790
Meteore /h1
3,3 2,5 1,9 2,2 3,3 3,1 5,1 8,5 4,9 6,4 5,1 6,4
Gesamt 10
234 2281,4 11425 4,9
Tabelle 2: Monatliche Verteilung der AKM-Videometeorbeobachtungen 2000. Die Anzahl der Meteore/h wurde berechnet aus den Daten von AVIS und CARMEN
Zahl der eingesetzten Kameras nahezu konstant. Die Großwetterlage spiegelt sich am besten in der Beobachtungszeit wieder: Katastrophal schlechte Bedingungen herrschten im März und Juli, wohingegen im April und ab August durchgehend in 20 und mehr Nächten beobachtet wer-
Das Meteorjahr beginnt relativ schwach (zu den Quadrantiden war es bewölkt). Nach kurzer Zeit erreicht die Aktivität im Februar und März in Abwesenheit größerer Ströme ihr absolutes Minimum. Auch im April tut sich trotz der Lyriden noch nicht viel. Die Statistik ist im Mai durch unsere Eta-Aquariden-Expedition nach Jordanien etwas geschönt, aber spätestens im Juni macht sich die steigende Meteoraktivität bemerkbar, wenn auch die Gesamtzahl der Meteore durch die kurzen Nächte gering bleibt. Im Juli erreicht die Aktivität durch eine Vielzahl kleiner Ströme bereits das Jahresmittel um kurz darauf dank der langen Aktivitätsperiode der Perseiden das spitze Jahresmaximum zu erreichen. Im September sinkt die Aktivität kurzzeitig ab, ist dann aber mit den Orioniden und Tauriden sowie der erhöhten Zahl spora-
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discher Meteore im Oktober wieder voll da. Der Rest des Jahres bleibt erfreulich, obwohl die Maxima sowohl der Leoniden als auch der Geminiden verpaßt wurden. Alle Effekte zusammen (Länge der Nächte, Wetterlage und Meteoraktivität) sorgten schließlich dafür, daß im Jahr 2000 mehr als 80% aller Meteore in der zweiten Jahreshälfte aufgezeichnet wurden! Besonders klar wird bei den Videobeobachtungen auch der Effekt der erhöhten Meteorzahlen in den Morgenstunden. Während es an langen Winterabenden vorkommen kann, daß mehrere Stunden lang überhaupt kein Meteor aufgezeichnet wird, sind es in den Morgenstunden typischer Weise zwei-
Abb. 4: Ein -1 mag heller Orionid fliegt mit 28 Grad /s durch das Sternbild Ursa Major. Aufnahme mit der Meteorkamera AVIS am 21. Oktober 2000. Oben ist jeweils ein Ausschnitt aus den einzelnen Videoframes dargestellt, unten das Summenbild des gesamten Meteors
stellige Meteorzahlen pro Stunde. Die Daten unseres Kameranetzes stehen alle Interessierten zur weiteren Auswertung zur Verfügung. Die Positionen von derzeit über 24000 Meteoren aus fast 400 Beobachtungsnächten können aus dem Internet heruntergeladen werden: (http://www.imo.net/video/metrec).
Die komplette Datenbank mit den Logfiles, Bildern und Meteorsequenzen kann auf 6 CD-Roms zum Selbstkostenpreis (20 DM + Versandkosten) vom Autor bezogen werden. Auch die MetRec-Software steht samt Dokumentation auf der oben genannten Webseite zum kostenlosen Download bereit.
Kometen im Mittelalter
Ergänzungen und Anmerkungen zu Kronks »Cometography«
von Simon Helms
Gary W. Kronk listet im 1999 erschienenen ersten Band seiner vierbändig geplanten ,,Cometography" für den Zeitraum vom Jahre 400 bis 1500 mehr als 350 Kometenerscheinungen, von deren Beobachtung Quellen aus aller Welt (von lateinischen Chroniken über arabische Schriften bis hin zu chinesischen Aufzeichnungen) ein beredtes Zeugnis ablegen [1]. Im Gegensatz zur sorgfältigen Kometenbeobachtung in China sind Erwähnungen von Kometen in europäischen Chroniken des Mittelalters seltener. Ausführliche Beschreibungen stellen zudem die Ausnahme dar. Vielfach sind Kometenerwähnungen nicht mehr als ein schlichtes cometa apparuit mit einer nur ungefähren Zeitangabe. Wo ein Chronist ausführlicher wird, gilt sein Interesse zumeist der Bedeutung des Kometen als Vorzeichen für ,,unglückliche", zumeist das Leben der Allgemeinheit betreffende Ereignisse, wie z. B. Krieg, Hungersnot, Krankheit, Pest, Naturkatastrophen, Tod von Herrschern etc. Nur selten wurden Kometen als Symbole guter Vorbedeutung begriffen. Ein solches Beispiel ist die Deutung des Sterns von Bethlehem als Komet, wie sie
sich u. a. in Giotto di Bondones Gemälde ,,Die Anbetung der Weisen" dokumentiert hat. Im folgenden seien einige Erwähnungen von Kometen aus mittelalterlichen Quellen vorgestellt, die in Kronks ,,Cometography" nicht aufgeführt sind. Der begrenzte Platz gebot eine Beschränkung auf mutmaßlich ,,neue", d. h. bei Kronk noch nicht erwähnte Kometen sowie auf solche, für die sich in seinem Buch noch keine exakt datierte zeitgenössische europäische Erwähnung eines - beispielsweise aus chinesischen Quellen - bereits bekannten Kometen findet. In den Excerpta Sangallensia heißt es zum Jahre 428: ,,Am 5. März erschien ein Zeichen am Himmel, ein Stern, der wie eine Fackel brannte." [2]. Bei Kronk ist zwischen den Jahren 423 und 435 kein Komet aufgeführt. Theophanes Homologetes (geb. um 760, gest. 817 oder 818), ein byzantinischer Historiker, schreibt in seiner Chronographia von einer Himmelserscheinung, die sich innerhalb des Zeitraums zwischen 6. November 556 und 16. April 557 ereignet hat: ,,Und es erschien von
Norden nach Westen ein Feuer am Himmel wie von der Gestalt einer Lanze." [3]. Ob es sich um eine Erscheinung von längerer oder kürzerer Dauer gehandelt hat, geht aus seinen Worten nicht hervor. Bei Kronk ist zwischen den Jahren 541 und 560 kein Komet gelistet. In einem altrussischen Text, der sog. Ersten Novgoroder Chronik findet sich folgende Notiz: ,,Im Jahre 6573 [1065 unserer Zeitrechnung]. Vseslav begann Krieg zu führen; und im Westen erschien ein großer Stern." [4]. Kronk (S. 176) nennt zu diesem Jahr nur chinesische und koreanische Beobachtungen eines Kometen. In der Chronik Le livere de reis de Engleterre heißt es: ,,Im Jahre 1135, welches das letzte Jahr seiner [Heinrich III] Regentschaft war, erschien der Stern, den sie einen Kometen nannten." [5]. Kronk führt im Hauptteil seines Buches zu diesem Jahr keinen Kometen auf. Allein im Anhang seines Buches unter der Rubrik ,,Uncertain Objects" nennt er eine französische Chronik (Anon. Continuatio Chronica Sigeberti Burburgensis), in der für das Jahr 1135 eben-
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falls von der Beobachtung eines Kometen berichtet wird (Kronk, S. 1135). In der bereits zitierten Ersten Novgoroder Chronik heißt es an anderer Stelle: ,,Im Jahre 6722 [1214 unserer Zeitrechnung]. Am 1. Februar, dem Sonntag Quinquagesimae, gab es nach dem Morgengottesdienst einen Donnerschlag, und alle hörten es; und zur selben Zeit sahen sie dann einen fliegenden Drachen." (S. 86) Was von dem ,,fliegenden Drachen" zu halten ist, mag der Leser selbst entscheiden. Es sei jedoch darauf hingewiesen, daß Kronk (S. 524) in der Rubrik ,,Uncertain Objects" die Annales Colonienses zitiert, in denen von der Erscheinung eines Kometen am 6. März 1214 berichtet wird. Der Historiker und Theologe Ptolemaeus von Lucca (geb. um 1236, gest. 1327), ein Schüler des Thomas von Aquin, erwähnt in seinem Exaemeron einen nicht exakt datierbaren Kometen, den er offenbar für den wiederkehrenden Kometen des Jahres 1264 (Kronk, S. 218222) hält. Ptolemaeus beschreibt zunächst den Kometen von 1264 und setzt dann unmittelbar fort: ,,Danach aber folgte nach einer Weile ein Kampf zwischen Karl und Manfred, der in der Schlacht mit vielen seiner Vasallen starb. Ungefähr sechs Jahre später [postmodum ad VI annos] erschien er [der Komet] etwa am nördlichen Sternenhimmel, der der obere [supra] genannt wird [...]" [6]. Der besagte Manfred ist ein Sohn von Kaiser Friedrich II, der als König von Sizilien am 26. Februar 1266 in der Schlacht von Benevent gegen Karl von Anjou den Tod fand. Somit wird dieser Komet möglicherweise mit einem der in chinesischen und japanischen Quellen erwähnten Kometen des Jahres 1273 (Kronk, S. 223) identisch sein. Weitaus weniger wahrscheinlich, aber nicht ausgeschlossen ist, daß es sich um einen ,,neuen", bislang unbekannten Kometen handelt. Gerne würde man erfahren, was Ptolemaeus annehmen ließ, es habe sich bei diesem und dem Kometen des Jahres 1264 um dasselbe Objekt gehandelt. Auch wenn er dieses nicht explizit schreibt, läßt der Wortlaut m. E. nur diese Interpretation zu. Angemerkt sei noch, daß Ptolemaeus in seinen Annales und der Historia Ecclesiastica den Kometen von 1264 ebenfalls erwähnt, nicht jedoch den mutmaßlichen Kometen des Jahres 1273. Auch der englische Chronist Willelm Rishanger weiß von einer Kometener-
Abb. 1: Komet des Jahres 1264 in einer Abbildung aus dem ,,Theatrum cometicum" von 1668
scheinung im Jahre 1273 zu berichten. Er schreibt: ,,In diesem Jahr versetzten am Tag vor dem Fest des heiligen Nikolaus [5. Dezember 1273] Erdbeben, Blitze, Donner, eine feurige Schlange und ein Komet die Engländer in Schrecken." [7]. So wie die Häufung dieser Zeichen als erzählerische Fiktion betrachtet werden muß, ist auch das vom Chronisten angegebene Tagesdatum zumindest als unsicher anzusehen. Der Deutschordenschronist Peter von Dusburg schreibt in seinem zwischen 1326 und 1330 verfaßten Chronicon terrae Prussiae zum Jahr 1313: ,,Im selben Jahr erschien um den Festtag des heiligen Georg [23. April] zehn Tage lang abends ein Komet, der seinen Schweif nach Italien wandte." [8]. Bei Kronk (S. 233) ist neben chinesischen, koreanischen und japanischen Schriften, die diesen Kometen erwähnen, nur eine einzige europäische Quelle genannt (Robertus Perscrutator), in der - ohne Angabe eines Tagesdatums - für das Jahr 1313 vom Erscheinen eines Kometen berichtet wird. Peter von Dusburg erwähnt in seiner Chronik noch zwei weitere Kometen, den Halleyschen des Jahres 1301 ([8], S. 209; vgl. Kronk, S. 228-230) sowie den Kometen des Jahres 1264 ([8], S. 202; vgl. Kronk, S. 218222). In beiden Fällen handelt es sich jedoch um wörtliche Übernahmen aus anderen Chroniken. Die hier vorgestellen ,,Funde" sind das Resultat einer noch nicht allzu intensiven Suche. So umfassend Kronks Kometenkatalog auch ist, so unvermeidlich ist es angesichts der Vielzahl mittel-
alterlicher Chroniken, daß eine fortgesetzte Suche weitere ,,Kometenfunde" zeitigen wird. Abschließend noch der Hinweis auf drei Kometenlisten bzw. -kataloge, die Kronk offenbar unbekannt oder nicht verfügbar waren. Die ersten beiden Werke sind mir selbst nur dem Titel nach bekannt: Antonius Miraldus: Cometographia, Paris 1549; O. Riccioli: Almagestum novum, Bononiae 1651; Stanislaus Lubienietz: Theatrum cometicum, Amsterdam 1668. Letzteres, über 1500 Seiten starke Werk, enthält eine umfangreiche Zusammenstellung von zeitgenössischen Kometenbeobachtungen der Jahre 1664 und 1665 sowie eine Auflistung von Kometen, beginnend bei der Sintflut bis hin zum Jahre 1665.
Literaturhinweise [1] Gary W. Kronk: Cometography. A Catalog of
Comets. Vol. 1: Ancient-1799, Cambridge 1999 [2] Excerpta Sangallensia, in: Monumenta
Germaniae historica. Auctorum antiquissimorum, Bd. 9, Berlin 1892, S. 300 [3] Theophanis Chronographia, hg. v. Carl de Boor, Bd. 1, Leipzig 1883, S. 230 f. [4] Die Erste Novgoroder Chronik, hg. v. Joachim Dietze, München 1971, S. 53. [5] Le livere de reis de Engleterre, hg. v. John Glover, in: Rerum Brittanicarum medii aevi scriptores, Bd. 42, London 1865, S. 190 [6] Tholomaei de Luca Exaemeron, Senis 1880, S. 78 [7] Willelmi Rishanger Monachi S. Albani Chronica, hg. v. Henry Thomas Riley, in: Rerum Britannicarum medii aevi scriptores, Bd. 28,2, London 1865, S. 80 [8] Petri de Dusburg Chronicon terrae Prussiae, hg. v. Max Töppen, in: Scriptores rerum Prussicarum, Bd. 1, Leipzig 1861, S. 212
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Tipps für den Kometenbeobachter Kometenephemeriden selber rechnen
mit dem ,,Comet Guru"
von Heinz Kerner
Kometenephemeriden findet man in SuW, im VdS-Journal oder im Internet. Außerdem bieten die bekannten Sternkartierungsprogramme GUIDE und The Sky einen Menüpunkt zur Ephemeridenrechnung. Wozu also noch ein weiteres Ephemeridenprogramm?
Dieses DOS-Programm von Hartwig Lüthen kann mehr, es stammt eben von einem aktiven Kometenbeobachter. Für das erfolgreiche Auffinden eines Kometen sind neben der Kenntnis der genauen Position am Himmel die Sichtbarkeitsumstände eben so wichtig. Wie hoch kommt der Komet an meinem Beobachtungsort über den Horizont? Und wann ist die beste Beobachtungszeit? Diese Fragen und weitere beantwortet der Kometen Guru.
Für die Durchführung einer Berechnung sind zunächst die Bahnelemente des Kometen einzugeben. Sie werden vom Programm nacheinander abgefragt. Weiter anzugeben sind die geographische Breite des Beobachtungsortes und die gewünschte Sonnendepression, die Tiefe des Sonne unter dem Horizont, womit sich die Sichtbarkeitsbedingungen nicht nur für die dunkle Nacht sondern auch für Dämmerungsbeobachtungen bestimmen lassen. Soll schließlich noch die scheinbare Helligkeit berechnet werden, so sind die absolute Helligkeit des Kometen M0 und der Aktivitätsfaktor N = 2,5 n einzugeben.
Was kommt nun bei der Ephemeridenrechnung heraus? Um es kurz zu machen: Alle Kometenephemeriden, die im VdS-Journal in den Beiträgen von Maik Meyer veröffentlicht sind, wurden mit dem Comet ,,Guru" erstellt. Auf ein Beispiel kann somit wohl verzichtet werden. Das Ergebnis der Berechnung kann sofort ausgedruckt oder als Textdatei abgespeichert werden. Eine interessante Option ist die Verknüpfung mit dem Sternkartierungsprogramm GUIDE. Wählt man diese Möglichkeit, so wird die
Abb. 1: Monitorbild mit den Menüpunkten des Comet ,,Guru" im Fenster oben links, im Fenster darunter die eingegebenen Bahnelemente, im großen Fenster rechts ein Teil und Ausschnitt der Ephemeride und darüber die verwendeten Helligkeitsparameter
Ephemeride in Form einer Datei ausgegeben, die, kopiert man sie in das Verzeichnis GUIDE, hier automatisch eine Bahn erstellt.
Eine ausführliche Anleitung ist als Textdatei Teil des Programms. Auf einen Punkt soll aber noch kurz eingegangen werden. Die Angabe der optimalen Beobachtungszeit Topt erfolgt in Mittlerer Ortszeit (MOZ). Es ist MOZ = MEZ auf 150 östlicher Länge. Pro Längengrad westlich davon sind 4 Minuten zu addieren, um die optimale Beobachtungszeit in MEZ zu bekommen. So ist z. B. für einen Beobachter auf 80 O: Topt = 03:50 MOZ = 04:18 MEZ.
Sind die Bahnelemente einmal eingegeben, läßt sich mit dem Comet ,,Guru" auch spielen. Wie sind die Sichtbarkeitsbedingungen von einem anderen Ort auf
der Erde? Wie ändert sich die scheinbare Helligkeit, wenn der Komet doch aktiver ist als mit dem angenommenen Durchschnittswert? Man verändert dazu den entsprechenden Wert, die geographische Breite oder den Aktivitätsfaktor, und führt die Berechnung erneut aus.
Der Comet Guru ist für mich seit Jahren ein unverzichtbares Arbeitsmittel bei der Beobachtungsvorbereitung. Dieses nützliche Programm ist in den astronomischen Programmsammlungen von Daniel Roth zu finden (CD-ROMs Jupiter und Jupiter 2).
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Der Sommerkomet C/2001 A2 (LINEAR)
von Andreas Kammerer
Während der Sommermonate Juli und August konnte mit C/2001 A2 (LINEAR) ein interessanter Feldstecherkomet verfolgt werden. Entdeckt wurde dieser bereits am 15. Januar 2001 von dem automatischen Asteroiden-Suchprojekt LINEAR als 17 mag schwaches Objekt mit einer 0.3` großen Koma. Kurz darauf wurde festgestellt, daß er - fünf Wochen nach seinem Periheldurchgang - am 30. Juni die Erde im Abstand von nur 0,244 AE passieren würde. Unter der Annahme einer durchschnittlichen Entwicklung wurde für jene Tage eine maximale Helligkeit von 10 mag prognostiziert.
Abb. 1: Die zeitliche Entwicklung der Helligkeit und des Komadurchmessers und beim Kometen C/2001 A2 (LINEAR)
schwand. Beobachter auf der Südhalbkugel konnten die weitere Entwicklung aber gut verfolgen. Entgegen den Erwartungen entpuppte sich der Ausbruch nicht als eine kurzfristige Episode. Im Gegenteil, der Komet zeigte weiterhin deutliche Ausbrüche, so daß er schließlich ein mit bloßem Auge gut sichtbares Objekt mit einem im Fernglas erkennbaren, mäßig hellen Schweif von 6 Grad Länge wurde.
Von Mitteleuropa aus konnte der Komet ab den letzten Junitagen als 4,5 mag helles Objekt horizontnah wieder gesichtet werden. Seine rasche Bewegung verbesserte die Sichtbarkeitsbedingungen von Tag zu Tag und zeigte eine bis zu 21` große, deutlich kondensierte (DC 5-6) Koma. Visuelle Schweifsichtungen gab es aber bis zum 3.7., als der Mond den Himmel aufzuhellen begann, nicht. Mitte Juli war der Komet zwar bereits eine Größenklasse schwächer geworden, doch konnte nun häufig ein meist breiter, bis 0,8 Grad langer Schweif visuell erkannt werden. Bis etwa zum 25. Juli, als der Mond erneut zu stören begann, war der immer noch 15` große Komet ein leichtes Feldstecherobjekt, trotz der auf 6,5 mag zurückgegangenen Helligkeit. Nach dem 7. August mußte dann aber genauer hingeschaut werden, um den nur noch 8,0 mag hellen und 8` großen Kometen im Fernglas zu erkennen. Bis etwa zum 15. August ging die Helligkeit - zwar mit Schwankungen aber insgesamt kontinuierlich - zurück. Dann jedoch scheint es zu einem erkennbaren Einbruch gekommen zu sein; die Mehrzahl der Beobachter meldete in jenen Tagen, daß der Komet praktisch täglich schwieriger zu beobachten sei, da die Koma - bei ähnlichem scheinbarem Durchmesser - zum einen schwächer, zum anderen diffuser (DC 1-2) werde.
Doch es kam wieder einmal ganz anders. Ab dem 23. März stieg die Helligkeit erkennbar an und in der Nacht vom 29. auf den 30. März ereignete sich ein großer Helligkeitsausbruch. Der Komet verwandelte sich damit innerhalb einer Woche von einem 15 mag schwachen, nur ansatzweise diffusen Objekt in ein Feldstecherobjekt der Helligkeit 7,5 mag mit einer 5` großen, verdichteten Koma. Beobachtungen mit Großteleskopen Ende April zeigten, daß sich mindestens drei Fragmente von der Hauptkomponente abgelöst hatten.
Von Mitteleuropa aus konnte der Komet nur bis Mitte April verfolgt werden, als der Komet in der Abenddämmerung ver-
Abb. 2: 3-Farb-Kombination von C/2001 A2 (LINEAR) am 3.7.2001 von 1:06 - 1:49 UT, mit Audine CCD-Kamera am 100 / 500 mm Refraktor, Aufnahmen von Konrad Horn
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Abb. 3: Comet C/2001 A2 LINEAR, 27.6.2001, 1:35 - 1:38 UT, 3 X 60 s mit Audine CCD-Kamera am 180 mm-Objektiv, Aufnahme von Konrad Horn, Gerhard Neumann
Abb. 4: Comet C/2001 A2 LINEAR, 30.6.2001, 1:08 - 1:35 UT, 20 X 60 s mit Audine CCD-Kamera am 180 mm-Objektiv, Aufnahme von Konrad Horn, Schweiflänge 1,7 Grad , PA: 243 Grad
Abb. 5: Comet C/2001 A2 LINEAR, 2.7.2001, 1:01 - 1:42 UT, 30 X 60 s mit Audine CCD-Kamera am 180 mm-Objektiv, Aufnahme von Konrad Horn, Schweiflänge 1,4 Grad , PA: 246 Grad
Abb. 6: Comet C/2001 A2 LINEAR, 11.7.01, 22:17 - 22:46 UT, 18 X 60 s mit Audine CCD-Kamera am 180 mmObjektiv, Aufnahme von Konrad Horn
Das eigentlich Interessante am Kometen C/2001 A2 (LINEAR) war das zeitweise fast täglich wechselnde Erscheinungsbild: Erschien er in der einen Nacht eher unauffällig und schweiflos, so konnte er in der folgenden Nacht ein im Fernglas deutlich auffälligeres Objekt sein, mit einem gut erkennbaren Schweif. Auch die Form der Koma variierte von rund bis erkennbar elliptisch. Die Koma selbst konnte stets in eine diffuse äußere und eine deutlich kondensierte innere Koma unterschieden werden. Im Zentrum der inneren Koma befand sich ein kleiner Materieknoten, dessen Auffälligkeit und Morphologie (eher konzentriert versus eher diffus) ebenfalls schwankte. In des-
Abb. 7: Comet C/2001 A2 LINEAR, 18.7.2001, 21:42 - 22:47 UT, 50 X 60 s mit Audine CCD-Kamera am 180 mmObjektiv, Aufnahme von Konrad Horn, Schweiflänge 1,5 Grad , PA: 220 Grad
sen Zentrum wiederum war die meiste Zeit über ein selbst bei 500x sternförmiger, schwacher ,,false nucleus" zu erkennen. Eine erste Auswertung der vorliegenden 175 Beobachtungen von 18 FG-Beobachtern und 715 internationalen Beobachtungen zeigt mindestens drei weitere kurzfristige Helligkeitsanstiege zwischen 0,5 mag und 1,0 mag nach dem 30. März. Der gemittelte Helligkeitsverlauf nach dem großen Ausbruch von Ende März - kann jedoch bis Ende August überraschend gut mit einer Standard-
Abb. 8: Comet C/2001 A2 LINEAR, 24.7.2001, 22:37 - 23:42 UT, 45 X 60 s mit Audine CCD-Kamera am 180 mmObjektiv, Aufnahme von Konrad Horn
formel vor und nach dem Perihel beschrieben werden:
vor dem Perihel: m = 7,6 + 5 x log + 13,8 x log r
nach dem Perihel: m = 7,2 + 5 x log + 10,1 x log r
Hieraus ergibt sich eine größte Helligkeit von 4,1 mag um den 22. Juni. Allerdings befand sich der Komet kurz zuvor in einem Ausbruch, so daß die maximale
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Abb. 9: Comet C/2001 A2 LINEAR, 27.7.2001, 22:47 - 23:50 UT, 50 X 60 s mit Audine CCD-Kamera am 180 mmObjektiv, Aufnahme von Konrad Horn und Gerhard Neumann
Abb. 10: Comet C/2001 A2 LINEAR, 1.8.2001, 1:17 - 1:42 UT, 20 X 60 s mit Audine CCD-Kamera am 180 mm-Objektiv, Aufnahme von Konrad Horn
Abb. 12: Comet C/2001 A2 LINEAR, 10.8.2001, 21:09 - 21:48 UT, 30 X 60 s mit Audine CCD-Kamera am 100 / 500 mmRefraktor, Aufnahme von Konrad Horn
Helligkeit tatsächlich 3,4 mag betrug. Damit war Komet C/2001 A2 (LINEAR), nach dem Kometen C/1998 J1 (SOHO), der zweite mit bloßem Auge gut sichtbare Schweifstern seit Hale-Bopp - allerdings erneut nur für Südhemisphärenbeobachter. Weitere Informationen (Entwicklung nach dem 15. August, detailliertere Auswertung, Beobachtungsbeschreibungen) finden Interessenten auf der Homepage der Fachgruppe Kometen (http://www.fg-kometen.de/fgk_hp.htm).
Abb. 11: Comet C/2001 A2 LINEAR, 7.8.2001, 20:35 - 20:43 UT, 7 X 60 s mit Audine CCD-Kamera am 100 / 500 mmRefraktor, 2 x 2 Binning, Aufnahme von Konrad Horn
Abb. 13: Comet C/2001 A2 LINEAR, 25.8.2001, 22:21 - 23:19 UT, 40 X 60 s mit Audine CCD-Kamera am 100 / 500 mmRefraktor, Aufnahme von Konrad Horn
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Die periodischen Kometen des Jahres 2002
von Maik Meyer
Im Jahr 2002 werden 24 bis jetzt bekannte kurzperiodische Kometen ihr Perihel durchlaufen. Von diesen wird voraussichtlich keiner heller als 9 mag und auch viele der mit mittleren Instrumenten beobachtbaren Objekte werden für die visuelle Beobachtung relativ schlecht positioniert sein. Wie aber auch im Jahr 2001 gibt es für den fotografischen und den CCD-Beobachter ein reiches Betätigungsfeld. In Tabelle 1 sind alle periodischen Kometen aufgeführt, die im Jahre 2002 visuell beobachtbar sein sollten. Um visuell beobachtbar zu sein, sind folgende Kriterien zu erfüllen: Der Komet muss eine Höhe von mindestens 20 Grad am nachtdunklen Himmel (Sonnenhöhe < -16 Grad ) für einen in Deutschland beobachtenden Amateur erreichen und dabei heller als 13 mag sein. Betont werden muss allerdings, dass die nachfolgend angegebenen Helligkeiten nur Schätzwerte darstellen und nicht selten um ein bis zwei Größenklassen nach oben oder unten abweichen können. Zusätzlich ist zu bedenken, dass besonders kurzperiodische Kometen nicht selten Helligkeitsausbrüche erleiden, so dass auch nominell schwächere Objekte Überraschungen bieten können, wie es die vergangenen Jahre wieder deutlich zeigten.
In Tabelle 2 sind die Bahnelemente aller im Jahre 2002 ihr Perihel durchlaufenden kurzperiodischen Kometen aufgeführt. Dabei ist zu beachten, dass die Bahnelemente einer stetigen Änderung unterworfen sind, was besonders für die Beobachtung schwacher Objekte wichtig ist. Aktuelle Bahnelemente und Ephemeriden hellerer Kometen sind regelmäßig in den aktuellen Hinweisen von Sterne und Weltraum enthalten. Die aktuellsten Informationen über alle Kometen sind über die Homepage der Fachgruppe Kometen im World Wide Web unter http://www.fg-kometen.de abrufbar.
Interessante Kometen in der Einzeldarstellung Komet 19P/ Borrelly wurde bereits in der letzten Vorschau behandelt [1]. Er wird sich in den ersten Monaten des Jahres 2002 auf dem absteigenden Ast seiner Helligkeitsentwicklung befinden. Die bisher vorliegenden Beobachtungen des Jahres 2001 zeigen jedoch, dass der Komet etwas schwächer als prognostiziert ist. Er wird im Januar fast im Zenit stehend von etwa 12 auf unter 13 Größenklassen fallen, so dass er visuell nur noch mit großen Instrumenten aufzufinden sein sollte.
96P/ Machholz 1 ist ein in vielerlei Hinsicht interessanter Komet. 1986 durch Don Machholz entdeckt, besitzt er mit 0,16 AE die kleinste Periheldistanz eines kurzperiodischen Kometen, welche sich in der nächsten Zeit zusätzlich immer weiter verringern wird. Er besitzt eine ungewöhnlich hohe Bahnneigung von etwa 60 Grad und wird verdächtigt, der Auslöser des Meteorstroms der Quadrantiden zu sein. Weiterhin haben Studien gezeigt, dass der Komet eventuell nur ein aktives Gebiet besitzt, welches erst nahe des Perihels aktiv wird [2]. Der Komet ist sehr selten visuell beobachtbar und erreicht visuell erreichbare Helligkeiten meist nur in geringer Elongation zur Sonne. Wenngleich nicht erdgebunden zum Zeitpunkt des Perihels zu beobachten, werden die LASCO-Koronographen an Bord der Sonnenbeobachtungssonde SOHO diesen Kometen möglicherweise beobachten können, wie es bereits 1996 geschah. Die diesjährige Wiederkehr ist geometrisch sehr ungünstig und bietet kein visuelles Sichtfenster für mitteleuropäische Beobachter.
Komet 7P/ Pons-Winnecke ist in der ersten Hälfte des Jahres 2002 mit steigender Helligkeit zu beobachten.
Abb. 1: Sichtbarkeitsdiagramm der helleren periodischen Kometen des Jahres 2000. Höhe und Azimut sind in 3-Tage-Abständen für einen Ort auf 50 Grad N bei einer Sonnendepression von 15 Grad angegeben
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Bezeichnung 7P/Pons-Winnecke 46P/Wirtanen P/1992 Q1 (Brewington)
Periheldatum
q
U
mmax
15.05.2002
1,26
6,4
12
26.08.2002
1,06
5,4
9
18.02.2003
1,59
10,7
10,5
Monatmax Mai/Juni 2002
August 2002
Jan./Feb. 2003
S März - Mai Sep. - Dez. Nov. - Dez.
Tabelle 1: Angaben zu den helleren periodischen Kometen des Jahres 2000. q = Periheldistanz in AE, U = Umlaufszeit in Jahren, mmax = prognostizierte Maximalhelligkeit in mag, Monatmax = Monat der erwarteten Maximalhelligkeit, S = Sichtbarkeitszeitraum 2000
Die Erstentdeckung erfolgte 1919 durch J.-L. Pons und die Wiederentdeckung 1858 durch F. A. Winnecke in Bonn. Damals betrug die Periheldistanz noch etwa 0,8 AE, was Maximalhelligkeiten um die 6 mag ermöglichte. Im Jahre 1927 näherte er sich bis auf 0,04 AE der Erde und wurde etwa 3,5 mag hell [3]. Ab Anfang April 2002 dürfte der Komet heller als 13 mag geworden sein. Bis Ende des Monats wird sich die Helligkeit noch auf 12 mag steigern - was hauptsächlich seiner Erdnähe (maximal 0,65 AE im Mai) geschuldet ist und einen ausgedehnten, diffusen und damit sehr schwer beobachtbaren Kometen vermuten lässt. Danach wird der Komet auf Höhen unter 200 sinken. Ende Mai verschwindet er mit einer nur leicht helleren Maximalhelligkeit am morgendlichen Horizont. Der Komet wird mit dem Meteorstrom der Juni-Bootiden assoziiert.
Komet 57P/ du Toit-Neujmin-Delporte steigerte im Jahre 1996 seine Helligkeit überraschend um 6 mag auf 12 mag. Auch für dieses Jahr ist eine Maximalhelligkeit nicht heller als 15 mag vorhergesagt. Da der Komet sich in den Sommermonaten in Opposition befindet, ist ein überwachender Blick im Hinblick auf die Geschehnisse von 1996 durchaus zu empfehlen.
46P/ Wirtanen ist einer der helleren Kometen im Jahre 2002. Der 1948 durch C. A. Wirtanen entdeckte Komet wird voraussichtlich mit etwa 9,5 mag Mitte Juli 2002 über den morgendlichen Horizont emporsteigen. Erst Ende September erreicht er dabei Höhen um die 200, wobei er wiederum die gleiche Helligkeit aufweisen dürfte, wobei er zwischenzeitlich im August mit etwa 9 mag sein Helligkeitsmaximum erreichte. Im weiteren Verlauf des Jahres 2002 steigt der Komet langsam höher und wird zum Jahresende knapp 12 mag schwach geworden sein; dann in etwa 400 Höhe am Morgenhimmel beobachtbar. Die angegebenen Helligkeiten gelten für
eine gleichförmige Entwicklung mit mittleren Helligkeitsparametern. 46P/Wirtanen wies jedoch bei vergangenen Erscheinungen eine unterschiedliche Entwicklung vor und nach dem Perihel auf. So stieg seine Helligkeit vor dem Perihel rasant an, um danach mit einem deutlich geringeren Aktivitätsfaktor nur langsam zurückzugehen. Somit ist es auch möglich, dass der Komet bis Jahresende noch deutlich heller zu beobachten sein könnte. Innerhalb der Fachgruppe Kometen ist der Komet der Projektkomet des Jahres 2002.
Die Kometen P/ 1986 A1 (Shoemaker 3), P/ 1993 K2 (Helin-Lawrence) und P/ 1992 Q1 (Brewington) durchlaufen ihr erstes Perihel seit ihrer Entdeckung. Während die beiden ersten Objekte keine visuellen Beobachtungen in kleinen und mittleren Amateurinstrumenten zulassen dürften, wird der letztere durchaus in deren Reichweite kommen, wobei der Periheldurchgang bereits im Jahre 2003 liegt. 1992 durch H. J. Brewington entdeckt, erreichte der Komet bei seiner Ersterscheinung eine Maximalhelligkeit von etwa 11 mag. Die Entdeckung geschah damals fast drei Monate nach dem Periheldurchgang. Im November 2002 wird der Komet Höhen von 200 am Abendhimmel erreichen und könnte dabei 11 mag aufweisen. Bis zum Jahresende steigt er langsam nördlich und könnte zum Jahreswechsel knapp heller sein. Die maximale Helligkeit erreicht P/1992 Q1 (Brewington) im Januar/ Februar 2003 mit etwa 10,5 mag. Da die Helligkeitsparameter bei der Ersterscheinung 1992 nur ungenau bestimmt werden konnten, besteht besonderes Interesse an Helligkeitsschätzungen dieses Kometen. Insbesondere ist dies die erste Möglichkeit, das Helligkeitsverhalten vor und nach den Perihel zu ermitteln.
Komet 29P/ Schwassmann-Wachmann 1 der für seine Helligkeitsausbrüche bekannt ist, die ihn durchaus bis zur
10. Größenklasse hell werden lassen können, erreicht im Jahre 2002 nach langer Zeit zum ersten Mal wieder Höhen über 200. Von Anfang Juli bis Ende November bewegt der Komet sich vom Morgen- an den Abendhimmel und gestattet somit - neben der fotografischen und CCD-Beobachtung - auch eine visuelle Überwachung mit mittleren Instrumenten.
Fazit Wie auch im letzten Jahr, ist die Zahl der hellen periodischen Kometen im Jahre 2002 gering. Für den Liebhaber noch hellerer Kometen bleibt nur die Hoffnung auf Neuentdeckungen oder Helligkeitsausbrüche bekannter Schweifsterne. Trotzdem sollten die wenigen erwähnten Objekte überwacht werden, um gesicherte Aussagen über deren Helligkeitsparameter zu gewinnen, was insbesondere für die erste Wiederkehr des Kometen P/1992 Q1 gilt. Die CCDFotometrie der schwächeren Kometen stellt ein immer wichtiger werdendes und aufgrund der Menge an Objekten lohnendes Betätigungsfeld dar. Auch negative Beobachtungen sind nützlich. Die Fachgruppe Kometen sammelt alle Beobachtungen und wertet diese aus. Informationen zur Mitarbeit im Rahmen der Fachgruppe erhält der interessierte Beobachter gegen 3,- DM in Briefmarken unter folgender Adresse: VdS-Fachgruppe Kometen, c/o Andreas Kammerer, Johann-Gregor-Breuer-Str.28, D-76275 Ettlingen, sowie auf der oben genannten Homepage der Fachgruppe Kometen.
Literaturhinweise [1] Meyer, M.: Die periodischen Kometen des
Jahres 2001. VdS-Journal II / 2000 (Winter), 55 [2] Shanklin, J. D.: BAA Comet Section Homepage
(http://ast.cam.ac.uk/~jds) [3] Kronk, G. W.: Comets: A Descriptive Catalog.
Hillside, 1984. [4] Kammerer, A: Schweifstern - Mitteilungsblatt
der FG Kometen. [5] Meyer, M.: Catalogue Of Comet Discoveries,
über den Autor.
F A C H G R U P P E > K O M E T E N 63
Bezeichnung
T
q
e
i
H0
n
96P/Machholz 1
20020108,6337 0,124105
0,958812
14,5807
94,6084 60,1866 10
3
31P/Schwassmann- 20020118,5163 3,408579 0,195287 18,4031
114,1943 4,5497
7
6
Wachmann 2
125P/Spacewatch
20020128,0513 1,528592 0,511540 87,3013
153,2367 9,9815
13
6
6P/d'Arrest
20020203,5918 1,352768 0,612809 178,1117
138,9440 19,4973 9
6
15P/Finlay
20020207,1675 1,034099
0,710510
323,6382 41,9643 3,6745
13,5 6
89P/Russell 2
20020322,9086 2,290067 0,397912 249,2165 42,4840 12,0279 11,5 6
7P/Pons-Winnecke
20020515,7228 1,258149
0,634076 172,2915
93,4504 22,2848 12
6
90P/Gehrels 1
20020623,0188 2,965533 0,508858 28,1966
13,5283 9,6163
9,5
4
124P/Mrkos
20020727,0306 1,467056 0,542643 181,2447 1,3902
31,3522 14
4
57P/du Toit-Neujmin- 20020731,1636 1,729518
0,499103 115,2389
188,9317 2,8442
11,5 6
Delporte
54P/de Vico-Swift
20020807,4524 2,146053 0,430565 2,1374
358,9324 6,0925
10
6
67P/Churyumov-
20020818,3101 1,292339 0,631528 11,4520
50,9685 7,1204
10
6
Gerasimenko
46P/Wirtanen
20020826,9664 1,058778 0,657885 356,4001 82,1739 11,7381
8,5
2,5
77P/Longmore
20020904,7225 2,309541 0,358190 196,4466 14,9767 24,4034 9,5
6
92P/Sanguin
20020923,0561 1,807428 0,663372 163,0502 182,3498 18,7644 12
6
26P/Grigg-Skjellerup 20021129,7204 1,117878
0,632709 1,6241
211,7398 22,3473 12
6
22P/Kopff
20021212,0763 1,583608 0,543307 162,7536 120,9290 4,7185
6,5
6
P/1986 A1 (Shoemaker 3) 20021215,0206 1,813723
0,726794 14,9411
97,2704 6,3862
10
6
39P/Oterma
20021221,7164 5,470734 0,244575 56,3664
331,5834 1,9432
5
6
P/1993 K2
20021222,4478 3,110104
0,307738 163,6906 92,0158 9,8713
10
3,5
(Helin-Lawrence)
115P/Maury
20021223,8741 2,041656 0,520806 119,8758 176,7557 11,6826 10,5 6
30P/Reinmuth 1
20021224,3991 1,877508 0,502115 13,2867
119,7568 8,1306
10
6
28P/Neujmin 1
20021227,3786 1,552051
0,775627 346,9190 347,0339 14,1853 11,5
6
P/1992 Q1 (Brewington) 20030218,8430 1,590355 0,671624 48,0058
343,6435 18,0596 8
4
29P/Schwassmann- 20040710,8283 5,723578 0,044170 48,9562
312,7156 9,3921
6
3
Wachmann 1
Tabelle 2: Bahnelemente und Helligkeitsparameter aller periodischen Kometen 2000 (Äquinoktium 2000.0). Bedeutung der Spalten: q = Periheldistanz in AE, e = Exzentrizität, = Argument des Perihels in Grad, = Länge des aufsteigenden Knotens in Grad, i = Bahnneigung in Grad, H0 = absolute Helligkeit in mag, n = Aktivitätsfaktor
Komet C/2000 WM1 (LINEAR)
von Maik Meyer
Wenn der geneigte Leser eben jetzt diese Zeilen lesen wird, wird der Komet C/2000 WM1 (LINEAR) bereits seine erste Sichtbarkeit und damit auch sein Helligkeitsmaximum hinter sich gebracht haben und unter dem abendlichen Horizont verschwunden sein. Die im letzten VdS-Journal (I/2001) zu findende Vorschau [1] war aufgrund fehlender aktueller und insbesondere visueller Beobachtungen nicht in der Lage, eine halbwegs verlässliche Vorhersage der zu erwartenden Helligkeit zu treffen. Zum Zeitpunkt des Verfassens dieser Vorschau (September 2001) sind bereits visuelle Helligkeitsschätzungen bekannt geworden, die den Kometen etwa 1 Größenklasse schwächer als vorhergesagt zeigen. Für die Erstellung einer aussagefähigen Lichtkurve ist der visuell
Abb. 1: Sichtbarkeitsdiagramm des Kometen C/2000 WM1 (LINEAR)
64 F A C H G R U P P E > K O M E T E N
Datum
J
M
D
2002 3
9
2002 3
14
2002 3
19
2002 3
24
2002 3
29
2002 4
3
2002 4
8
2002 4
13
2002 4
18
2002 4
23
2002 4
28
2002 5
3
2002 5
8
2002 5
13
2002 5
18
2002 5
23
2002 5
28
R.A.
Dek.
r
2000.0
hm Grad `
AE
19 23
-16 16
1,11
19 22
-12 15
1,19
19 20 -8 14
1,27
19 17
-4 14
1,35
19 14
-0 14
1,43
19 10
3 44
1,51
19 05 7 39
1,59
18 59 11 28
1,67
18 52 15 10
1,74
18 44 18 41
1,82
18 35 21 57
1,89
18 25
24 57
1,97
18 14
27 37
2,04
18 02
29 55
2,11
17 50 31 51
2,19
17 38
33 24
2,26
17 26
34 35
2,33
delta
m
AE
1,24
8,2
1,24
8,5
1,24
8,8
1,24
9,1
1,24
9,3
1,24
9,5
1,25
9,8
1,26
10,0
1,28
10,2
1,30
10,4
1,32
10,7
1,36
10,9
1,40
11,1
1,44
11,3
1,50
11,6
1,56
11,8
1,63
12,0
R.A.
Dek
1950.0
hm Grad `
19 20 19 19 19 17 19 15 19 12 19 08 19 03 18 57 18 50 18 42 18 33 18 23 18 12 18 00 17 48 17 36 17 24
-16 22 -12 21 -8 20 -4 19 -0 19 3 39 7 34 11 24 15 06 18 37 21 55 24 55 27 36 29 55 31 52 33 26 34 38
Topt
h m
4:53 4:42 4:30 4:18 4:06 3:53 3:40 3:27 3:14 3:00 2:47 2:33 2:19 2:05 1:52 1:34 1:02
Hmax
Grad
10 14 19 24 29 33 38 43 48 53 57 61 65 69 71 73 74
Tab. 1: Ephemeride des Kometen C/2000 WM1 (LINEAR) Bahnelemente (MPC 43018): T = 2002 - 01 - 22,6834, Länge des aufsteigenden Knotens = 237,8971 Grad , Argument des Perihels = 276,7690 Grad , Bahnneigung = 72,5488 Grad , q = 0,555404 AE, e = 1.000277; Erläuterungen zur Tabelle: r = Abstand zur Sonne in AE, delta = Abstand zur Erde in AE, m = Helligkeit in mag, Topt = optimale Beobachtungszeit in MEZ (Sonne mindestens 16 Grad unter dem Horizont), Hmax = Höhe am Himmel bei Topt.
beobachtete Bereich allerdings noch zu klein. Unter der Voraussetzung, dass der Komet nur diese eine Größenklasse schwächer ist und sich auch nach dem Perihel ,,vernünftig" verhält, wird er im März 2002 wieder beobachtbar werden. Die dargestellte Ephemeride ist auf Basis der im September bekannten Helligkeitsschätzungen erstellt worden und kann für die Helligkeiten nach oben oder unten deutlich abweichen. Es wird deshalb empfohlen, immer einen Blick auf die aktuelle Helligkeitsentwicklung (z.B. auf der Homepage der FG Kometen [2]) zu werfen.
Literaturhinweise: [1] Meyer, M.: Komet C/2000 WM1 (LINEAR). VdS-Journal für Astronomie, I /
2001 (Sommer), 71 [2] http://www.fg-kometen.de
Abb. 2: Komet C/2000 WM1 (LINEAR) am 26.9.2001, 22:28 - 23:25 UT, 40 x 60 s mit Audine-CCDKamera am 100/500 mmRefraktor, Schweiflänge 3,3 Bogenminuten, PA 270 Grad , Aufnahme von Konrad Horn
F A C H G R U P P E > K L E I N P L A N E T E N 65
Neue Entdeckungen: der größte Kleinplanet und ein großer Erdbahnkreuzer
von Andrè Knöfel
Es ist schon erstaunlich wie kurzlebig neue Rekorde in der Astronomie sind: Erst in der letzten Ausgabe des VdSJournals [1] wurde über den entfernten großen Kleinplaneten (20000) Varuna berichtet. Mit rund 900 km Durchmesser ist dieser etwa so groß wie Ceres, der bisher größte, vor 200 Jahren entdeckte, erste Kleinplanet. Dessen Durchmesser wird mit 930 km angegeben. Inzwischen ist es sicher, dass ein Kleinplanet größer als Ceres ist: Am 22. Mai 2001 entdeckten James L. Elliot und Lawrence H. Wassermann in Cerro Tololo (Chile) einen Asteroiden mit der Bezeichnung 2001 KX76 [2], der wie (20000) Varuna jenseits des Neptun als Kuiper Belt Objekt (KBO) seine Bahn zieht. Nach ersten Schätzungen der Astronomen des Lowell Observatory kurz nach der Entdeckung von 2001 KX76 beträgt der Durchmesser dieses Kleinplaneten 960 bis 1270km. Diese Schätzung basierte auf der scheinbaren Helligkeit des Asteroiden, dessen Albedo, das als ähnlich dem anderer KBOs angenommen wurde und der damals noch weitgehend unbekannten Bahn. Arno Gnädig vom DANEOPS [3] konnte in den Archiven des Digitized Sky Survey [4] diesen Kleinplaneten bis zurück in das Jahr 1982 ausmachen. Dadurch war es möglich, die Bahn des Objektes genau zu bestimmen und der Kleinplanet erhielt vom Minor Planet Center die Nummer 28978. Mit den neuen Bahndaten konnte nun eine neue Abschätzung des Durchmessers vorgenommen werden. Geht man davon aus, das (28978) 2001 KX76 wie (20000) Varuna etwa 7 % des Lichtes reflektiert, dann hat dieses Kuiper Belt Objekt einen Durchmesser von 1200 km. Nimmt man dagegen ein Albedo von 4 % an (wie von anderen Kuiper Belt Objekten), dann dürfte er sogar einen Durchmesser von 1400 km aufweisen. Auf jeden Fall hat (28978) 2001 KX76 die Ceres vom Thron des größten Kleinplaneten gestoßen, ist wahrscheinlich größer als der Plutomond Charon und ist mindestens halb so groß wie Pluto selbst. (28978) 2001 KX76 dürfte wahrscheinlich nicht lange den ersten Platz als
Abb. 1: Orbit des Kleinplaneten (28978) 2001 KX76, erstellt mit EasySky [6]
Abb. 2: Orbit des Kleinplaneten 2001 OG108 im inneren Sonnensystem. Position des Kleinplaneten am 9. April 2002, erstellt mit EasySky [6]
größter Kleinplanet behalten, denn man geht inzwischen davon aus, dass sich im Kuiper Belt noch einige große Kleinplaneten verbergen, die sich bisher den Blicken der Teleskope und CCD-Kameras erfolgreich entziehen konnten. Ein weiteres außergewöhnliches Objekt wurde am 28. Juli 2001 von M. Van Ness vom Lowell Observatory (LONEOS) entdeckt. Es handelt sich dabei um einen Erdbahnkreuzer (Abb. 2) mit einer sehr langgestreckten Bahn. Diese Kleinplaneten werden 'Damocloids' genannt, nach dem ersten Kleinplaneten dieser Art, (5335) Damocles. Der Kleinplanet erhielt
die provisorische Bezeichnung 2001 OG108 [5]. Dieser Kleinplanet, dessen sonnenfernster Punkt weiter als der Uranus liegt und dessen Bahn stark gegenüber der Ekliptik geneigt ist, kreuzt alle 48 Jahre die Erdbahn. Die eigentlich kometenartige Bahn solcher 'Damocloids' veranlasst einige Astronomen anzunehmen, dass es sich bei den Objekten um alte, ausgegaste und tote Kometenkerne handeln könnte. Man vermutet deshalb, dass das Albedo dieser Objekte ähnlich dem eines Kometenkerns sei. Zwei weitere Erdbahnkreuzer (allerdings
66 F A C H G R U P P E > K L E I N P L A N E T E N
keine 'Damocloids'), (1866) Sisyphus und 2000 WF129, sind ähnlich hell wie 2001 OG108. Da sie aber aus dem inneren Sonnensystem stammen und ein höheres Albedo besitzen, wird angenommen, das der neue 'Damocloid' mit etwa 15 km Durchmesser sogar der größte der bisher rund 800 bekannten Erdbahnkreuzer ist. Von diesem Asteroiden geht allerdings in naher Zukunft keine Gefahr für die Erde aus. Seine derzeitige Bahn führt ihn nicht näher als 45 Millionen km an die Erde heran - das entspricht mehr als der 100 fachen Entfernung Erde-Mond. Die zukünftige Bahn des Kleinplaneten ist aber noch ungewiss, da diese in den nächsten Umläufen durch die nahe Begegnung mit Jupiter nachhaltig beeinflusst werden wird. Dieser Erdbahnkreuzer wird im April 2002 seine größte Helligkeit mit etwa 14 Größenklassen erreichen und als schnell bewegtes Objekt in hoher Deklination (er passiert am 9. April 2002 den Himmelsnordpol in weniger als 3 Grad Abstand) für Beobachter der Nordhemisphäre mit entsprechender Ausrüstung gut zu beobachten sein (Abb. 3). Auch die Asteroidenforscher sind sehr an diesem großen Asteroiden interessiert, da ihnen die Chance geboten wird, einen vermutlich ausgegasten Kometenkern näher zu untersuchen.
Literaturhinweise:
Literaturhinweise [1] Knöfel, A., Stoss, R.: Auf der Suche nach einem
kleinen Giganten: (20000) WR106. VdS-Journal für Astronomie I/2001 (Sommer), 81 [2] Minor Planet Electronic Circular 2001-N01: http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K01/K01N01.html [3] DLR-Archenhold Near Earth Objects Precovery
Survey (DANEOPS) http://earn.dlr.de/daneops [4] Digitized Sky Survey (DSS):
http://www-gssss.stsci.edu/dss/dss.html [5] Minor Planet Electronic Circular 2001-P40:
http://cfa-www.harvard.edu/mpec/K01/K01P40.html [6] Matthias Busch: EasySky. http://www.easysky.de
Abb. 3: Bahn des Kleinplaneten 2001 OG108 im April 2002 in der Nähe des Himmelspoles, erstellt mit EasySky [6]
Spektroskopie - ein Amateurgebiet? Die FG Spektroskopie stellt sich vor
von Thomas Hunger und Ernst Pollmann
Offenbart die Beobachtung im integralen Licht (Weißlicht) schon eine unglaubliche Menge an Information über die Himmelskörper, so erlaubt die Untersuchung des dispergierten Lichtes (Trennung in die farblichen Anteile, Regenbogenfarben) noch viel tiefere Einblicke in die physikalischen Prozesse im Universum. Sie ist - mit Einschränkungen - die einzige Möglichkeit, diese wirklich analysieren zu können. Nun wird der Amateur nicht unbedingt mit wissenschaftlichem Anspruch seine Beobachtungen betreiben, aber er wird doch versuchen, vieles des in den einschlägigen Büchern verzeichneten Wissens nachzuvollziehen. So erkennen wir recht früh, daß Sterne unterschiedli-
che Farben zeigen, und daß dies mit ihrem Aufbau zusammenhängt. Dann liest man noch, daß man von ihnen auch Spektren gewinnen kann. Meist ist dann aber schon Schluss. Man könnte leicht zu der Meinung gelangen, so etwas überhaupt nicht selbst machen zu können oder es sei viel zu kompliziert. Dabei haben die meisten von uns größtenteils die dafür notwendige Ausrüstung schon bei sich (zumindest für einen ersten Versuch). Für den Anfang ist es bereits ausreichend, einfach ein Prisma vor eine Fotokamera anzubringen (das ist dann schon ein Spektrograph!), um damit helle Sterne aufzunehmen. Daran lernt man schon sehr viel. Dann fragt man sich schnell, was
sehe ich denn da und im nächsten Augenblick ist man schon dabei, die Spektren zu interpretieren. Wer dann viel Interesse verspürt, wird die Spektren ausmessen wollen (die Möglichkeiten sind in der FG vorhanden) und am Computer eine Nachbearbeitung betreiben. In neuerer Zeit hat der Einsatz von leistungsfähigen elektronischen Bildempfängern, den sog. CCD-Kameras, eine ungeheure Erweiterung des Beobachtungshorizontes für Amateure geschaffen. Diese Entwicklung ist natürlich auch nicht an der Spektroskopie vorbeigegangen. Gerade weil hier das (ohnehin geringe) Licht noch zusätzlich aufgespalten wird. Die CCD-Kamera ermöglicht die
F A C H G R U P P E > S P E K T R O S K O P I E 67
Abb. 1: Übersichtsspektrum von Kastor. Auftragung der Intensität I bezogen auf das Quasikontinuum I0 gegen die Pixelposition auf dem CCD-Chip. Aufgenommen mit dem abgebildeten Objektivprismenspektrographen. Nach rechts werden die Absorptionslinien ,,breiter". Das ist im Wesentlichen auf die zunehmende Defokussierung durch den Farbortfehler des Objektives zurückzuführen (T. H., VSW Drebach) Abb. 2: Hochaufgelöstes Teilspektrum des Emissionsliniensternes P Cygni. Auftragung F/Fc (normierter Fluß) gegen die Wellenlänge. Aufgenommen mit einem Selbstbaugitterspektrographen (E. P.)
Beobachtung lichtschwächerer Objekt bzw. eine höhere spektrale Auflösung. So gibt es jetzt in der FG auch hochauflösende Spektrographen, die erfolgreich betrieben werden und Arbeitsgebiete erschließen, die noch vor Jahren geradezu utopisch waren (siehe auch im Bildteil). Dieser Prozeß wird auch mit zunehmenden Interesse aus der Fachastronomie begleitet, zumal die Ergebnisse durchaus professionell erarbeitet werden. Hier kann der Amateur durch Langzeitbeobachtungen zum allgemeinen Erkenntnisgewinn beitragen. Natürlich muß niemand, der Spektroskopie nur als Hobby betreibt, solchen Ansprüchen entsprechen. Das Beobachtungserlebnis steht wie überall im Vordergrund. Wer Interesse an diesem Themenkomplex findet und sich mit Gleichgesinnten austauschen möchte, dem bietet sich in der VdS-FG Spektroskopie eine durchaus kompetente Plattform. Sie bringt Amateure vom Anfänger bis zum ambitionierten Beobachter zusammen. Die Zusammenarbeit mit anderen FG`s wird in Zukunft noch zunehmen, da sich hier Methode und Objekte hervorragend ergänzen können (als Beispiel seien Veränderliche Sterne erwähnt). Mittlerweile kann man sagen, daß innerhalb der FG eine beachtliche Kompetenz, angefangen vom Spektrographenbau bis hin zu den Beobachtungsobjekten, vorhanden ist. Das zeigt u.a. auch die rege Diskussion in der FGMailingliste (fg-spek@lsw.uni-heidelberg.de). Informationen sind auch in den FG-Webseiten unter http://poll-
mann.ernst.org abrufbar. Desweiteren erscheinen halbjährlich als wichtiges Kommunikationsorgan sog. Rundbriefe. In diesem ca. 25-30 Seiten starken Mitteilungsblatt werden Beobachtungsergebnisse und Informationen von Mitgliedern der FG veröffentlicht. Über die vielen persönlichen Kontakte hinaus werden selbstverständlich auch Jahrestagungen veranstaltet (nächste Tagung vom 3. - 5. Mai 2002 in Freigericht bei Hanau). Für Informationen und Anfragen zur Fachgruppe und der Spektroskopie steht Ernst Pollmann, Charlottenburgerstraße 26c, 51377 Leverkusen, e-mail: pollmann@aol.com, gern bereit.
Beschreibung des Bildteiles: Im Bildteil sind zwei typische Spektrographentypen mit Beispielspektren gezeigt. Ein einfaches Gerät ist der Objektivprismenspektrograph, bei dem ein Glasprisma vor einem Objektiv angebracht ist (Abb. 1). Die Beobachtung kann visuell (Okular ist am unteren Ende sichtbar) oder per Foto- bzw. CCD-Kamera erfolgen. In Abb. 2 ist ein hochaufgelöstes Teilspektrum von P Cyg zu sehen. Dieser Stern zeigt neben Absorptionslinien auch Emissionslinien. Diese entstammen einer expandierenden Hülle um den eigentlichen Stern (siehe auch den folgenden Artikel von B. Hanisch im Heft).
Tut mir leid, meine Herren! Sie können die Hände wieder runternehmen ... Hinweis von der Dorfpolizei: Auf unserer Wiese sind zwei Kerle, die einen Granatwerfer aufbauen!!!
68 F A C H G R U P P E > S P E K T R O S K O P I E
Beobachtung von Radialgeschwindigkeiten mit Amateurmitteln am Beispiel von P Cygni
von Bernd Hanisch
Es wird über den Versuch berichtet, mit Hilfe einer einfachen spektroskopischen Amateurausrüstung den radialen Anteil der Expansionsgeschwindigkeit der Hülle von P Cygni anhand einzelner Wasserstoff- und Heliumlinien zu bestimmen.
Allgemeines zu P Cygni P Cygni ist seit seiner Entdeckung am 18. August 1600 ein in mehrfacher Hinsicht auffälliger Stern. Zum einen konnte man schon bei rein visueller Beobachtung in der Vergangenheit bemerkenswerte Helligkeits- und Farbänderungen feststellen. Während die visuelle Helligkeit im 17. bis Mitte des 18. Jahrhunderts irregulär zwischen der 3. und 6. Größenklasse variierte, ist seit etwa 200 Jahren ein kontinuierlicher Helligkeitsanstieg von etwa 5,2 auf 4,8 mag mit geringfügigen Schwankungen von m = 0,2 mag zu verzeichnen. Eben-
falls wird von einer langsamen Entrötung des Sternes über ein anfangs rötliches und ein später gelblich-weißes bis zum heutigen bläulich-weißen Erscheinungsbild berichtet [1]. Als etwa vor 110 Jahren die ersten Spektren des Sterns aufgenommen wurden, erkannte man bei fast allen Linien ein zunächst völlig ungewöhnliches Profil: breite, nicht verschobene Emissionslinien mit scharfen, blauverschobenen Absorptionen. Diese Erscheinung wird bis heute als ,,P Cygni-Linienprofil" bezeichnet. Die Erklärung dieses ungewöhnlichen Phänomens erfolgte erst in neuerer Zeit durch Lamers et. al., [1] nachdem aufgrund weiterer spektroskopischer Beobachtungen die Ableitung der Zustandsgrößen und damit verbunden die Lokalisierung des Sterns im HRD möglich war. Es ergaben sich für den etwa 6.000 Lichtjahre entfernten B1IaStern als Effektivtemperatur Teff =
Linie
He I H H He I H H 8 H 9
Emission E/Å (nach [4])
4471,48 4340,47 4101,74 4026,19 3970,07 3889,06 3835,40
Absorption A/Å (blauverschoben)
4468,32 4337,72 4099,06 4024,00 3967,32 3886,47 3832,57
= E-A/Å
3,16 2,75 2,68 2,19 2,75 2,59 2,83
vrad/ km/ s
- 212 - 190 - 196 - 163 - 208 - 200 - 221
Tabelle 1: Meßwerte und daraus bestimmte Radialgeschwindigkeiten für die auswertbaren Spektrallinien des Beispielspektrums von P Cygni
(19300 +- 2000) K, als Radius (bezogen auf die Sonne R*/R = 76 +- 14, die Leuchtkraft log(L*/L) = 5,86 +- 0,3 und die Masse M*/M = 23...40 +- 4. Man nimmt an, daß sich P Cygni nach Verlassen der Hauptreihe in einer sehr instabilen Phase befindet, die durch einen starken Strahlungsdruck verursacht wird. Dabei kommt es zur Kontraktion des Kerns und zum Verlust großer Teile seiner Masse durch eine expandierende Hülle. Dabei ist davon auszugehen, daß die Emissionen in einem stationären Hüllenteil entstehen und die blauverschobenen Absorptionen einer expandierenden, äußeren Hüllenkorona zuzuordnen sind. Die Expansionsgeschwindigkeit der Hülle steigt von heißen inneren zu kühleren äußeren Hüllenschichten. Dies ist spektroskopisch durch die Beobachtung von Teilchen in verschiedenen Ionisationsgraden möglich. Die Größe des radialen, d. h. in die Sichtlinie des Beobachters fallenden, Anteils an der Expansion wird durch die gemessene Blauverschiebung der Absorptionskomponente durch Kenntniss des Dopplereffektes bestimmt. Unlängst wurde durch Stahl et. al. [2, 3] bei einer Langzeitüberwachung der spektroskopischen Parameter Radialgeschwindigkeit und Stärke der Emissionslinien auch deren zeitliche Variabilität festgestellt. Erstaunlicherweise konnte dabei jedoch eine Korrelation in der Variation spektroskopischer und photometrischer Parameter nicht nachgewiesen werden [3].
Abb. 1: Spektrum von P Cygni vom 24.7.1995, 10 min. auf KODAK T-MAX 3200, Details zur Aufnahme im Text
F A C H G R U P P E > S P E K T R O S K O P I E 69
Abb. 2: Detailvergrößerung des Spektrum um die Wasserstofflinie H. Der helle Knoten ist die spektral nicht verschobene Emissionskomponente, rechts davon (blauverschoben) die Absorptionskomponente. Beide sind gut getrennt und damit auswertbar
Spektrenaufnahme und -bearbeitung Die Aufnahme der Spektren zur Ermittlung der Radialgeschwindigkeit von P Cygni erfolgte mit einem auf einer Ib-Montierung angebrachten ZeissMeniscas 180/1800 mm mit vorgesetztem Objektivprisma (110 mm x 110 mm Kantenlänge, 45 Grad brechender Winkel, Bor-Kron (BK) 2 - Glas). Als fotografische Emulsion diente KODAK T-MAX 3200. Die Belichtungszeit des nahezu unverbreiterten Spektrums betrug unter diesen Bedingungen etwa 10 min. Dabei kam es bei der Spektrenaufnahme auf das Vermeiden jeglicher Nachführabweichungen in Dispersionsrichtung an, welche ein Verschmieren der Linienprofile bewirkt hätten. Bei einer Spektrumslänge auf dem Negativ von 32 mm ergab sich eine Dispersion von 45 Å/mm bei einer Wellenlänge von 4000 Å. Das erhaltene Spektrum ist in Abb. 1 gezeigt. Eine Detailvergrößerung um die Wasserstofflinie H (Abb. 2) zeigt einen hellen ,,Knoten" (Emission) und eine benachbarte Absorption (erkenntlich an der Intensitätsabnahme). Das Negativ wurde anschließend mit einem Zeiss-Registrierphotometer MD 100 gescannt, das Ausgangssignal über ein Digitalmultimeter digitalisiert und mittels eines PC aufgezeichnet. Die Bearbeitung des Scans (Wellenlängenkalibration, Kontinuumsnormierung) erfolgte mit einer vom Bonner Sternfreund Helmut Knobloch entworfenen Auswertesoftware. Das so reduzierte Spektrum ist in Abb. 3 gezeigt.
Ermittlung der Radialgeschwindigkeit In einem ersten Schritt der Spektrenauswertung wurden nach der Wellenlängenkalibrierung die Wellenlängen der nicht verschobenen Emissions- bzw. der blauverschobenen Absorptionskomponente der entsprechenden Spektrallinien mög-
lichst genau bestimmt. Anschließend wurde aus dem Quotienten der Differenz der Wellenlängen von Emissions- und Absorptionskomponente und der Referenzwellenlänge (hier: unverschobene Emission) entsprechend der Doppler-Gleichung der radiale Geschwindigkeitsanteil der Expansionsgeschwindigkeit vrad errechnet:
vrad = -c . / = -(299.793 km/s) . /
Die erhaltenen Meßwerte und die daraus resultierenden Radialgeschwindigkeiten für die auswertbaren Spektrallinien des Beispielspektrums sind in Tab. 1 ersichtlich. Der aus den Einzelschritten (Aufnahme, Registrierung, Kalibrierung) resultierende Gesamtfehler für die letztlich bestimmte Radialgeschwindigkeit kann unter den beschriebenen Bedingungen auf +-10 % geschätzt werden. Für die Linien mit Wellenlängen größer als etwa 4500 Å waren die Emissions- und Absorptionskomponenten aufgrund der zum langwelligen Bereich hin abnehmenden Dispersion des Prismas nicht getrennt, so daß eine Bestimmung der Radialgeschwindigkeit nicht möglich war.
Zusammenfassung Mit einer in Relation zur beschriebenen Ausrüstung vergleichbaren (oder besseren) Ausstattung ist bei sorgfältigem Arbeiten die Bestimmung von radialen Geschwindigkeitsanteilen >100 km/s im blauen und violetten Spektralbereich mit einer Genauigkeit von etwa +-10 % möglich. Die ermittelten Radialgeschwindigkeiten stimmen mit dem für P Cygni bezüglich dieser Linien in der Literatur [2, 3] angegebenen Bereich von -150 km/s bis -220 km/s recht gut überein. Die derzeitigen zeitlichen Schwankungen der Radialgeschwindigkeiten (bei P
Cygni etwa +-15 km/s) werden für die beschriebene Ausrüstung vom Fehler überdeckt und sind somit nicht mit hinreichender Genauigkeit zu verfolgen. Die Bestimmung von Radialgeschwindigkeiten für P Cygni, und damit der Nachweis von Hüllenexpansion und Masseverlust, ist trotz der genannten Einschränkungen auch mit einfachen Mitteln möglich und demonstriert damit eindrücklich, wie astophysikalische Phänomene auch für Amateure zugänglich sind.
Literaturhinweise:
[ 1 ] Lamers, H.J.G.L.M., de Groot, M., Casatella, A.: P Cygni stars as an intermediate stage between red supergiants and Wolf-Rayet stars, Astron. Astrophys. 123 (1983), L8
[ 2 ] Stahl, O., Mandel, H., Wolf, B., Gang, Th., Kaufer, A., Kneer, R., Szeifert, Th., Zhao, F.: Long-term spectroscopic monitoring of P Cygni-type stars, I. Spectral atlas of P Cygni, Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 99 (1993), 167
[ 3 ] Stahl, O., Wolf, B., Gang, Th., Kaufer, A., Mandel, H., Szeifert, Th., Zhao, F.: Long-term spectroscopic monitoring of P Cygni-type stars, II. Spectroscopic Variations of P Cygni during 1990 - 1992, Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 107 (1994), 1
[ 4 ] Saidel, A.N., Prokofjew, W.K., Raiski, S.M.: Spektraltabellen, VEB Verlag Technik Berlin, 2. Auflage, 1961
Abb. 3: Auftragung der normierten Intensität des blauen Teiles des Spektrums gegen die Wellenlänge. Deutlich sind die Emissionen (Erhöhung der Intensität) von den Absorptionen getrennt
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Im Schatten Titanias - oder die Finsternis der Sonne HIP 10 68 29
von Eberhard H. R. Bredner
Die vergessene Finsternis Sonnenfinsternisse - 1999 in SüdDeutschland oder 2001 in Afrika - sind für alle beteiligten Beobachter immer sehr eindrucksvolle Ereignisse, lange geplant und sehr genau vorhergesagt. Hier soll nun von einer besonderen Finsternis oder Bedeckung berichtet werden. Claudio Martinez aus Argentinien veröffentlichte erst Anfang 2001 eine Vorhersage, danach würde der größte Uranusmond Titania am 8. September die Sonne HIP 10 68 29 (hier kurz HIP* genannt) bedecken. Die Schattenspur verlief über den Norden Süd-Amerikas, den Atlantik und Teile Süd/WestEuropas. Das war mit den Daten der Hipparchos-Mission gut berechenbar. Der Stern HIP* würde die brillante Helligkeit von 7,2 mag haben und deshalb mit Amateur-Geräten, wie sie die Mitglieder der Fachgruppe Sternbedeckungen (IOTA/ES) einsetzen, gut beobachtbar sein.
Beobachtungsmöglichkeiten Keine Rose ohne Dornen: Abb. 1 (nach David Herald März 2001) zeigt die berechnete Schattenspur über den Erdball. Uranus würde in Ecuador und Venezuela mehr als 60 Grad über dem Horizont stehen, wir in Europa mußten den Planeten im Dunst des Horizonts suchen: In Stuttgart maximale Höhe über dem Horizont nur 6 Grad , günstigere Bedingungen galten für Bordeaux 13 Grad 40', Madrid 18 Grad 11' und Lissabon 22 Grad 27'. Wer möglichst vorteilhafte Beobachtungsbedingungen anstrebte, mußte also zunächst die Situation seiner Reisekasse prüfen, aber mit Vorsicht: Die Genauigkeit der berechneten Schattenspur war nur im Bereich eines Radius von Titania +-800 km. Denn wesentlich genauere Finsternisvorhersagen ,,unserer" Sonne beschränken sich auf den Bereich einer Astronomischen Einheit (AE) = Abstand Sonne/Erde. Uranus dagegen ist 20 AE entfernt und HIP* sogar 35 Millionen AE. Als Voyager II am 24. Januar 1986 den Uranus Mond Titania fotografierte, führte er keine Sensoren zur Entdeckung
einer möglichen Atmosphäre mit sich, die galt es also bei dieser Sternbedeckung noch zu entdecken. In einem vergleichbaren Falle (Saturnmond Titan bedeckte am 3. Juli 1989 den Stern 28 Sagittarii) lieferten die Mitglieder der IOTA/ES mit ihren Ergebnissen einen wesentlichen Beitrag zur Aufklärung der Titanatmosphäre. Gewünscht waren deshalb für das Ereignis Titania zeitlich- und intensitätsgenaue Videoaufnahmen.
10 Tage vor dem Ereignis erreichten uns Informationen aus dem Profi-Bereich (Sternwarte Bordeaux), die Schattenspur würde sich nördlich verschieben. SüdFrankreich, das westliche Spanien und Portugal waren im Bereich der Schattenspur. Bedeckungszeit war etwa 5 Minuten vor 4 Uhr (+-2 Minuten) MESZ - Anfang der Woche gab es für Süd/West-Frankreich eine hoffnungsvolle Wetterprognose.
Start zur Beobachtung Natürlich (!!) verschlechterte sich das Wetter von Tag zu Tag. Nördliche Wolkenausläufer würden bis Mittelfrankreich reichen, weiter südlich sollte es besser werden - aber einen sternklaren Himmel/Horizont konnte man nicht er-
Abb. 1: Die Schattenspur Titanias. Der Erdglobus ist aus der Sichtrichtung von Titania abgebildet
warten. Die Reise begann deshalb mit gemischten Gefühlen in Begleitung orkanartiger Regenstürme. Nach einem Zwischenaufenthalt nahe Paris und erneuter Abfrage der Wetterprognosen schien die südliche Touraine als Beobachtungsgebiet einige Chancen zu bieten. Auf einer Anhöhe 80 m über der kleinen Stadt Chatellerault fand sich dann eine Möglichkeit - mit freiem Blick in den Dunst des Horizonts (Abb. 2). Auch nach einigen Stunden Schlaf hatte sich der Himmel gegen Mitternacht noch nicht ,,entwölkt". In größeren Wolkenlücken tauchten hellere Sterne, verdeckt durch dichte Zirren, auf ... noch 3 1/2 Stunden bis zur Bedeckung. Zunächst wurden aber 150 kg ,,Dolberg Observatory on tour" (siehe Journal I/2001, S. 87) aufgebaut.
Suche im Nebel Eine größere Wolkenlücke mit Polaris ermöglichte endlich auch die ,,EinNordung" der Montierung - in Richtung Uranus besserte sich die Sicht aber kaum. Für das bloße Auge war in der Nähe nur Formalhaut im Südlichen Fisch mit 1,3 mag sichtbar, mit dem Fernglas dann im Steinbock auch (3,0 mag) und (3,8 mag), nur sehr selten nördlich
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Abb. 2: Blick über Chatellerault in den Dunst des Horizonts
Abb. 3: Visuelle Beobachtung der ,,Sonnenfinsternis HIP*" bei Bedeckung durch den Uranus Mond Titania (die VideoAusrüstung ist schon wieder abgebaut)
weltweit sind bisher 41 Beobachtungsberichte veröffentlicht worden, sie alle hatten mit mir im Schatten gestanden. Ein unglaublich selteneres Ereignis als die Beobachtung einer ,,normalen" Sonnenfinsternis. Es bleibt eine grobe Analyse: Vorhergesagt war eine maximale Bedeckung von 76 Sekunden Dauer, gemessen habe ich in Chatellerault 73,3 Sekunden. Daraus folgt über eine geometrische Abschätzung bei einem Durchmesser Titanias von 1580 km ein Abstand von etwa 208 km zur Zentrallinie, die sich damit wirklich wie ,,last-minute" vorhergesagt verschoben hatte. Eine Auswertung aller Daten bleibt den Profiastronomen vorbehalten.
Fazit - oder Schlußbemerkung Einer hatte es gemerkt: Titania würde einen Stern bedecken. Er hat das ,,übersehene Ereignis" kurzfristig über elektronische Mailinglisten an interessierte Beobachter weitergeleitet, Profiastronomen haben bei den Vorausberechnungen geholfen und dann auch selbst mit beobachtet, alle haben sich gut ergänzt und trotz widriger Wetterverhältnisse war eine Beobachtung möglich.
davon auch schwächere Sterne mit Uranus. So gelang es erst nach über einer Stunde ,,Starhopping im HorizontDunst", Uranus und HIP* zu finden. Und dann war es doch wirklich wieder sehr überraschend, wie leistungsstark ein 100 Jahre alter 4"/64"-Frauenhofer-Refraktor sein kann. Deutlich zeigte sich Uranus mit der Sonne HIP* bei 80-facher Vergrösserung im Okular - eine erste Belohnung für die aufgebrachte Mühe. Sorgfältig vorbereitet (aber leider wegen unzureichender Wetterbedingungen nicht ausgetestet) war die Rotfilterung der Video-Aufnahme über das Spiegelteleskop C8. Damit sollte auf jeden Fall eine Überstrahlung des helleren Uranus gegenüber HIP* verhindert werden.
Aber Grau ist alle Theorie Die Absorption am Horizont, die zusätzlichen Zirren und die starke allgemeine Schwächung durch den Rotfilter verhinderte, dass ausreichend Licht bei der Video-Kamera ankam. Ein Umbau in letzter Minute wurde abgebrochen, um die ruhige visuelle Beobachtung durch den Refraktor nicht zu gefährden.
Abb. 3 zeigt die Situation des Beobachters unmittelbar vor dem Ereignis in der Nähe von Chatellerault N 46,839 Grad und E 0,567 Grad , Höhe 131 m. Deutlich ist die um 5 Grad geneigte Säule zu erkennen, um deren Heimat-Ausrichtung (N 51,7 Grad ) zu kompensieren. Der Refraktor ist auf den horizontnahen Uranus ausgerichtet.
Erfolg in letzter Minute Und dann war es soweit: Der nicht sichtbare Mond Titania bedeckt HIP* wirklich an meinem Standort in der Zeit von 3:54:20,2 bis 3:55:33,5 (MESZ), also 73,3 Sekunden lang - visuell war es eine totale Sternbedeckung ohne einen durch eine eventuelle Atmosphäre Titanias bedingten graduellen Helligkeitsabfall / -anstieg. Es bleibt noch zu berichten: 15 Minuten später versanken Uranus/HIP* im Dunst des Horizonts. Glück hatte die Beobachtung begünstigt. Abbau, Einpacken und Rückfahrt standen dann unter der euphorisierenden Erinnerung: ,,... Du hast im Schatten von Titania gestanden."
Versuch einer Auswertung Inzwischen sind 14 Tage vergangen,
,,Das ist lebendige Astronomie unserer Zeit wie wir sie schätzen." secretary@iota-es.de.
Leute ... nur Mut ... Wenn ihr jetzt nicht aufsteht, macht ihr kein einziges Foto!!!
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Ich habe eine Nova entdeckt! - Wie gebe ich die Entdeckung bekannt?
von Thorsten Lange
Bei der Beobachtung Veränderlicher Sterne sieht man manchmal Objekte, die auf den verwendeten Vergleichssternkarten gar nicht oder mit deutlich anderer Helligkeit verzeichnet sind. Handelt es sich vielleicht um die Sichtung einer Nova? Ist man möglicherweise der erste Mensch weltweit, der diesen Stern sieht? Dieser Artikel soll die Aktionen erläutern, die der Beobachter vor der Veröffentlichung noch zu erledigen hat und welche Probleme auftreten können, bis die Entdeckung zusammen mit seinem Namen in den Geschichtsbüchern der Astronomie verzeichnet werden kann. Zur Problematik wird eine mögliche Entdeckung nämlich dadurch, dass es natürlich völlig falsch ist, gleich zum Telefonhörer zu greifen und Brian Marsden bei der IAU anzurufen.
Vergleich mit Sternkarten Verwendet man beispielsweise eine cChart der AAVSO (Grenzgröße um 12 mag), dann lohnt sich ein Blick auf eine d- oder e-Chart bei Sternen, die an der Helligkeitsgrenze einer Karte liegen. Auch die Verwendung eines tiefen Sternatlas kann weiterhelfen. Entsprechendes leisten natürlich auch Computerprogramme wie Guide. Alle diese Hilfsmittel besitzen aber Unzulänglichkeiten hinsichtlich der zugrundeliegenden Spektralbereiche und geben z. B. besonders rote Sterne deutlich zu schwach wieder. Programme wie Guide können fehlerhafte Einträge enthalten, Sterne können sogar ganz fehlen. Im Internet gibt es mehrere Stellen, an denen gescannte Fotoplatten oder Satellitenaufnahmen angesehen werden können (u. a. [5] und [6]).
Bewegliche Objekte Ein möglicher ,,neuer Stern" muß noch lange kein Stern sein, es kann sich auch um einen Asteroiden oder sogar um einen Kometen handeln. Bei der Entdeckung sollte also mindestens eine Skizze angefertigt und der Ort nach einer halben Stunde wieder überprüft werden. Bewegt sich das Objekt in dieser Zeit, ist es sicher kein Stern. Zur Überprüfung eines langsameren Objek-
tes kann wieder Guide dienen, das die Bahnen zahlreicher Asteroiden enthält. Die berechneten Bahnen dürfen aber nicht als exakt angenommen werden, Fehler von vielen Bogenminuten sind durchaus möglich. Mit einem aktuelleren Datenbestand wartet im Internet der (Super)Nova-Suspect Minor-Planet Checker des CBAT [2] auf, bei den man in der Umgebung einer Koordinate nach bekannten Asteroiden suchen kann.
Bestätigung durch unabhängige Beobachter Ist das fragliche Objekt also nicht nur aufgrund eines Fehlers auf der eigenen Aufsuchkarte ,,neu" und handelt es sich nicht um einen bekannten Asteroiden oder Kometen, dann müssen andere Beobachter alarmiert werden! Dabei sollte man zuerst an die aktiven Beobachter in der VdS, in den Fachgruppen Kometen, Kleinplaneten und Veränderliche Sterne (BAV), oder an Mitglieder des örtlichen Astronomievereins oder der örtlichen Sternwarte denken. Am wirkungsvollsten auch in veröffentlichungstechnischer Hinsicht erweist sich im Bereich der Veränderlichen Sterne das VSNET [1] mit seiner vsnet-alert Mailingliste, die weltweit von hunderten Profi- und Amateurastronomen abonniert wird, so daß mit etwas Glück innerhalb von einer Stunde eine Bestätigung der eigenen Entdeckung vorliegt. Die EMail sollte an vsnet-alert@kusastro. kyoto-u.ac.jp gerichtet und auf Englisch verfaßt werden. Sie muß die Koordinaten und Helligkeit des Sterns enthalten. Um an diese Adresse eine Mail schicken zu können, muß man nicht Abonnent der Liste sein, da solche ,,illegale" Mails an den Listenverwalter weitergeleitet werden, der sie später immer noch veröffentlichen kann. Dadurch ergibt sich aber eine Verzögerung von mehreren Stunden!
Entdeckungsmeldung Sobald unabhängige Bestätigungen erfolgen, ist die Benachrichtigung der IAU vorzunehmen. Dies scheint inzwischen nur noch über ein Formular auf der IAU Homepage [3] zu funktionieren:
http://cfa-www.harvard.edu/iau/ DiscoveryForm. Die IAU gibt auf ihrer Homepage weder eine E-Mail-Adresse noch eine Fax-Nummer für derartige Mitteilungen an. Die Meldung muß den Namen und die Adresse des Beobachters enthalten, möglichst die E-Mail-Adresse, den Zeitpunkt der Beobachtung, die Helligkeit, Details zu Instrumenten und Beobachtungsmethode (Auge, CCD, ...) sowie den Beobachtungsort. Mit etwas Glück erscheint am folgenden Tag ein IAUCircular mit der Entdeckungsmeldung. Die IAU veröffentlicht auf dem Gebiet der Veränderlichen Sterne allerdings nur über Supernovae (wenn in zwei Nächten beobachtet), Novae, R CrB zu Beginn des Helligkeitsabfalls und über andere kataklysmische Sterne, sofern es der erste Ausbruch seit mehr als zwei Jahren ist.
Wie gibt ein VdS- oder BAV Mitglied seine Entdeckung bekannt? Für ein VdS- oder BAV Mitglied mit Internet-Anschluß und E-Mail ist das Vorgehen damit klar: 1. Heranziehung tiefer Aufsuchkarten
und Sternatlanten, möglichst aus verschiedenen Quellen. 2. Ausschluß einer Bewegung des Objektes nach 30 bis 60 Minuten, gleichzeitig Protokollierung von Helligkeitsänderungen. 3. Ausschluß eines Asteroiden durch die Datenbank [2] 4. Bestätigung durch weitere Beobachter anfordern, z. B. andere VdS-/BAV-Mitglieder informieren, und eine Mail an vsnet-alert@kusastro. kyoto-u.ac.jp schicken. 5. Schicken der Entdeckungsmeldung an die IAU über http://cfawww.harvard.edu/iau/DiscoveryForm.
Beobachter ohne Internet-Zugang müssen sich für die Punkte 3 bis 5 an einen Bekannten oder an ein anderes VdSoder BAV-Mitglied wenden. In jedem Fall sollte aber im Rahmen der Veröffentlichung (Punkte 4 und 5) der BAV-Vorstand und mindestens die Sektionsleitung ,,Eruptive Sterne" telefonisch verständigt werden. Auch eine
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Benachrichtigung der BAV-Mailingliste (Mail an bav@thola.de) ist sinnvoll. Damit kann die Beobachtung des Ereignisses (auch spektrale Untersuchungen durch die Fachgruppe Spektroskopie der VdS) im Rahmen der BAV koordiniert werden.
Ausbruch bekannter Eruptiver Sterne Die obige Anleitung beschreibt das Vorgehen bei der vermeintlichen Entdeckung von Novae oder Supernovae. Beim Ausbruch von bekannten Eruptiven Sternen reicht eine Mail an vsnet-alert oder an die AAVSO [4] (aavso@aavso. org oder observations@aavso.org), wobei
man sich vorher vergewissern sollte, ob das Ereignis bereits gemeldet ist. Auch telefonische Benachrichtigungen können sinnvoll sein. Beispielsweise gibt es im Rahmen der BAV eine Reihe von Beobachtern, die nicht nur viele klare Nächte am Teleskop verbringen, sondern dabei auch über ein Handy erreichbar sind und sich gegenseitig besondere Ereignisse per SMS zukommen lassen. Sollten Sie an einer schnellen Benachrichtigung im Bereich der Eruptiven Sterne interessiert sein, so wenden Sie sich bitte an die BAV [7]. Vielleicht gibt es sogar jemanden, der sich über einen nächtlichen
Anruf freut und gleich ans Teleskop stürmt, um als weltweit zweiter Mensch eine Nova zu sehen!
Literaturhinweise: [1] Homepage des VSNET: www.kusasstro.kyoto-
u.ac.jp/vsnet/ [2] (Super)Nova-Suspect Minor-Planet Checker des
CBAT: cfa-www.harvard.edu/ps/CheckSN [3] Homepage der IAU: cfa-
www.harvard.edu/cfa/ps/cbat.html [4] Homepage der AAVSO: www.aavso.org [5] USNO-A Felder:
www.nofs.navy.mil/data/FchPix/cfra2.html [6] IRAS rote Objekte: www.ipac.caltech.edu/2mass [7] Homepage der BAV: www.thola.de/bav.html
Der 8x50 Feldstecher ergänzt das Auge - Gedanken zu einem Veränderlichen-
programm für das kleine Fernrohr
von Werner Braune
Zur allgemeinen Anregung der Veränderlichenbeobachtung gebe ich nachfolgend eine kurze Darstellung über die Beobachtungsvoraussetzungen. An einfachen, bekannten Sternen sollte man einen Veränderlichen einfach einmal beobachten, z. B. ß Persei - Algol.
Sternname
Mira Algol Beta Lyrae Delta Cephei
Bezeichnung
o Cet ß Per ß Lyr Cep
Helligkeitsschwankung Größenklassen (mag)
2,0 - 10,1 2,2 - 3,5 3,4 - 4,3 3,7 - 4,4
Periode Tage
331,6 2,8673 12,9301 5,3663
entdeckt durch
1596 1667 1784 1784
Fabricius Montanari Goodrike Goodrike
Tabelle 1: Daten einiger bekannter Veränderlicher
Kleine Einstimmung Helle Veränderliche für das Auge sind z. B. die historisch bekannten Mira, Algol, ß Lyrae, Cephei. Die Daten dieser Sterne findet der Leser in Tabelle 1. Weitere Namensgeber bekannter Veränderlicher kamen erst später hinzu wie RR Lyrae und W UMa. Zumindest RR Lyrae ist dem kleinen Feldstecher zugänglich.
Einige Voraussetzungen zum Beobachten Kenntnisse am Himmel sind wichtig, um einschätzen zu können, ob die Veränderlichen überhaupt sichtbar sind. Man muss also zumindest die Sternbilder im Jahresverlauf kennen. Wichtig ist auch die Kenntnis über das Beobachtungsgerät hinsichtlich Grenzgröße und Gesichtsfeld. Allgemeine Angaben helfen aber schon weiter, z. B. unsere Feststellung, dass 7,5 mag im allgemeinen schätzbar sein sollten, bzw. dass in Berlin mit dem Auge 4,0 mag nur unter sehr guten Bedingungen zu sehen sind. Dies ist wichtig für die
Sternauswahl für
die Beobachtung.
So kommt man
z. B. bei ß Persei
noch mit dem
bloßen Auge durch
den gesamten
Helligkeitsverlauf.
Bei ß Lyrae muss
man im Minimum
schon einmal den
Feldstecher neh-
men. Und bei
Cephei immer den
Feldstecher, um
mit einem ein-
heitlichen Gerät
zu operieren. An
Orten mit besseren
Beobachtungsbe-
dingungen gehen
diese
Werte
natürlich hinun-
ter. Kenntnisse
über sich selbst
bei der Beob-
Abb. 1: Beobachtung von Algol Abb. 2: Sternbild Persens mit Vergleichssternen
74 F A C H G R U P P E > V E R Ä N D E R L I C H E
Bezeichnung: Helligkeit: Periode: Typ: Name: R.A.: Dekl.: Minimum:
ß Per 2,12 - 3,4 mag 2,8673156 Tage BV Algol 3h 08m 09s +40 Grad 57,4` Datum 02.01.02
04.01.02 08.03.02
Zeit 0:17 Uhr 20:55 Uhr 22:50 Uhr
JD 2452276,47 2452279,33 2452342,42
Tabelle 2: Daten von Minima in den Lichtkurven von Algol. Bemerkung: Vorhersagen zu Per finden sich auch immer in den einschlägigen Jahrbüchern!
achtung mit einem Feldstecher sind ebenfalls wichtig, weil man unterschiedlich zittrige Hände haben kann. Wer freihändig nicht schauen kann, braucht entweder eine Anlehnung z. B. mit der Schulter an einer Hauswand bzw. wenn es länger dauert, doch ein Stativ zu seinem Gerät.
BAV Circular (das Vorhersagenheft der BAV) und los? Nun könnte man doch die Vorhersagen im BAV Circular oder aus anderer Quelle zur Hand nehmen und loslegen. Oder? Was fehlt? Etwas Vorarbeit mit dem Circular wäre nicht schlecht, z. B. die Auswahl von Veränderlichen, die man überhaupt beobachten kann, und die bereits über den Beobachtungshimmel des Auges hinaus führen. Es gibt eine wesentliche Erweiterung bei der Anzahl der beobachtbaren Veränderlichen und Vorhersagen! (Hier helfen auch die BAV Blätter 7 ,,Feldstechersterne"). Nur hat man z. B. Karten zum Auffinden? Für alle Circular-Sterne gibt es solche bei der BAV. Aber was fehlt zur konkreten Beobachtung noch? Die richtig gehende Uhr
ist eine der Voraussetzungen zumindest bei der Zeitbestimmung von Kurzperiodischen, also bei der Verfolgung eines Bedeckungslichtwechsels wie Algol. Aber weitere Beobachtungshilfsmittel sind nötig: Eine Taschenlampe, Aufschreibmöglichkeit mit Ort, Papier und Schreibgerät. Wenn man draußen ist, bitte an Ersatz denken. Ausfall von Uhr, Taschenlampe oder Kugelschreiber wäre wirklich ein Reinfall.
Grundsätzliche Fragen Eine wesentliche Frage stellt sich vor der Beobachtung: Will ich etwas systematisch machen? Habe ich Zeit dazu? Wenn dies bejaht wird, kann ich im einfachsten Fall dazu raten, erst einmal mit einem Veränderlichen zu beginnen, um mich einzuüben, zu sehen wie die Sache läuft und was mein Auge erkennt, z. B. mit einem Stern wie ß Lyr. Er zeigt ausreichend erkennbare Helligkeitsschwankungen. Über eine erkannte Helligkeit im Minimum wird man erfreut sein, taucht sie doch nur alle 13 Tage auf. Das erfordert erst einmal nur jeweils eine Beobachtung bei klarem Himmel.
Algol-Beobachtungen Dieser Namensgeber seiner Klasse von Veränderlichen, die zumeist gleichförmig hell sind, aber durch Bedeckungen periodisch stärker in der Helligkeit abfallen, ist von September bis März am Abendhimmel gut beobachtbar. Wenn die gesamte Dauer der Bedeckung auch 9,6 Stunden dauert, sind zur Beobachtung und Bestimmung eines Minimums ca. vier bis fünf Stunden ausreichend. Auch bei etwas widrigen Umständen (Einsatz des Feldstechers, Hausrand) gelingt die Ableitung eines Minimums wie es mein Ergebnis aus 1999 zeigt (Abb. 1). Meine Schätzungen erfolgten in Stufen nach der Argelander-Methode, die ich im VdS-Journal Herbst 1999 beschrieben und deren Auswertung ich im VdSJournal I/2000 (Sommer) brachte. Der Lichtwechsel wurde zumeist gegen Per geschätzt. Im Minimum war Per unbrauchbar, da zu schwach und veränderlich. Im weiteren, helleren Anstieg war Per nützlich. Die Stufenschätzmethode lässt die freie Wahl bei der Vergleichssternen, zumal wenn man keine Sternhelligkeiten kennt. Um die Sache weiter zu vereinfachen, schätze man in direkten Helligkeiten mit den folgenden Vergleichssternen: 2,9 mag, bzw. 3,0 mag, ist 3,8 mag, And ist 2,1 mag. Die Sterne sind in der Aufsuchkarte (Abb. 2) eingezeichnet. Nun muss man nur noch wissen, wann ß Per sinnvoll zu beobachten ist: Einige Minimadaten sind in Tab. 2 aufgeführt. Weitere Anleitungen gibt die BAV gern.
M3: Blue Stragglers und Quasare
von Wolfgang Quester
Die Suche nach Bedeckungsveränderlichen unter ,,Blauen Nachzüglern" (Blue Stragglers) ist wichtig, um die Herkunft dieser Sterne zu verstehen. Blaue Nachzügler sind nicht etwa Betrunkene, die lange nach der Sperrstunde ihre Kneipe verlassen, sondern es sind vorzugsweise Mitglieder von Kugelsternhaufen. Es sind absolut helle, blaue Sterne, die im Hertzsprung-Russel-Diagramm oberhalb des Abknickpunktes von der Hauptreihe stehen. Diese Position ist rätselhaft, denn sie lässt sich nicht ohne
weiteres aus der Entwicklung der Sterne im Haufen verstehen. Theoretische Überlegungen sagen aus, dass sich massereiche Sterne schnell entwickeln. Sie treten als O- oder B-Sterne auf die Hauptreihe. Dort verweilen sie nur verhältnismäßig kurz, weil sie ihren Wasserstoff innerhalb weniger Millionen Jahre aufbrauchen und dann die Hauptreihe nach rechts zu den Roten Riesen hin verlassen. Nach und nach folgen ihnen die weniger massereichen Sterne, so dass sich die Hauptreihe von
oben her leert. Bei alten Haufen - und Kugelhaufen gehören zu den ältesten Gebilden unserer Galaxis - ist nur noch der unterste Teil der Hauptreihe mit Sternen besetzt. Am oberen Ende dieser ,,Resthauptreihe" ist der abknickende Weg der Sterne zu erkennen, die die Hauptreihe verlassen haben und sich auf dem Weg zu den Roten Riesen befinden. Aus der Lage des Knickpunktes schließt man auf das Haufenalter. Es gibt verschiedene Theorien über die Entstehung von Blue Stragglers. Sie
F A C H G R U P P E > V E R Ä N D E R L I C H E 75
könnten später entstanden sein als die übrigen Sterne eines Haufens, falls es sich um normale Einzelsterne handelt. Oder ein unbekannter Prozess könnte dafür sorgen, dass unverbrauchter Wasserstoff aus ihren äußeren Schichten nach innen gelangt, und somit Brennstoff in das Sterninnere nachliefert, der dafür sorgt, dass die Sterne länger auf der Hauptreihe bleiben. Es könnten aber auch unerkannte Doppelsterne sein. Durch Massenaustausch könnte eine Komponente so massereich geworden sein, dass sie uns jetzt als blauer Hautreihenstern erscheint. Auch die Verschmelzung eines Doppelsterns zu einem einzigen Stern ist diskutiert worden. Wenn Bedeckungsveränderliche unter ihnen gefunden werden, würde man der Antwort auf die Frage nach ihrer Herkunft etwas näher kommen.
Eine überraschende Antwort haben H. Meusinger, R.-D. Scholz und M. Irwin im Kugelhaufen M3 gefunden. Sie berichten darüber in den IBVS 5037 (März 2001). Auf Platten des Tautenburger 2 mSpiegels entdeckten sie drei Veränderliche mit typischen Eigenschaften Blauer Nachzügler im Halo des Kugelhaufens, unter ihnen der schon lange als veränderlich verdächtigte Stern NSV 6388. Die Kontrolle der photometrischen Messungen durch Spektroskopie am 2,2 mSpiegel auf dem Calar Alto brachte dann
die eigentliche Überraschung: Alle drei Sterne erwiesen sich als Quasare mit Rotverschiebungen 1 < z < 1,6. Schließlich stellte sich einer der drei als Quasar heraus, der schon 1989 in eine Liste von Hewitt und Burbidge aufgenommen worden war. Das FHD von M 3 zeigt sie als abgerundete Quadrate oberhalb des Abknickpunktes. Die Quadrate selbst zeigen Veränderliche auf dem Horizontalast.
Die Aufnahme unten zeigt die Umgebung des Quasars RX J1342.5+2837 als Negativ. Er ist mit B=18.1 der hellste der drei Quasare; sein Ort ist (2000) 13h41m07.5s +28 Grad 39'36". Sein kleines schwarzes Pünktchen ist durch zwei Striche gekennzeichnet. Das abgebildete Himmelsareal entspricht ungefähr einem Viertel des Vollmonds. Das Bild entstand mit einer ungefilterten ST-7E an meinem 20cm-Cassegrain f/6,4. Belichtungszeit 15 Minuten. Faszinierend ist auch die Umgebung des jetzt als Quasar identifizierten als veränderlich verdächtigen NSV 6388 (Ort 2000: 13h41m07.5s + 28 Grad 39`36"). Eine mit 15 Minuten leider zu kurz belichtete Aufnahme deutet zahlreiche Galaxien an, die durch die Außenbezirke des Kugelhaufens hindurchscheinen. Leider sind die Quasare so schwach, dass eine Kontrolle ihres Lichtwechsels mit meinem Instrumentarium nicht sinnvoll ist.
Abb. 1: Das Farbenhelligkeitsdiagramm (FHD) des Kugelsternhaufens M 3
Abb. 2: Umgebung des Quasars RX J1342.5+2837, Bildfeld ca. 15` x 15`, Aufnahme 15 min. belichtet von Wolfgang Quester mit ST-7E-CCDKamera an einem 20 cm-CassegrainTeleskop f/6,4.
BAV - Fachgruppe Veränderliche der VdS
von Werner Braune
Seit über 50 Jahren wirkt die BAV als deutsche Vereinigung der Veränderlichen-Beobachter anregend im deutschsprachigen Raum und seit fast 20 Jahren als VdS-Fachgruppe mit weltweiter Publikation der Beobachtungsergebnisse unserer Mitglieder. Ein Beginner in diesem Gebiet, der heute noch immer äußerst nützlichen Zuarbeit der Amateure zur Forschung der Fachastronomen, kann über die BAV auf alle Bereiche der Veränderlichenbeobachtung mit umfassendem Unterstützungsmaterial zugreifen, um in einen wachsenden Bereich der Veränderlichenbeobachtung hineinzukommen. Für ein langjähriges Gebiet ständiger Beobachtung haben wir alles, was zur
Beobachtung erforderlich ist: Vorhersagen (BAV Circular), Karten und Anregungen (BAV Rundbrief ). Dies betrifft standardmäßig rund 150 Bedeckungsveränderliche, 85 RR-Lyrae-Sterne und 70 Mirasterne, bei denen Vorhersagen möglich sind. Halb- und Unregelmäßige, Irreguläre, Zwergnovae und Novae gehören ebenfalls zu unseren Arbeitsgebieten. Individuelle Arbeiten werden vielfältig unterstützt durch unsere Sektionsleiter, die auch beobachtungstechnisch z.B. CCD-Beobachtern und Interessenten zur Verfügung stehen. Im Rahmen der BAV haben sich auch individuelle Beobachtungsprogramme entwickelt, bei denen es nicht nur um die Entdeckung neuer
Veränderlicher geht, sondern auch um Detailarbeiten in besonderen Beobachtungsgebieten (z. B. die visuelle Beobachtung von Kohlenstoffsternen und RV Tauri-Veränderlicher) bis hin zur Zusammenarbeit mit der Fachgruppe Spektroskopie der VdS. Erkennbar sollte sein, dass die BAV außer für Grundlagenarbeit auch für alle parallel laufenden Projekte zugänglich ist.
Kontaktadresse: BAV Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne e.V., Munsterdamm 90, 12169 Berlin, Werner Braune Tel. 030-7848453, E-Mail braune.bav@t-online.de Internet: http://thola.de/bav.html
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Leoniden 2001 - ein erster Bericht
von Werner E. Celnik, Bernd Flach-Wilken, Otto Guthier und Axel Thomas
138 Grad 11` Ost, 21 Grad 46` Süd. 1:11 Ortszeit = 15:41 UT am 18. November 2001. Und es sind 32 Grad C im Schatten. Im Schatten? Es ist eine gute Stunde nach Mitternacht und wir stehen im T-Shirt unter einem klaren Sternenhimmel und im roten Sand des australischen Outback. Soeben sausen die ersten LeonidenMeteore über uns hinweg, kaum dass der Radiant aufgegangen ist. Da, schon wieder einer! Hell sind sie. Und lange Spuren ziehen sie hinter sich her. Der dritte wird mit einer Spurlänge von ca. 140 Grad der längste dieser Nacht bleiben. Wir stehen da und staunen. Wie gelb-orange brennende Streichhölzer ziehen die Meteore am Himmel entlang, in Komplementärfarben leuchtet die fein strukturierte Rauchspur nach. Manchmal in Sekundenabständen tauchen neue Meteore auf. Oftmals weit im Westen, obwohl der Kopf des Löwen mit dem Radianten doch gerade erst tief im Osten steht. Wieso eigentlich Australien? Dazu brachten uns verschiedene Argumente: Zum einen die ca. 75 % Schönwetter-Wahrscheinlichkeit im November, zum ande-
ren die zeitliche Lage des erwarteten Häufigkeitsmaximums vor der Dämmerung und die Höhe des Radianten über dem Horizont. Nicht zuletzt aber auch die Synthese des Erlebnisses mit der faszinierenden Landschaft des australischen Outback und der absolut störlichtfreie Himmel Zentralaustraliens... Axel fängt sich und beginnt eine systematische Beobachtung, schaut in eine Himmelsrichtung und zählt geduldig und unbeirrt, spricht auf Band. Die anderen turnen um ihre Kameras herum, die zum einen zur Nachführung auf den Sternhimmel auf der Polaris-GPMontierung befestigt sind, zum anderen auf Stativen im Gelände verstreut stehen. Bis zu 35 Meteorspuren werden später auf einer einzelnen, 12 Minuten belichteten Aufnahme zu erkennen sein. Die Helligkeit der Meteorköpfe liegt meist zwischen 2 und 3 Größenklassen, doch fallen sehr viele Meteore mit Helligkeiten im negativen Größenklassenbereich ins Auge. Zwei oder drei superhelle Meteore zwischen -5 und -10 mag scheinen die Augen zu blenden. Rauchspuren (Trains) bleiben übrig
und sind z. T. noch länger als eine halbe Stunde sichtbar! Eine der Spuren entsteht im Sternbild Stier und driftet langsam hinüber zur Großen Magellanschen Wolke, verbiegt sich grotesk zu einem verdrehten Bogen. Fantastisch! Es ist kein klares Maximum in der Häufigkeit der Meteore erkennbar. Minutenlang erscheinen sie halbdutzendweise in einer Sekunde, dann wiederholt Ruhepausen mit weniger Meteoren. Es geht so weiter bis in die Dämmerung hinein. Während es schnell heller wird beobachten wir noch immer Meteore mit negativen Größenklassen. Noch kurz vor Sonnenaufgang fallen uns cyanfarbene kurze Leuchtspuren am blauen Himmel auf. Obwohl einige von uns ein ähnliches Feuerwerk bereits 1998 und 1999 auf dem schweizerischen Gornergrat erleben konnten, sind wir uns einig: ein faszinierendes, ja, beeindruckendes Erlebnis, hier auf rotem Sand unter dem Kreuz des Südens!
(Alle Aufnahmen von den Autoren,
falls nicht anders vermerkt)
Abb. 1 (links): So standen das Kreuz des Südens und der Kohlensack über dem SüdostHorizont, als mindestens 7 helle Leoniden durch das Blickfeld sausten. Aufnahme mit 50mm-Objektiv.
Abb. 2 (rechts): Der Löwe stand kopfüber im Osten, als vom Radianten diese 14 abgebildeten Leoniden ausstrahlten. Aufnahme mit stehender Kamera mit Objektiv 1:1,7 / 50mm 20 Min. auf ISO 400 Farbdiafilm belichtet.
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Abb. 3 (ganz oben links): Hoch am Südhimmel stand die Große Magellansche Wolke, als 3 helle Leoniden und ein sporadischer Meteor die Aufmerksamkeit hier auf sich zogen. Der superhelle Bolide erzeugte die in Abb. 5 gezeigte Rauchspur. Aufnahme mit 50-mm-Objektiv. Abb. 4 (oben rechts): Der in Horizontnähe stehende Radiant mit 10 davon ausgehenden Leoniden-Meteoren auf Mittelformat-Film, aufgenommen mit Objektiv 1:2,8 / 90mm auf ISO-400 Farbdiafilm, 10 Min. belichtet. Abb. 5 (oben links): Meteor-Train (Rauchspur) vor der Großen Magellanschen Wolke, Aufnahme mit stehender Kamera um 18:33 UT mit Objektiv 1:1,7 / 50mm, 5 Min. belichtet auf ISO 400 Farbdiafilm. Abb. 6 (obere Grafik): Zeitlicher Verlauf der beobachteten Leoniden-Meteor-Häufigkeit. In 5-Minuten-Intervallen wurden die Meteore von einem einzelnen Beobachter in einem am Himmel festgelegten Gesichtsfeld gezählt. Abb. 7 (untere Grafik): Häufigkeit der Leoniden-Meteore je Helligkeitsintervall von -3 bis +5 mag. Die Meteore wurden von einem einzelnen Beobachter in einem am Himmel festgelegten Gesichtsfeld gezählt. Abb. 8 (unten rechts): Ein ganzer Schwarm heller Leoniden-Meteore, aufgenommen am 18.11.2001 von Hartwig Lüthen, mit Objektiv 1:2,8 / 16mm auf ISO 400 Farbdiafilm (gepusht auf 700 ASA), Ort: Bohyunsan Optical Astronomy Observetery, Südkorea. Auch hier herrschten gute Beobachtungsbedingungen.
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Vorhersagen für Veränderliche im Winter und Frühjahr 2002
von Werner Braune
Kurzperiodische Sterne Diesmal haben wir eine schöne Mischung von Sternen mit Perioden von wenigen Stunden bis zu einigen Tagen. Naturgemäß sind Sterne mit Perioden größer als ein Tag deutlich weniger beobachtet, als ihre Kameraden mit ganz kurzen Perioden. Aus diesem Grund ist es wichtig, möglichst viele dieser vernachlässigten Sterne zu beobachten. Mit der Beobachtung sollte etwa 3 Stunden vor dem angegebenen Zeitpunkt begonnen werden. Alle Zeiten sind für MEZ und Datum korrigiert, d. h., evtl. muß die Beobachtung dann am ,,Vortag" vor Mitternacht begonnen werden. Mit dem Julianischen Datum und der Periode können weitere Minima- und Maximazeitpunkte errechnet werden. Die BAV hilft gerne bei Fragen mit Karten und mit anderen Beobachtungshilfen.
Langperiodische Sterne Die Beobachtung von Mira- oder semiregulären Sternen sollte man zwei bis drei Monate vor dem Maximum beginnen. Ein bis zwei Schätzungen pro Woche sollten für eine schöne Lichtkurve ausreichen. Zur Beobachtung benötigt man eine Aufsuch- und Vergleichssternkarte, die bei der BAV erhältlich sind.
Name
R Ari V Gem R Vir
Amplitude mag
8.3 - 12.9 8.5 - 14.2 7.0 - 11.1
Periode Tage
ca. 186 ca. 274 ca. 145
Maximum
Ende Februar 2002 Ende Februar 2002 Ende Mai 2002
Tabelle 2: Langperiodische Veränderliche im Winter und Frühjahr 2002
Name
Amplitude mag
Periode Tage
UX Mon 8.0 - 8.94 5,904539
Typ BV Algol
Rec
Dec
2000.0
7h59m16s -7 Grad 30,3'
Art
Zeitpunkt
JD
Datum
Zeit
Min
07.01.02
23:05
2452282.41
Min
13.01.02
20:41
2452288.32
Min
18.01.02
22:50
2452293.41
Bem: dieser Stern verharrt ca. 1,3 h in seinem Minimallicht!
AR Per 10.83 - 9.92 0,4255501 RR Lyr
4h17m16s +47 Grad 24,1'
Max
03.01.02
1:29
2452277.52
Max
03.01.02
21:53
2452278.37
Max
06.01.02
1:00
2452280.50
Bem: dieser Stern steigt innerhalb von 1,63 h von Min auf Max!
RW Tau 8.0 - 11.59 2,76876044 BV Algol
4h3m54s +28 Grad 7,6'
Min
04.01.02
22:36
2452279.40
Min
16.01.02
0:31
2452290.48
Min
29.01.02
20:41
2452304.32
Bem: dieser Stern verharrt ca. 1,3 h in seinem Minimallicht!
EM Aur 11.0 - 11.9 1,8219833 BV Lyr
5h13m24s +37 Grad 6,0' Min Min Min
25.01.02 05.02.02 15.02.02
23:34 21:53 0:31
2452300.44 2452311.37 2452320.48
WY Cnc 9.6 - 10.4
0,8293696 BV Algol
9h1m55s +26 Grad 40,9' Min Min Min
07.03.02 23.03.02 23.03.02
21:53 0:17 20:12
2452342.37 2452356.47 2452357.30
Tabelle 1: Kurzperiodische Veränderliche im Winter und Frühjahr 2002
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Die CCD-Kamera als Messinstrument - Lichtkurve des Delta-Scuti-Sterns CY
Veränderliche Sterne faszinieren mich bereits seit zwei Jahren. Ich schätzte ihre Helligkeit visuell zunächst einfach durch Vergleich mit benachbarten Sternen, deren Helligkeit ich einem Sternkartenprogramm entnahm. Dann lernte ich bei der BAV (Fachgruppe Veränderliche der VdS) das überraschend einfache Stufenschätzverfahren nach Argelander kennen und erfreute mich am Auf und Ab der Helligkeit von Mirasternen, deren Perioden bei einigen hundert Tagen liegen und die ich alle paar Tage, sobald das Wetter es zuließ, beobachtete. Aber es gibt noch viel aufregendere weil schnellere Erscheinungen am Himmel: die kurzperiodischen Veränderlichen. Mein erster noch visuell beobachteter war der Bedeckungsveränderliche Z Vul, der sich so sehr veränderte, dass ich ihn im Minimum zunächst nicht wiedererkannte. Der nächste Schritt sollte nun sein, die vorhandene CCD-Kamera einzusetzen mit dem Ziel, die gewonnenen Werte der Sternhelligkeit in einem Diagramm über die Zeit aufzutragen und damit eine sogenannte ,,Lichtkurve" zu erstellen. Mein erster Versuch ging voll daneben: Ich ,,beobachtete" mit meiner ST-7 U Cep anderthalb Stunden um die Zeit seines Minimums, die ich einem astronomischen Jahrbuch entnommen hatte. Zuhause stellte ich dann aber fest, dass sich gar nichts getan hatte. Der Stern war konstant geblieben. Ich war enttäuscht, schob den Misserfolg auf eine fehlerhafte Angabe im astronomischen Jahrbuch. Erst später erfuhr ich, dass U Cep im Minimum konstante Helligkeit zeigt und dass dieses Minimum fast 2 Stunden dauert. Habe daraus gelernt, über mich selber geschmunzelt und mir vorgenommen, vor einem zweiten Versuch etwas mehr über das Objekt meiner Begierde in Erfahrung zu bringen. Und dieses sollte nun CY Aqr sein. CY Aqr ist ein schnell pulsierender Stern (Delta Scuti-Stern), der innerhalb von 10 Minuten um 0,6 mag ansteigt, sein Maximum durchläuft und dann in einer halben Stunde gemächlich wieder auf seine Normalhelligkeit zurückgeht. Ich nahm mir vor, diesen Stern in einer knapp zwei Stunden langen Bilderserie
Abb. 1: Lichtkurve des Veränderlichen Sterns CY Aqr, CCD-Beobachtungen und Grafik: H. G. Diederich
aufzunehmen. Das Maximum würde ich ja dann auf jeden Fall mit Anstieg und Abfall erwischen auch ohne Kenntnis seiner Lage. Die Aufnahmen erfolgten am 22.07.2000 über einen Zeitraum von 1 Stunde 50 Minuten hinweg. Es waren insgesamt 182 Einzelbilder zu je 10 Sekunden Belichtungszeit mit Binning 3. Kamera: ST-7, Teleskop: 7-Zoll-Maksutov LX200 in Alt-Az montiert. Die Bilder wurden einzeln von Hand im Bildbearbeitungsprogramm MaxIm CCD vermessen, die Werte von Helligkeit und Zeit (aus dem FITS-Header herauskopiert) in Excel eingegeben und hierin das Diagramm erzeugt (es geht auch mit Millimeterpapier, s. a. den Beitrag in diesem Heft von Werner Braune: ,,Der 8x50-Feldstecher..."). Die dargestellten ,,mag"-Werte (Abb. 1) sind die Differenz zwischen den Helligkeiten von CY Aqr und einem im Bild befindlichen Vergleichsstern. Durch diese Differenzbildung werden Änderungen der Transparenz ,,automatisch" herausgerechnet. Diese ,,Lichtkurve" könnte jetzt zur Bestimmung des genauen Zeitpunktes des Maximums dienen und an die BAV berichtet werden. Damit würde man bereits echte ,,Science" betreiben. Mit diesem Aufsatz möchte ich allerdings etwas anderes erreichen. Lassen Sie einfach mal Ihre CCD-Kamera eine Bilderserie von CY Aqr aufnehmen und erstel-
len Sie dann Ihre erste Lichtkurve. Es könnte sein, dass Sie an dieser Art Astronomie zu betreiben Gefallen finden und damit ein neues Hobby im Hobby entdeckt hätten.
Inserentenverzeichnis
APM Telescopes, Saarbrücken
Astro Optik Philipp Keller, Pentling
Astrocom, Gräfelfing
Astro-Shop, Hamburg
Baader Planetarium, Mammendorf
Bergsträßer Winzer eG, Heppenheim
Dörr Foto-Optik-Video GmbH, Neu-Ulm
Fujinon (Europe) GmbH, Willich
Intercon Spacetec, Augsburg
O.S.D.V. Göttker/Pietsch GmbH, Münster
Teleskop-Service Wolfgang Ransburg, München
Vehrenberg KG, Meerbusch-Osterath
64 89 105 U2 43 84 115 19 17 148/U3 60 U4
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Beobachtung an KO Aql
von Jörg Schirmer
kurze Beobachtungszeitraum nach dem Minimum lässt deutlich den beginnenden Anstieg erkennen.
Im BAV-Rundbrief 3(2000) rief Wolfgang Quester zur Beobachtung dieses Veränderlichen auf. Mit meinem MiniMaxRechner für Beobachtungstermine von Variablen berechnete ich mit den vorgegebenen Elementen die Minima für diesen Stern. Es waren, wie im Artikel schon angekündigt, nur wenig brauchbare Termine dabei. Da obendrein auch das Wetter nicht so recht mitspielen wollte, kam es letztlich nur zu einer Beobachtungsnacht. Praktisch auf den letzten Drücker konnte ich am 16. Oktober eine Teillichtkurve aufnehmen. Die Aufnahmen begannen um 20:47 MEZ und wurden gegen 22:45 MEZ durch eine massive Wolkenwand beendet. Dreißig Minuten später hätte ich eh aufhören müssen, weil dann Häuser in die Sichtlinie geragt hätten. Die erste Durchsicht der Aufnahmen zeigte, dass ich die letzten zwölf Datensätze wegen schwacher Wolkenausläufer löschen musste. So wurde die Beobachtungszeit nachträglich auf 22:34 MEZ begrenzt. Nach der notwendigen Bearbeitung ergab die Photometrie die abgebildete Lichtkurve.
Erste Auswirkungen der heraufziehenden Wolkenfront sind aber schon vor 22:45 MEZ zu erkennen, besonders auffällig in den Referenzdaten. Bis JD 2451834,3535 beträgt die Standardabweichung 0,01mag, danach steigt sie auf
0,02mag an. Nun aber zu den eigentlichen Fragestellungen. Der Kurvenabschnitt (Abb. 1) zeigt eindeutig, dass es im Minimum kein konstantes Licht gibt, wie auch schon W. Braune 1992 mit seinen lichtelektrischen Messungen gezeigt hat. Der
Mit dem Minimumswert dieser Beobachtung und dem berechneten Minimum aus den Elementen des GCVS 1985 ergibt sich ein (B-R) von +0,0452 d. Dieser Wert fügt sich gut in die auf Seite 112 des BAV-Rundbriefes 3(2000) abgebildete Kurve ein.
Abb. 1: Lichtkurve von Agl
Minimum:
JDgeoz: JDhel:
2451834,3817 2451834,3809
Vergleichssterne: für KO Aql: für Ref1:
GSC 1030 2130 (Ref1) GSC 1030 1210
Instrument:
AlphaMaxi mit KG5 an 4"-Refraktor f/9, Belichtung 40 s.
Tabelle 1: Daten zur Lichtkurve von KO Aql
22:10 MEZ 22:08 MEZ
Wenn die Sonne Windpocken hat ...
Fotografie von Sonnenfleckengruppen mit kleinen Refraktoren
von Dirk Lucius
Eigentlich war die Sonne nicht mein beliebtestes Beobachtungsobjekt, da in meiner Anfangszeit der Astronomie, als ich zu Beginn der achtziger Jahre ein gebrauchtes C8 erstand, trotz des damals sehr teuren Celestron Originalsonnenfilters aus der VHS-Sternwarte kaum Aufnahmen mit Okularprojektion gelangen (Filterdichte ND5) und im Fleckenminimum auf der Sonne oft nicht viel zu sehen war. Andererseits brachte die Sonnenbeobachtung ganz neue Eindrücke: War ich in
kalten Winternächten eher gewohnt gegen Kälte und Müdigkeit anzukämpfen, so litt ich nun unter recht großer Hitze. Aber bekleidungstechnisch hatte die Sonnenbeobachtung Vorteile. Man sah mehr aus wie ein Sommertourist im Gegensatz zum nächtlichen Outfit, in dem man einem Michelinmännchen doch eher ähnelt. Im Frühjahr 1999 nach zwei Jahren Sonnengucken mit selbstgebastelten Folienfilter kaufte ich einen 2 ZollHerschelkeil von Intes, der mir in der
Sonnenbeobachtung ganz neue Möglichkeiten eröffnete, zumal die Sonne sich wieder einem Fleckenmaximum nähern wollte und sich mein Instrumentarium um einen 127 mm-Starfire-Refraktor und einen Pentax 75 SDHF erweitert hatte, mit dem das Beobachten von Mond, Planeten und auch Sonne mir ganz neue Dimensionen in puncto Kontrast und Bildschärfe ermöglichte - im Vergleich zu meinem alten C8. Besonderen Spaß macht es, meinen kleinen Pentax 75 SDHF mit nur 500 mm
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Brennweite mit einer Barlowlinse auf einen Meter Brennweite zu bringen, dann den Herschelkeil in den Okularauszug und zur weiteren Brennweitenverlängerung noch eine weitere gute Barlowlinse in den Herschelkeil zu stecken. So muss man auch auf Reisen nicht auf die Sonnenbeobachtung bzw. -fotografie verzichten und die Sonne lässt sich mehr als formatfüllend ablichten! Mit einem Neutralfilter der Dichte ND 3 muss bei einem 100 ASA Film nur 1/1000 Sekunde belichtet werden, obwohl das Öffnungsverhältnis schon jenseits von f/20 liegt. Und Luftunruhe hat dann auf die Bildqualität keinen Einfluss mehr! Außerdem ist der kleine Refraktor mit der für 75 mm Öffnung erstaunlich guten Abbildungsleistung auf der EQ 5 Montierung recht schnell aufgestellt, so dass sogar Wolkenlücken (u. U. auch ohne motorische Nachführung) für ein paar Fotos genützt werden können. Mit der hinter dem Herschelkeil eingesetzten VIP-Barlowlinse kann man herrlich experimentieren und mehrere Projektionshülsen vor der Kamera einsetzen, was die effektive Brennweite bis ca. 5 Meter verlängert (Belichtungszeit 1/500 bis 1/250 Sekunde bei 100 ASA). Mit drei Verlängerungshülsen und einem zusätzlichen Zweifach-Telekonverter erreicht der 75 mm Pentaxrefraktor so über 10 Meter effektive Brennweite! Die Belichtungszeit (100 ASA) liegt noch bei einer 1/125 Sekunde. Mehr ist dem kleinen Refraktor aber nicht zuzumuten. Bei einer längeren ,,Schönwetterkatastrophe" freut sich der Sonnenfleckenfotograf und er freut sich noch mehr, wenn eine große Sonnenfleckengruppe in mehreren Tagen über die Sonne wandert. So konnte die Wanderung von zwei
Abb. 1:
halten. Auffällig war die deutliche
Die ,,Windpocken" Steigerung der Luftruhe um die Mittags-
der Sonne am
zeit, wenn die Sonne am höchsten
22.3.2000 aufge-
stand. So gelangen mir oft gegen
nommen mit dem Abend, wenn die Sonne nur noch ca. 20
Pentax 75 SDHF
Grad (oder manchmal auch weniger)
1/500 s
über dem Horizont stand, die besseren
bzw. schärferen Aufnahmen.
Kleiner Nachteil: Die Belichtungszeit ver-
doppelte sich von 1/1000 auf eine 1/500
Sekunde - aber immer noch kurz genug,
um recht scharfe Fleckenportraits zu
erhalten. Die beiden Aufnahmen vom 14.
und 15. Mai zeigen schön die Ent-
wicklungen am Sonnenrand in nur 25
Stunden. (Abb. 3 und 4)
War ich mit dieser Reihe von Aufnahmen
großen Fleckengruppen trotz teilweise einer Fleckengruppe zufrieden, wurde
schlechten Wetters vom 25. Februar bis ich im September doch noch einmal von
zum 3. März mit dem kleinen Pentax der Sonne überrascht. Am 19. Septem-
dokumentiert werden. Am 1. März zeigte ber 2000 hatte ich die erste Gelegenheit
sich die Sonne mit besonders vielen den Starfire wieder auf die Sonne zu
Flecken (Abb. 2).
richten. Fast auf der Sonnenmitte gab es
Macht die Sonnenfotografie mit dem eine große Gruppe, aber am Sonnenrand
75er Pentax schon
Spaß, so steigert
sich das Vergnügen
noch, wenn der 127
mm-Starfire mit
einem Meter Brenn-
weite mit dem
Herschelkeil und
anderem optischen
Zubehör wie Barlow-
linsen und Telekon-
verter harmonieren
darf. Mit der Kom-
bination aus VIP-
Barlowlinse und
einem Zweifach-
Telekonverter für
meine Olympus OM
1 erreichte ich eine
effektive Brenn-
weite am Starfire
von ca. 6 Metern.
Bei 100 ASA Film-
empfindlichkeit
musste die OM 1
zwischen 1/500 und
bei sehr guter
Durchsicht 1/1000
Sekunde belichten.
So ausgerüstet war
es dann möglich in Abb. 2 (oben):
der Schönwetter- Vgl. mit Abb. 3: Die Entwicklung von Sonnenflecken in
periode ab dem 12. 25 Stunden, 5"-Refraktor, 1/1000 s, Film Sensia 100
Mai 2000 das Auf-
tauchen einer gros- Abb. 3 (unten):
sen Fleckengruppe Aufnahmedaten wie Abb. 2, Film aber Kodak EC 100, 1/250 s
fotografisch festzu- wegen Dunst
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Abb. 4: Die Show beginnt: Auftauchen der größeren der beiden Sonnenfleckengruppen am Sonnenrand, 5"-Refraktor, 1/500 s auf Kodak EC 100
war noch mehr zu sehen. Riesig war ganzen Sonne zeigt auch schön die
schon allein die Umbra - ganz zu Größe dieser mit bloßem Auge sichtba-
schweigen von der Größe der sie umge- ren Gruppe mitten auf der Sonnen-
benden Penumbra. Und herum tummel- scheibe (Abb. 8).
ten sich noch weitere Fackelgebiete Auch der 24. September zeigte sich vom
(Abb. 5).
Wetter her von seiner angenehmen Seite
Drei Tage später öffnete der Himmel ein und die Gruppe ebenso. Das ,,Insekt"
neues Fenster und ich war überrascht, vom 22.9. schien seine Fühler verloren
wie sich die Gruppe verändert hatte: Wie zu haben, denn die Penumbrabrücken
ein großes Insekt schien sie auf die waren langsam in Auflösung begriffen -
andere Gruppe zuzusteuern (Abb. 6). aber immer noch wunderschön die stark
Tags darauf, am 23. September, ver- strukturierte Umbra und Penumbra (Abb.
suchte ich mich gleich an Aufnahmen 9 und 10). Das Wetter wurde schlechter
mit langer Effektivbrennweite (Abb. 7). und ein letzter Blick am 27. September
Eine 1/500 Sekunde Belichtung der war nach den letzten Tagen doch eher
enttäuschend.
Im Jahr 2000 kam
ich dann auch mit
CCD in Berührung
in Form einer Web
Cam. Das sind die
kleinen CCD Kameras,
die auf, neben oder
sonstwo in der Nähe
eines PCs die Ver-
mittlung von Bildern
und Videos z. B.
ins Internet mög-
lich machen. Durch
die hohe Quanten-
ausbeute des Chips
ergeben sich dra-
matisch kurze Be-
lichtungszeiten.
Eine leider nicht
mehr auf dem
Abb. 5:
Markt befindliches
23.9.2000, die Übersichtsaufnahme zeigt die Größe der
Modell - die PS 39
Gruppe im Vergleich zum Sonnendurchmesser, 5"-Refraktor, von Compro - lei-
1/500 s, mit zusätzlichem ND 0,9-Graufilter im Herschelkeil stet mir seit Som-
mer 2000 nette Dienste. Das Objektiv ist abschraubbar und die Auflösung der Kamera liegt bei 640 x 480 Pixel, die 9,6 x 7,5 µm2 messen, so dass der Chip auf eine ,,Größe" von 5 x 3,6 mm2 kommt. Wichtig ist die gute manuelle Menüsteuerung, die in kleinen Stufen Belichtungen bis herunter zu 1/31400 (!) Sekunde möglich. Bei den ersten Versuchen unterlaufen natürlich noch viele Fehler. So muss die Kamera auf bestimmte Werte eingestellt werden, um ein möglich rauscharmes Rohbild zu erreichen. Aufgrund der enorm kurzen Verschlusszeiten liegt in der Sonnenbeobachtung ein reiches Betätigungsfeld. So belichte ich am 127 Starfire mit zweifach Barlowlinse d. h. bei f/16 zwischen 1/4500 und ca. 1/2000 Sekunde! Aufgrund des kleinen Chips sind dann Sonnenflecken recht groß abgebildet. Es würde den Umfang des Artikels sprengen, weiter auf die Webcamfotografie einzugehen. Das wäre Stoff für einen separaten Bericht. Als Beispiele seien hier nur Rohbilder der Flecken vom 23. und 24. September 2000 aufgeführt.
Abb. 6: Die große Gruppe am 23.9.2000, 5"Refraktor, 1/500 s
Abb. 7: 23.9.2000, CCD-Kamera am 5"-Refraktor
F A C H G R U P P E > J U G E N D A R B E I T 83
Und was haben wir daraus gelernt? Sonnenbeobachtung macht riesigen Spaß und die Fotografie bereitet große Freude, besonders wenn sich über mehrere Tage große eindrucksvolle Sonnenfleckengruppen ablichten lassen. Vorbei ist der Frust der ersten Jahre. Und was war nun der Schlüssel zum Erfolg? Meines Erachtens in erster Linie der Herschelkeil und die gegenüber einem Schmidt-Cassegrain-System hervorra-
gende Abbildungsgüte der beiden Refraktoren. Zugegeben - der Herschelkeil ist nicht billig: ca. 500 bis 600 DM mit Graufilter. Aber für den schmalen Geldbeutel gibt es einen anderen Geheimtip: Die Filterfolie von Baader mit ND 3,5, die ebenso kurze Belichtungszeiten ermöglicht, um die Luftunruhe einzufrieren! Und es muss auch nicht ein apochromatischer Refraktor von Pentax oder
Astrophysics sein: Die chinesischen Refraktoren (Bresser, Celestron, Helios, Skywatcher, Evostar sind mir bekannte Bezeichnungen für diese Geräte) bieten gute Qualität für recht wenig Geld!
Literaturhinweise: [1] zur ,,Ungewöhnlichkeit" der
Brennweitenverlängerung vgl. auch: Jean Dragesco: High Resolution Astrophotography; Cambridge 1995; S. 33
Das Astronomiecamp für Jugendliche 2001
von Jana Becherer
Mit viel Vergnügen nahmen auch dieses Jahr 50 Jugendliche aus Deutschland und Nachbarländern am astronomischen Sommerlager der VdS (ASL 2001) teil. Wieder gab es ein breites Spektrum an Arbeitsgruppen, die jeweils vier Tage dauerten. Meine AG Auswahl war Sternphysik und Alltagsphysik, belegt mit den fantasievollen Abkürzungen STEP und ALPH.
In der Sternphysik wurde wie der Name schon sagt ein Sternleben analysiert. Von der Entstehung bis zum möglichem Ende, von der Frage was ein Stern eigentlich ist bis zu seinem Inneren Aufbau. Natürlich wurde das Hertzsprung-Russell-Diagramm ausführlich behandelt. Das alles wurde mit viel Mathematik gewürzt, die man aber auch als normaler Schüler mit ein bißchen Tatkraft verstehen konnte. Am Ende der ersten vier Tage sank der Munterkeitspegel und der Kaffeekonsum stieg rapide an, so daß dann schon mal so seltsame Aufgaben entstanden wie: Was wiegt ein Stück Butter in Sonnenmassen? (Und das ist noch ein harmloses Beispiel). Auch die AG ALPH, an der ich in der zweiten Woche teilnahm, war interessant. Glücklicherweise fand sie vorwiegend nachmittags statt, weil vormittags niemand mehr im Stande war aufzustehen. Mit lustigen physikalischen Experimenten vertrieben wir uns dort die Zeit. So bauten wir z. B. ein Foucaultsches Pendel, rätselten über den Drehsinn von Eiern oder saßen zusammen und bildeten uns per Literatur weiter. Dafür standen uns viele Bücher und Zeitschriften
von den Verlagen Spektrum der Wissenschaft, Sterne und Weltraum und Kosmos zur Verfügung.
Im diesjährigem Camp gab es erstmalig einen Präsentationstag, an dem jede AG ihre Arbeit vorstellen konnte. So erstellten wir Sternphysiker eine Interstellare Verkehrsordnung (als Beispiel: Maximalgeschwindigkeit c darf nicht überschritten werden, ...), oder wir Alltagsphysiker veranstalteten einen physikalischen Jahrmarkt rund um Kreisel, rohe oder gekochte Eier und verzwickte Knobelaufgaben.
Auch fanden in diesem Camp viele Vorträge von Amateuren und Profis statt. Die Referenten vermittelten uns spannende Themen und Erkenntnisse rund um die Astronomie. So hatten wir Vorträge über die Raumsonde Galileo, Extrasolare Planeten, Entstehung des Universums, Sternbedeckungen, usw., für jeden war etwas dabei. Zwischen den AG's und der nächtlichen Beobachtung gab es auch noch ein nicht-astronomisches Programm mit Diskussionen, Gruppenspielen, Nahrung aufnehmen (was man auch astronomisch machen kann, wie der Vortrag ,,Wie schmackhaft ist die Astronomie?" beweist) oder einfach mal kurz schlafen. Workshops gab es dieses Jahr auch wieder. Neben Raketen bauen, Sonnenuhren basteln gab es auch nicht-astronomische Themen, wie Zeichnen, eine Theatergruppe u.v.m. Um Mitternacht ging dann der Tag erst richtig los, mit vielen Späßen und nächtlichen Beobachtungen. Dabei hatten wir
Abb. 1: Die Arbeitsgruppe ,,Physik im Alltag" experimentiert mit einem Gyroskop
Abb. 2: AG STEP.tif: Die Sternphysiker bei ihren Berechnungen
Abb. 3: Am Tag wurde die Sonne beobachtet, leider waren nur wenige Flecken zu sehen
84 F A C H G R U P P E > J U G E N D A R B E I T
Abb. 4: Der Nordamerikanebel NGC 7000 von der AG Astro-
fotografie aufgenommen und am Computer nachbearbeitet
Abb. 5: Susanne Hoffmann erklärt das Universum anhand von Selbstgebackenem und Süßigkeiten
mit dem Wetter sehr viel Glück, denn es gab immer klare Nächte. So hatten wir die Möglichkeit ausgiebig die Teleskope zu testen, die Vehrenberg und Intercon Spacetec zur Verfügung gestellt hatten. In einer Nacht zog fast das ganze Camp zu einem etwas entfernteren Platz, um mit Frank Leiter, Klaus Spruck und Uli Zehndbauer zu beobachten. Sie hatten ihre ,,Großteleskope" mitgebracht und uns die ganze Nacht den Himmel damit gezeigt. Insgesamt kann ich den Organisatoren, Referenten und Sponsoren nur ein großes Dankeschön ausrichten, denn das Camp war einfach toll.
Das VdS-Jugendlager 2002 ASL 2002 - Auf einen Blick
Alter: Wissensstand: Ort: Zeit: Teilnahmegebühr:
ab 14 bis 24 Jahren Anfänger oder Fortgeschrittene Schullandheim Hobbach bei Aschaffenburg Sa. 27. Juli bis Sa. 10. August 2002 wird noch festgelegt
Nehmt Kontakt auf und bestellt das Infoheft vor bei:
Susanne Hoffmann Carl-von-Ossietzky-Str. 5 D-14471 Potsdam Tel: 0331 / 97 92 037 infoheft@vds-astro-jugend.de
Infos auch im Internet: www.vds-astro-jugend.de/sommerlager
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Sternzeichen Schlangenträger oder Warum Skorpione so selten sind
von Rainer Mannoff
Passiert Ihnen das auch manchmal? Sie erzählen jemandem, daß Sie sich für Astronomie interessieren und bekommen eine Frage wie diese gestellt: ,,Ich bin Skorpion und was sind Sie?" Für manchen Astronomen ist dies der worst case, die schlimmste zu erwartende Reaktion. Die geliebte seriöse Wissenschaft wird mit der Astrologie in einen Topf geworfen! Ich schreibe heute jedoch nicht, um mich über die Astrologie zu empören; vielmehr möchte ich zwei Aspekte der Sterndeutung darstellen, die in keinem Horoskop auftauchen: Das dreizehnte Sternzeichen und der Umstand, daß manch ein Glaubender eigentlich gar nicht das ist, wofür er sich hält. Aber fangen wir mit der einfachsten aller möglichen Reaktionen auf die Frage nach Ihrem Sternzeichen an (begrifflich sind die astrologischen Tierkreis- oder Sternzeichen von den astronomischen Sternbildern zu unterscheiden). Nennen Sie Ihr (scheinbares) Sternzeichen und fragen Sie doch beim offensichtlich fachkundigen Gesprächspartner einmal nach, warum denn der eine ein Skorpion und der andere eine Jungfrau sei. Die nach meiner Erfahrung häufigste Antwort wird etwas in der Art sein, daß der eine eben in diesem, der andere eben in jenem Zeichen geboren sei. Ebenfalls beliebt ist die Antwort, daß das Sternbild zu dieser Zeit funkelnd am Nachthimmel zu finden sei. Jetzt sind Sie an der Reihe! Erzählen Sie Ihrem Gesprächspartner doch einmal, daß das Sternbild wirklich am Himmel steht, jedoch tagsüber und völlig unsichtbar - denn die Sonne befindet sich gerade ,,darin". Vielleicht gelingt es Ihnen ja damit bereits, Interesse für die Naturwissenschaft zu wecken. Manch ein Freund der Sterndeutung kennt jedoch diesen Sachverhalt. Nun ist es Zeit für den entscheidenden Trumpf. Vielleicht ist er ja gar nicht das, was er zu sein glaubt. Die Sonne hält sich nämlich weder einem Monat in jedem Sternbild des Tierkreises auf, noch durchläuft sie dabei nur derer zwölf; und sollte unser Freund zwischen dem 29. November und dem 18. Dezem-
ber geboren sein, dann ist er kein Skorpion, sondern ein Schlangenträger! Bereits zur Zeit der Babylonier vor 4000 Jahren wurden Figuren in den Himmel konstruiert. Sie dienten der räumlichen und zeitlichen Orientierung, waren aber bereits auch Grundlage für Vorhersagen
Maßeinheit für uns noch von Bedeutung: Das Jahr hat zwölf Monate, der Tag hat (wie die Nacht) zwölf Stunden, ein Dutzend sind zwölf Einheiten. So weit so gut: Die Sonne durchläuft also im Laufe eines Jahres die zwölf Tierkreiszeichen, welche mit den dort
Abb. 1: Dieser Ausschnitt aus dem Sternbild Schlangenträger (Ophiuchus) zeuht den ,,Pipe-Nebel". Aufnahme von Rainer Mannoff am 29.6.2000 mit 6x6-Objektiv 1:5,6/500mm, 2x22 Min. belichtet auf Kodak ProGold 1000
und Deutungen. Unsere abendländische astrologische Kultur hat ihren Ursprung in der babylonischen und später griechischen Astrologie der Zeitwende. Dabei wurde die scheinbare Bahn der Sonne ,,um die Erde", die Ekliptik, in zwölf gleiche Abschnitte unterteilt, welche nach nächstliegenden Sternbildern benannt wurden. Warum gerade zwölf Tierkreiszeichen gebildet worden, lag in der besonderen Bedeutung dieser Zahl. Auch heute ist die Zwölf zum Beispiel als
liegenden Sternbildern übereinstimmen. Wo ist das Problem? Nun, das stimmt nicht mehr! Die Erde ist auf ihrer Bahn um die Sonne keineswegs in einer festen Achslage; sie taumelt sozusagen wie ein Kreisel. Bewirkt wird diese Kreiselbewegung durch die Anziehungskräfte von Sonne und Mond auf den Äquatorwulst der Erde (die keine perfekte Kugelform hat). Da die Erdachse (und somit die Äquatorialebene) nicht mit der Ebene der Ekliptik zusammen-
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Sternzeichen
Widder Stier Zwillinge Krebs Löwe Jungfrau Waage Skorpion Schlangenträger Schütze Steinbock Wassermann Fische
üblicher Zeitraum
21.3. - 20.4. 21.4. - 20.5. 21.5. - 21.6. 22.6. - 22.7. 23.7. - 22.8. 23.8. - 23.9. 22.9. - 21.10. 23.10. - 22.11. --22.11. - 20.12. 21.12. - 19.1. 20.1. - 18.2. 19.2. - 20.3.
tatsächlicher Zeitraum
18.4. - 13.5. 13.5. - 22.6. 22.6. - 21.7. 21.7. - 10.8. 10.8. - 16.9. 16.9. - 31.10. 31.10. - 23.11. 23.11. - 29.11. 29.11. - 18.12. 18.12. - 21.1. 21.1. - 16.2. 16.2. - 11.3. 11.3. - 18.4.
Dauer in (vollen)Tagen
25 40 29 20 37 45 23 6 19 34 26 24 38
Tabelle 1: Verweildauer der Sonne in den einzelnen Tierkreis-Sternbildern. Beim Übergang steht die Sonne in zwei Sternbildern gleichzeitig
fällt, entsteht diese Bewegung, die Präzession genannt wird. Eine volle Kreiseldrehung dauert 25800 Jahre. Das wohl bekannteste Beispiel für die Präzession ist die Verlagerung des Himmelsnordpols. Dem Polarstern müssen wir aufgrund seiner Position spätestens in ein paar hundert Jahren einen anderen Namen geben. In etwa 7000 Jahren steht dann Deneb im Schwan beim Himmelsnordpol. Die Präzession hat aber noch einen weiteren Effekt: Sie führt zu einer Rückwärtsbewegung von Frühlings- und Herbstpunkt (Schnittpunkte zwischen Ekliptik und Himmelsäquator) und somit zu einer Verschiebung der Zeiten, in der sich die Sonne in einem Sternbild aufhält. Die Punkte verschieben sich jährlich um etwa 50 Bogensekunden; das
bedeutet, daß die Sonne nach etwa 70 Jahren erst einen Tag später eine bestimmte Position auf der Ekliptik einnimmt. Heute, etwa 2000 Jahre nach Festlegung der Tierkreiszeichen, haben sich die Punkte bereits um etwa 30 Grad verschoben. An dieser Stelle möchte ich noch erwähnen, daß natürlich auch die in der Astrologie so wichtigen Planeten die Präzession beeinflussen; jedoch bewirken sie alle zusammen gerade mal eine Verlagerung um 0,12 Bogensekunden. Die ,,Kräfte" der Planeten spielen hier, verglichen mit Sonne und Mond, eine wirklich untergeordnete Rolle! Die Tabelle zeigt auf, zu welchen Zeiten sich die Sonne derzeit im jeweiligen Sternbild aufhält. Auch der in der Astrologie stets verschmähte Schlangenträger ist darin aufgeführt. An nur sechs Tagen
10 Zylinder, 320 PS, 6 Gänge, leistungsabhängige Benzineinspritzung, ABS, EST, Navigationssystem, Schalensitze, Hosenträgergurte, 120 Liter-Tank, von 0 auf 100 in
6 Sekunden, Spitze 305 ... halt ein SX 500!!! 25 Zoll-Spiegel, adaptive Optik, 4 % Obstruktion, 1:5, automatische hydraulische Niveauregulierung und Polausrichtung der Montierung, Hufeisensystem ölgelagert, 30 Mio. Objekte-Bibliothek, computergesteuerte Objektfindung bis 16. Größenklasse, CCD-Korrektur der Nachführung, direkte Bildaufbereitung auf 19 Zoll-Monitor in Echtzeit ... halt ein SX 500!!!
im Jahr hält sich die Sonne im Skorpion auf. Echte Skorpione sind also wirklich rar. Manch ein geschulter Astrologe mag einwerfen, daß die Präzession und die damit verbundene Verschiebung der Tierkreiszeichen gegen die Sternbilder keinerlei Bedeutung habe, da die zwölf Tierkreiszeichen lediglich Abschnitte am Himmel symbolisieren würden. Der Mensch, der ja nach astrologischer Vorstellung aufgrund seines Geburtstages bestimmte Fähigkeiten und Eigenschaften hat, wäre demnach trotzdem im stets gleichen Abschnitt eines Jahres geboren. Warum aber, so frage ich, sind das dann keine Menschen aus ,,Jahresabschnitt Fünf " oder ,,Phase Sieben"? Die Zuordnung eines Geburtstages zu einem Sternbild ist nach meiner Auffassung nur dann gerechtfertigt, wenn auch ein astronomischer Zusammenhang besteht, nämlich der, daß sich die Sonne zu dieser Zeit im Sternbild aufhält. Wie wohl Ihr Gespräch verlaufen wird? Vielleicht wird sich Ihr Gesprächspartner ja entsetzt von Ihnen abwenden. Vielleicht können Sie aber auch Neugier für die Astronomie wecken und haben ein interessantes Gespräch über wirkliche Sternzeichen und weitere astronomische Themen. Ich selbst bin übrigens nicht wie bisher angenommen ein Zwilling, sondern ein Stier. Das ist für mich ohne Bedeutung, einmal davon abgesehen, daß ich mir ein paar (natürlich gute) Eigenschaften gemerkt hatte, die man den Zwillingen zuschreibt.
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Jahresbericht VdS-Sternwarte 2000
von Jürgen Schulz
Nutzung Im Berichtszeitraum gab es 37 Anmeldungen und 29 realisierte Beobachtungsaufenthalte mit insgesamt 252 Gästen. Die Auslastung betrug 521 Manntage. Die Anmeldungen gingen zu 87 % von VdS-Mitgliedern aus. Seit Beginn der Zusammenarbeit VdS und Volkssternwarte Kirchheim im Sommer 1992 haben gegenwärtig 1820 Sternfreunde das Angebot genutzt mit einer Gesamtauslastung von 4121 Manntagen. Neben einer Vorstandssitzung fanden 2000 folgende zentrale VdSVeranstaltungen statt:
· 7. Tagung der VdS-Fachgruppe CCD · CCD-Praktikum · Cookbooktreffen · FG-Treffen der Halo-Beobachter · Redaktionstreffen VdS-Zeitschrift · Fachgruppenleitertreffen · Besuch VdS-Jugendlager
Einnahmen: Gastbeobachter: Kursgebühren: VdS-Zuschuss (ohne zweckgebundenen Zuschuss für FS 2-Steuerung):s Summe:
6.711 DM 1.405 DM
2.500 DM 10.616 DM
Ausgaben (ohne Investitionen): Energie,Wasser, Müll, Versicherung: Betreuungskosten: Fahrtkosten: Bettwäsche: Reparaturen: Werterhaltung: Literatur: Telefon: Werkzeuge:
4.000 DM 5.560 DM
300 DM 475 DM 160 DM 1.200 DM 176 DM 1.300 DM 135 DM
80% der Gesamtkosten 10,- DM/h, ohne SAM-Mitarbeiter 0,50 DM/km 5,-/Satz 80% der Gesamtkosten, nur Material 80% der Gesamtkosten, nur Material 80% der Gesamtkosten 80% der Gesamtkosten 80% der Gesamtkosten
Summe:
13.306 DM
Bilanz:
-2.690 DM
Tab. 1: VdS-Sternwarte Kirchheim - Einnahmen und Ausgaben im Jahr 2000
Das Niveau der Vorjahre wurde gehalten. Die 2000 erreichte Auslastung konnte nur durch den Einsatz unseres hauptamtlicher Mitarbeiters bewältigt werden, da die Belastung der ehrenamtlichen Mitglieder der Volkssternwarte Kirchheim bereits jetzt die Kräfte stark strapaziert.
Technischer Fortschritt Der Schwerpunkt lag 2000 wieder bei Maßnahmen zur Werterhaltung der Gebäude und Verbesserung der Aufenthaltsbedingungen für die Gastbeobachter. Schwerpunkte waren:
Insgesamt wurden über 20.000 DM in 2000 investiert! Hinzu kamen die folgenden Sachspenden: Dr. Jürgen Schulz: Binokularanstz, 6x6-Kamera, KB-Kamera, PC-Monitor Astro-shop Hamburg: ASTRONOMIC UHC-Filter
Feedback der Besucher Insbesondere die neuen Fernrohrsteuerungen erleichtern und beschleunigen die Einstellung der Himmelsobjekte dramatisch - ein Umstand, den alle Beobachter
sehr zu schätzen wissen. Internetzugang und Videotechnik ermöglichen auch bei schlechtem Wetter eine sinnvolle astronomische Betätigung und werden entsprechend rege genutzt. Bei CCD-Technik zur allgemeinen Nutzung besteht nach wie vor akuter Nachholbedarf. Der Daystarfilter wird mit Begeisterung genutzt. Die Qualität und Intensität der Betreuung durch unseren SAM-Mitarbeiter wird von allen Gastbeobachtern gelobt und ist eine entscheidende Hilfe bei der Anpassung eigenen Zubehörs an die
· Installation Telrad-Finder an beiden Fernrohrkomplexen
· Ausstattung beider Fernrohre mit der FS 2-Steuerung, Winkelencodern und Guide-Steuerrechner
· neuer ESCAP-Schrittmotor für das 50 cm-Teleskop
· automatische Ladestation für die Akkus des Niederspannungsnetzes 6-24V
· Vervollständigung des Computernetzwerkes
· CD-Brenner · Flachbettscanner · Groß-TV + Videorecorder digital/
analog für Vortragsraum
Abb. 1: Entwicklung der Einnahmen
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Abb. 2: Ausgabenentwicklung
Kirchheimer Teleskope. Leider ist diese vom Arbeitsamt geförderte Beschäftigung im August 2001 ausgelaufen. Wie in den vergangenen Jahren konzentrierte sich das Interesse der Gastbeobachter auf die großen Instrumente. Hier kommt es mit den aktiven Beobachtern des Kirchheimer Vereins zwangsläufig zu Konflikten. Deshalb kann bis auf weiteres nur ein Fernrohrkomplex an Gastbeobachter ver-
geben werden. Diese Notlösung befriedigt niemanden und kann daher nur von begrenzter Dauer sein. Um die Zukunft der Feriensternwarte zu sichern, ist ein gänzlich neues Konzept zu entwickeln, das sowohl eine signifikante instrumentelle und gebäudemäßige Erweiterung als auch die dauerhafte hauptamtliche Besetzung der Sternwarte beinhalten muß. Hier ist die VdS mit eigenen Ideen und substanziellen Bei-
trägen gefordert.
Finanzen Die Einnahmen und Ausgaben der Volkssternwarte Kirchheim seit 1999 sind dem statistischen Überblick in Abb. 1 und 2 zu entnehmen. Zusätzlich zu den
dort aufgeführten Ausgaben werden von der Gemeinde Kirchheim jährlich 5.000 DM für die laufenden Energiekosten, Wasser, Müll und Versicherung aufgewendet. Die in 2000 unmittelbar mit dem Feriensternwartenbetrieb (Gastbeobachter) zusammenhängenden Einnahmen belaufen sich auf 6.711 DM, durch Kursgebühren kamen weitere 1.405 DM hinzu. Damit ergibt sich für den reinen VdS-Sternwartenbetrieb die in Tabelle 1 aufgeführte Gesamtbilanz für 2000. Trotz des VdS-Zuschusses ist die Bilanz negativ. Da die Werterhaltung in 2000 untypisch niedrig lag (wegen Geldmangels), ist in einem ,,normalen" Jahr noch mit deutlich schlechterer Bilanz zu rechnen. In dieser Abschätzung sind weder Abschreibungen für Instrumente und Gebäude noch die Arbeitsstunden für Werterhaltung sowie die vielen Betreuungsstunden unseres SAM-Mitarbeiters enthalten! Die Bilanz geht nur deshalb auf, weil unsere Vereinsmitglieder kostenlos für die Gastbeobachter arbeiten. Diese Probleme müssen durch das künftige Konzept der Feriensternwarte gelöst werden. Dank der Zuschüsse der Gemeinde Kirchheim ist die Geld-Bilanz ausgeglichen. Durch die Spenden von Privatpersonen, der Sparkasse ArnstadtIlmenau sowie Lottomittel verschiedener Ministerien konnte 2000 wieder verstärkt in neue Beobachtungstechnik und weitere Werterhaltung der Gebäude investiert werden.
Abb. 3: Anmeldungen, Nutzungsdauer und Betreuungsaufwand
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M wie Messier
von Torsten Güths
- Teil 5 -
Der französische Astronom Charles Messier stellte in den Jahren 1730 bis 1817 die erste Listung von nichtstellar erscheinenden Himmelsobjekten zusammen. Er benötigte diese Aufstellung, um bei der Suche nach Kometen nicht irrtümlich einen der fixen Nebel wieder ,,zu entdecken". Das er hiermit das wohl bekannteste Deep-Sky-Katalogwerk schuf, konnte er sicherlich nicht ahnen. Die Messierliste umfaßt 110 Objekte, von denen einige bereits dem unbewaffneten Auge zugänglich sind. Mit einem guten Fernglas werden bereits schon die Hälfte sichtbar. Somit eignen sie sich besonders für Astronomieeinsteiger. Die hartgesottenen Deep-Sky Beobachter unter uns, können mit ihren ,,Lichteimern" eine enorme Fülle von Details in einigen dieser Objekte ausfindig machen!
Im VdS-Journal wollen wir Sie mit dieser Rubrik anregen, ihre eigenen Objektbeschreibungen einzureichen! Die Messierobjekte sind für ein solches Vorhaben ideal, da sie keine Traumsternwarte besitzen müssen, um sie zu beschreiben. In der vorliegenden vierten Folge unserer ,,M"-Serie sind Berichte von Günter Igel, Dirk Panczyk und Gerhard Scheerle enthalten, denen ich für Ihre Beiträge meinen herzlichen Dank ausspreche! Damit keine falschen Vorstellungen einer Lobby auftauchen, möchte ich darauf hinweisen, daß ich Berichte von allen Einsendern, die bei mir rechtzeitig eingingen, berücksichtigt habe! Anmerken möchte ich, daß Größen- und Helligkeitsangaben die subjektiven Beobachtungseindrücke sind. Sie sind abhängig vom Beobachter, Wetter, Lichtverschmutzung und Instrument. fst heißt in diesem Zusammenhang ,,stellare Grenzgröße", beobachtet mit dem bloßen Auge. Für die Ausgabe I/2002 plane ich: M51 in den Jagdhunden, M5 in der Schlange
(Kopf ), M16 in der Schlange (Schwanz), M17 im Schützen. Die nächsten vier Messierobjekte für die Ausgabe II/2002 werden sein: M45 im Stier, M53 in Coma Berenices, M60 in der Jungfrau und M67 im Krebs. Schließlich sollen für Ausgabe III/2002 die Sternhaufen M36, M37 und M38 im Fuhrmann beobachtet werden. Bitte schicken Sie Ihre Beobachtungseindrücke zu diesen Objekten direkt an den Verfasser dieser Rubrik, Stichwort ,,Messierobjekte", zu! Den Einsendeschluss entnehmen Sie bitte den Mitteilungen an die Autoren weiter hinten im Journal. Vergessen Sie bitte nicht, die Beobachtungsumstände anzugeben: zumindestens die Grenzgröße mit bloßem Auge, die Öffnung Ihrer benutzten Instrumente und die eingesetzten Vergrößerungen. Eine Dateiform wie Word97 oder älter (doc, txt, wpd) wäre gut. Anschrift: Torsten Güths, Wettertalstraße 5, 61231 Bad Nauheim, oder: torstengueths@ipfb.net (möglichst maximal 200 KB Dateigröße).
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Astro Optik
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M 1, NGC 1952, Stier
Objekttyp: Entfernung: Reale Ausdehnung: Scheinbare Helligkeit: Winkelausdehnung: Koordinaten:
Supernovaüberrest 1700 Lichtjahre 3 Lichtjahre 9 mag 6' x 4' R.A.: 05h35m Dekl.: +22 Grad 01'
Historisches
M 1 wird wegen seiner Erscheinungsform auch gerne Crab-, Krebs- oder Krabbennebel genannt. Unter bestimmten Bedingungen erinnert sein Aussehen an eine einzelne Krebsschere. Berühmt wurde dieses Objekt dadurch, daß es der Überrest einer gewaltigen Supernovaexplosion im Jahre 1054 n. Chr. ist.
Die Supernova war am Tage sichtbar und chinesische Astronomen haben sie aufgezeichnet. Der Nebel wurde durch John Bevis im Jahre 1731 entdeckt und von Messier unabhängig davon im September 1758 erstmals bemerkt. Der Verursacherstern ist nun ein Pulsar, der sowohl im sichtbaren Licht, als auch im Radio- und Röntgenbereich Energie abstrahlt.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6 mag)
Auge: Nicht sichtbar. Fernglas 8 x 56:
Abb. 1: Aufsuchekarte für M 1; relativ leicht zu finden in der Nähe der Hyaden im Stier
Als mäßig helles Nebelfleckchen auszumachen, wenn man die genaue Position kennt. (Gerhard Scheerle) Auch im 10 x 50 Sucher erkennbar. (Dirk Panczyk)
Fernglas 16 x 70: Bei sehr dunklem und transparenten Himmel (fst > 6 mag) als ganz schwaches, rundes Nebelchen ohne Strukturen sichtbar. (Günter Igel)
11 cm Öffnung: Als beinahe runde, relativ helle und strukturlose diffuse Fläche zu sehen. (Gerhard Scheerle)
23 cm Öffnung: Bereits bei fst 4,7 mag ein lohnenswertes, auffallendes Objekt von mittlerer Helligkeit. Der Nebel ist elliptisch und zeigt schwache Helligkeitsunterschiede.
Abb. 2: Der Krebsnebel M 1, Aufnahme von Bernd FlachWilken am 26.1.1998 mit einem 300 mmSchiefspiegler bei 3,6 m Brennweite, 4x10 min. ohne Filter belichtet mit AM13-CCDKamera
Bestes Bild bei 124x; 182x wirkt zu dunkel. Bei fst 4,4 mag immer noch sichtbar, aber kaum auffallend. Bei 78x ohne Filter ist er als mittelheller, strukturloser Fleck sichtbar. Mit Deep-SkyFilter kommt er dann deutlich heller heraus mit etwas ausgefranstem Rand. UHC- und O[III]-Filter sind eher schlechter. (Günter Igel)
30 bis 40 cm Öffnung: Relativ groß und hell. Leicht aufzufinden. Spitz-ovale Form. Ohne Filter gleichmäßig hell. Mit O[III]-Filter indirekt faserige, flockige Struktur sichtbar. (Dirk Panczyk, Gerhard Scheerle)
Fotografie: Mit herkömmlichen Fotomaterial ist es ratsam, schon mindestens 1000 mm Brennweite mit einem rotempfindlichen Film einzusetzen, um die faszinierende Filamentstruktur zu erfassen. Sie sollten auch an die Grenzen der Belichtungszeit gehen, wenn Ihr Beobachtungsort ,,herkömmlich" gute Bedingungen (fst ca. 6 mag) bringt. Mit einer CCD-Kamera sind eindrucksvolle Aufnahmen bereits ab 500 mm Brennweite möglich.
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M 15, NGC 7078, Pegasus
Objekttyp: Entfernung: Reale Ausdehnung: Scheinbare Helligkeit: Winkelausdehnung: Koordinaten:
Kugelsternhaufen 33600 Lichtjahre 120 Lichtjahre 6,2 mag 12,3' R.A.: 21h30,0m Dekl.: +12 Grad 10'
Abb. 3: Aufsuchekarte
für den Kugelsternhaufen M 15: Starhopping
im Sternbild Pegasus
Historisches: Entdeckt wurde dieser Kugelsternhaufen durch den Astronomen Maraldi im Jahre 1746 während der Suche nach dem Kometen ,,de Cheseaux". Messier hatte ihn 18 Jahre später wieder entdeckt und in seinen Katalog aufgenommen. Er konnte damals aufgrund der Instrumentengröße und -qualität keinen seiner Sterne erkennen.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6 mag)
Auge: Nicht sichtbar. M 15 wäre für das bloße Auge zwar hell genug, er steht aber knapp neben einem 5 mag hellen Stern und kann von diesem wohl kaum getrennt werden. (Gerhard Scheerle)
Fernglas 8 x 56: Als sehr kleines aber mit 6,3 mag sehr helles Nebelfleckchen zu sehen. Obwohl der Durchmesser etwa 5` beträgt, ist M 15 im Fernglas kein auffälliges Objekt, sondern erscheint wegen der hohen Konzentration im Zentrum eher wie ein unscharfer Stern. (Gerhard Scheerle)
Fernglas 16 x 70: Bei fst 4,9 mag sehr gut sichtbarer Nebel, der nicht aufgelöst ist. Man sieht einen hellen Kern der zum Rand hin diffus ausläuft. M 15 ist innerhalb einer Pfeilspitze von 3 Sternen, die ungefähr nach Süden deutet. (Günter Igel)
11 cm Öffnung: M 15 sticht als eine sehr helle diffuse Fläche sofort ins Auge. Die Nebelfläche erscheint rund bei einem Durchmesser von 4` und ist zum Zentrum hin deutlich konzentriert. Andeutungsweise sind etwa 15 Einzelsterne 12,0 bis 12,6 mag zu erkennen, bei besten Sichtbedingungen bis zu 40 Sterne. (Gerhard Scheerle)
23 cm Öffnung: Bei fst > 6mag ein sehr schönes Bild. Der Kugelhaufen wirkt bereits bei 78x am Rand deutlich griesig. Der Kern ist sehr konzentriert und hell. Bei 124x sieht man deutlich, wie die Konzentration von außen nach innen bis ganz zum Mittelpunkt zunimmt. Die Form von
Abb. 4: Der Kugelsternhaufen M 15, Aufnahme von Bernd FlachWilken am 20.9.1998 mit einem 400 mmHypergraphen bei 3,2 m Brennweite, 900 s belichtet mit AM13-CCDKamera
M 15 scheint ein bißchen nach Norden verzogen zu sein, aber nicht sehr viel. Bei 148x wird dies bestätigt, aber so wenig, daß man ihn noch als rund beschreiben kann. Bei 258x wirkt M15 vor allem im Norden etwas strahlenförmig auslaufend. Bestes Gesamtbild bei 148x. (Günter Igel)
40 cm Öffnung: M15 zeigt sich als wahrhaft prachtvoller Kugelsternhaufen. Er erscheint als 7` große, sehr helle diffuse Fläche, in der vielleicht 120 Einzelsternen 11,4 bis 14,4 mag funkeln. (Gerhard Scheerle)
Fotografie: Schon ab 300 mm Objektivbrennweite erkennen Sie erste Einzelsterne, womit Sie einen Hinweis auf die wahre Natur dieses Nebelfleckens erhalten. Für den Erhalt eines eindrucksvollen Kugelsternhaufenbilds benötigen Sie schon 1000 mm Brennweite. Sie sollten für die Abbildung der Randbezirke von M 15 schon Ihre Aufnahme ausbelichten. Das Zentrum erhalten Sie bereits nach einigen Minuten, je nachdem, wie lichtstark Ihre Aufnahmeoptik ist.
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M 74, NGC 628, Fische
Objekttyp:
Entfernung:
Reale Ausdehnung: Scheinbare Helligkeit: Winkelausdehnung: Koordinaten:
Spiralgalaxie, Typ Sc 35 Mio. Lichtjahre 95000 Lichtjahre 9,4 mag 10,2' x 9,5' R.A.: 01h36,7m Dekl.: +15 Grad 47'
Abb. 5: Aufsuchekarte für die Galaxie
M 74 im Grenzgebiet zwischen Fische und Widder
Historisches: Entdeckt wurde M 74 durch den französischen Astronomen Pierre Mechain im Jahre 1780. Messier bestätigte seine Entdeckung einen Monat später. Seine Spiralform wurde erst mittels des Riesenspiegelteleskops des Earl of Rosse im Jahre 1848 erkannt. M 74 gilt als eines der am schwersten beobachtbaren Messierobjekte.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6 mag)
Auge: Unsichtbar
Fernglas 8 x 56: Gerade so als schwaches Nebelfleckchen auszumachen. (Gerhard Scheerle)
Fernglas 16 x 70: Im 16 x 70 bei sehr dunklem und transparenten Himmel (fst > 6 mag) als ganz schwaches, rundes Nebelchen ohne Strukturen sichtbar. (Günter Igel)
11 cm Öffnung: Mit 9` Durchmesser eine sehr große, 9,4 mag helle, runde, diffuse Fläche. Allgemein erscheint sie nur mäßig konzentriert mit einem doch merklich helleren Kern in der Mitte. Ein exzentrisch stehender Stern 12,0 mag ist eben noch erkennbar. (Gerhard Scheerle)
23 cm Öffnung: Bei fst 5,0 mag nur indirekt als schwaches, rundes Nebelchen sichtbar. Im Nordosten und Nordwesten der Galaxie jeweils 2 Sternchen, die von Nord nach Süd gehen. Die Galaxie darunter ist nur eine winzigste Aufhellung ohne Strukturen, die sich fast nicht vom
Himmelshintergrund abhebt. Bestes Bild bei 78x. (Günter Igel)
33 cm Öffnung: Bei einer Vergrößerung von 100x und einer Grenzgröße von 5,5 mag erscheint sie relativ lichtschwach mit einem helleren, rundlichen Kerngebiet. Die Außenbezirke sind indirekt schwach sichtbar. Die Gesamtform erscheint rundlich und die Erkennbarkeit der Spiralstruktur ist nur unsicher. (Dirk Panczyk)
Fotografie: Ein Objekt, für dessen Fotografie es einen dunklen Himmel bedarf, denn die Spiralarme sind sehr lichtschwach. Sie benötigen lange Belichtungszeiten, die an das Maximum gehen, was Ihr Beobachtungsort an Belichtungszeit hergibt. Eine Brennweite von mindestens 1000mm sind auch nötig, um die gröbere Struktur zu zeigen. Mit CCDKameras erzielen Sie ansehnliche Aufnahmen bereits ab 500 mm Brennweite bei normal gutem Himmel.
Abb. 6: Die Galaxie M 74, Aufnahme von Bernd Flach-Wilken mit einem 300 mmSchiefspiegler bei 3,6 m Brennweite, 3x15 min. belichtet mit AM13-CCD-Kamera
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M 78, NGC 2068, Orion
Objekttyp: Entfernung: Reale Ausdehnung: Scheinbare Helligkeit: Winkelausdehnung: Koordinaten:
Reflexionsnebel 1600 Lichtjahre 4 Lichtjahre 8,3 mag 8' x 6' R.A.: 05h46,7m Dekl.: +00 Grad 03'
Historisches Pierre Mechain erkannte das Objekt erstmals im Jahre 1780 als diffusen Nebel, der zwei recht helle Kerne umgibt. Messier beobachtete ihn später im gleichen Jahr, erkannte jedoch einen Sternhaufen mit umhüllenden Nebel.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6 mag)
Auge: Unsichtbar
Fernglas 8 x 56: Als 7,8 mag helles Nebelfleckchen sehr deutlich zu sehen. So auffällig, dass man ihn bei einem Himmelsspaziergang selbst entdecken kann. (Gerhard Scheerle)
11 cm Öffnung: Ein heller und auffälliger Nebel 7,8 mag. In dem 6` großen Nebel befinden sich zwei Sterne 10,4 und 11,0 mag, die auch als zwei ,,Zentralsterne" aufgefasst werden können. In unmittelbarer Nachbarschaft befindet sich NGC 2071, ein 10,2 mag heller und 2` großer Nebel, der um einen Zentralstern von 10,4 mag steht und gut erkennbar ist. (Gerhard Scheerle)
23 cm Öffnung: Im 9 Zöller Maksutov (228 mm) bei fst 4,9 mag ein schwieriges, nur indirekt sichtbares Objekt. Der Nebel ist rund und enthält 2 Sterne. Ansonsten ist er völlig strukturlos. Außer dem kaum sichtbaren Nebel mit seinen 2 Sternchen ist das Okulargesichtsfeld von knapp 1 Grad bei 78x - von einigen ganz, ganz schwachen Winzlingen abgesehen - völlig leer. Durch kein Filter wurde eine Verbesserung erreicht, UHC und O[III] verschlechtern sogar die Erkennbarkeit. (Günter Igel)
33 cm Öffnung: Bei einer Vergrößerung von 100x und einer Grenzgröße von 5,7 mag erscheint die linke Seite des Nebels scharf begrenzt und nach rechts dreiecksförmig auslaufend. Zwei hellere und ein schwächerer Stern sind in ihm eingebettet. Indirekt beobachtet sind dunkle Strukturen andeutungsweise sichtbar. (Dirk Panczyk)
Fotografie: Bei 135 mm Brennweite erkennt man ein kleines diffuses Fleckchen um einen Stern. Mit 600 mm lösen sich schon die helleren eingebetteten Sterne auf, doch ist sein Erscheinungsbild nicht sonderlich ausgedehnt. Sie müssen an ihrem Beobachtungsort die Belichtungszeit nicht voll ausreizen, außer sie beobachten unter lichtverschmutztem Himmel. Auch braucht der Film nicht empfindlich für das Rot der Wasserstoff(-HII)Regionen zu sein.
Abb. 7: Aufsuchekarte für den Reflexionsnebel M 78 im Orion
... schöner Freund! Du hast das BINO gestern nur gekauft, um mich zu ärgern...
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Neues vom Astro-Wetter
von Thomas Kaltenbrunner
Gewissermaßen losgetreten hatte den Stein, der die Wettersammlungen ins Rollen brachte, seinerzeit Günter Igel. Seitdem ist über ein Jahr vergangen und es hat sich eine kleine Aktion zur Sammlung der nächtlichen Wetterdaten gebildet. Sie besteht mittlerweile aus dreizehn Personen und wir können hier einen bescheidenen Einblick in die zusammengetragenen Daten der ersten Jahreshälfte 2001 bieten. Da noch die nötigen Vergleichsdaten aus dem Vorjahr fehlen, wollen wir es bei ein paar allgemeinen Aussagen bewenden und statt dessen die Grafiken sprechen lassen. Mit Blick auf das Kreisdiagramm bestätigt sich so zum Beispiel das offene Geheimnis des ,,Winterparadoxons": Obwohl die meisten Amateure subjektiv davon ausgehen, dass in dieser Jahreszeit die meisten klaren Nächte anzutreffen sind, zeigt sich deutlich, dass dies nicht der Fall ist. Im Gegenteil, die besten Beobachtungsbedingungen scheint der Wonnemonat Mai mit sich gebracht zu haben, während die Wintermonate als eher grau in grau gelten können.
Insgesamt waren in den Monaten Januar bis Juni 52 % der Nächte vollständig bewölkt, während man in der restlichen Zeit zumindest eingeschränkte Beobachtungen ausführen konnte. Dem gegenüber steht ein Anteil von 20,2 % aller Nächte, in denen quasi uneingeschränkte Beobachtungen möglich waren. Anbei finden Sie auch noch eine kleine Deutschlandkarte, die zeigt, wo sich zurzeit unsere VdS-Wetterbeobachter befinden, und Sie sind vielleicht animiert, auch selbst zu Beobachten um eine Lücke im Netz zu schließen. Um das Datennetz noch deutlich auszubauen, würden wir uns selbstverständlich über jeden neuen ,,Wetterboten" freuen. Einfach für jede klare Nacht (bis 1/8 bewölkt) eine 2 notieren, bei Wolkenlücken oder klaren Abschnitten während der Nacht eine 1 vermerken und ab 7/8 Bedeckung des Himmels eine 0. Die Nacht vom 31.12. auf den 1.1. wird unter dem 1.1. vermerkt. Die so gewonnenen Daten einfach senden an: Thomas Kaltenbrunner, AstroWetterAktion, Gamskogelstraße 11, 83334 Inzell
Abb. 1: Anteil klarer Nächte im ersten Halbjahr 2001 in Prozent
Abb. 3 (unten): Prozentualer Anteil klaren Himmels im ersten Halbjahr 2001 nach Mittelung aller Beobachter
Abb. 2 (oben): Standorte der bisherigen VdS-Wetterbeobachter
S E R V I C E 95
Neues in Corona Borealis
von Horst Schoch
Nachdem vor einigen Jahren ein erster Beitrag von mir zur Beobachtung recht weiter Doppelsterne in der Nördlichen Krone erschien [1], soll jetzt ein weiterer folgen. Regelmäßig versuche ich alle erreichbaren Doppelsterne an Hand des guten alten ,,Burnham" [2] zu besuchen, Positionswinkel zu schätzen und vor allen Dingen auf Farbunterschiede zu achten. Neben der spielerischen Freude, es dem werten Herrn Struve mit ganz
111x zeigten sich zwei wunderschöne Beugungsscheibchen, deutlich voneinander getrennt! Da ja jedes Teleskop physikalischen Grenzen unterliegt, ist eine so erstaunliche Beobachtung wohl eher auf eine größere Distanz der Komponenten zurückzuführen, als auf eine Leistungsexplosion von Mensch und Maschine. Ein Blick in den (ja auch recht betagten) Sky Catalogue [3] zeigte dann auch des Rätsels Lösung: Bei einer Umlaufzeit von rund 200 Jahren verän-
natürlich die Farbe des Begleiters zu bestimmen. Während die Hauptkomponente, dem Spektraltyp A3 angemessen, weiß erscheint, machte mir der Begleiter einen grau-blauen Eindruck. Der Positionswinkel stimmte recht gut mit der Katalogangabe überein. Zum Schluß wird es etwas leichter: 2029 weist mit 6,3" keinen besonderen Schwierigkeitsgrad auf. Selbst der Helligkeitsunterschied von 1,8 mag dürfte kein Fernrohr vor unlösbare Probleme
Stern
1932 2011 2029
Rekt.
15 18.3 16 07.6 16 13.8
Dekl.
m1
+ 26 50 7,33 + 29 00 7,8 + 28 44 7,7
m2
Distanz
Positionswinkel
Uranometria
7,36
1,6"
259o
154
10,4
2,4"
67o
113
9,5
6,3"
187o
113
Tabelle 1: Daten zu den im Text beschriebenen Doppelsternen. Die Angaben wurden dem Sky Catalogue entnommen, die Koordinaten sind auf das Äquinoktium 2000.0 bezogen; m und m2 sind die Helligkeit der Komponenten in mag.
bescheidenen Mitteln nachzutun, kommt doch hin und wieder auch der Überraschungseffekt hinzu, wenn sich deutliche Veränderungen gegenüber alten Messungen ergeben haben. Nach der Beobachtung von rund achthundert Doppelsternen in den letzten Jahren staunt der Laie (Autor), wie viel sich da doch tut. So erging es mir, als ich die letzten fehlenden und im Burnham verzeichneten Doppelsterne in der Nördlichen Krone aufgesucht habe. Schon Jahre vorher habe ich alle im Dreibzw. Vierzöller erreichbaren Objekte in der Uranometria markiert und natürlich erst einmal die Objekte außer Acht gelassen, die kaum zu trennen sein dürften. Seit dem ich einen hervorragenden Fraunhofer Achromat von vier Zoll Öffnung einsetze, lohnt sich auch ein Blick auf Schwierigeres. Und so versuchte ich es einmal mit dem ersten Objekt bei Burnham [2]: 1932. Mit sehr ähnlichen Helligkeiten um die 6. Größe ein Paradeobjekt zur Feststellung des Auflösungsvermögens. Dachte ich. Denn die Distanz von 1,0 Bogensekunden ist inzwischen reine Makulatur! Schon mit
dern sich Distanz und Positionswinkel natürlich enorm und die Ephemeride für 2000 ergibt eine Distanz von 1,6 Bogensekunden und einem Positionswinkel von 2590. Beides paßt sehr gut mit dem Anblick im Okular zusammen! Auch die Helligkeitsangaben im Sky Cat entsprechen mehr der Wirklichkeit als die im Burnham: Hiernach ist die Helligkeitsdifferenz minimal. Die Helligkeit der Komponenten betragen 7,33 mag, bzw. 7,36 mag. Zwei etwa gleich helle Sonnen, die sich umkreisen, bieten was für`s Auge und die Vorstellungskraft. Eine ganz geringfügige Differenz in den Farben schien sichtbar: weiß-grün und weiß-orange. Der Hauptstern besitzt nach Burnham den Spektraltyp dF8, nach dem SkyCat G0V. Deutlichere Helligkeitsunterschiede finden sich bei den folgenden Objekten: 2011 besitzt einen Hauptstern mit einer Helligkeit von 7,8 mag einen 10,4 mag schwachen Begleiter in 2,4" Abstand. Ein nicht ganz leichtes Objekt, das etwas Erfahrung erfordert. Mit 111x, besser noch mit 167x ist der Doppelstern aber im Vierzöller problemlos zu trennen. Etwas schwierig ist
stellen. Ein schöner Anblick in Form beschließt eines interessanten Farbunterschieds kleine Auswahl: Während die Hauptkomponente gelb-weiß erschien, zeigte der Begleiter eine leicht ins orange gehende Farbe.
Viel Spaß beim Beobachten!
Literaturhinweise: [1] Diamanten in der Krone. Leichte Doppelsterne
in Corona Borealis, in: interstellarum 10, 22 [2] Burnham´s Celestial Handbook , Vol. 2,
New York 1978, 697 [3] Sky Catalogue 2000.0, ed. by A. Hirshfeld and
R. W. Sinnott, Cambridge 1985, 186
96 S E R V I C E
Das Projekt ,,Internationale AmateurSternwarte" in Namibia
von Karl-Ludwig Bath, Jens Lüdemann, Mischa Schirmer und Andreas Masche
Begünstigt durch den kalten BenguelaStrom im südlichen Atlantik bietet Namibia astronomische Bedingungen, wie sie nur noch an wenigen Plätzen auf der Welt anzutreffen sind: Vielerorts weit über 200 wolkenlose Nächte im Jahr, mit hervorragender Transparenz bis zum Horizont und ohne jegliche Lichtverschmutzung. Diese Beobachtungsbedingungen und gleichzeitig die Faszination des südlichen Sternhimmels bietet die neu errichtete ,,Internationale Amateur-Sternwarte" in Namibia. Hier soll über den aktuellen Stand dieses amateurastronomischen Projekts berichtet werden. Namibia ist schon seit vielen Jahren ein Traumziel für Amateurastronomen, und es scheint, dass sich immer mehr Amateure diesen Traum auch verwirklichen. Kaum verwunderlich: Die Beobachtungsbedingungen in Deutschland sind
Abb. 1: Der Gamsberg aus der Luft. (Foto: Bernd Schröter)
vielerorts allenfalls mäßig, und die Zahl der in einem Monat astronomisch nutzbaren Nächte lässt sich meist an einer Hand abzählen [1]. Es gibt immer mehr Veröffentlichungen über amateurastronomische Aktivitäten in Namibia, so auch im VdS-Journal [2]. Vor allem der Name der Gästefarm Tivoli in Namibia
dürfte mittlerweile vielen Amateuren von den zahlreichen hervorragenden Astroaufnahmen her wohlbekannt sein, die dort entstanden sind (z. B. [3], [4]). Im April 1999 hat daher eine Gruppe von Amateurastronomen einen Verein gegründet, dessen Ziel die Errichtung und der Betrieb einer Amateursternwarte in Namibia ist: die ,,Internationale Amateur-Sternwarte e.V.", kurz IAS [5]. Die Wahl des Standorts für die Amateursternwarte fiel auf die Gästefarm Hakos, 130 km südwestlich von Namibias Hauptstadt Windhoek. Der Farmer Walter Straube beherbergt schon seit Jahren immer wieder astronomische Gäste und betreibt selbst eine kleine Sternwarte. Er stand dem Projekt daher von Anfang an sehr aufgeschlossen gegenüber und hat dem Verein Gelände für den Aufbau der Sternwarte zur Verfügung gestellt. Außerdem liegt
Abb. 2: NGC 2070, Tarantel-Nebel in der Großen Magellanschen Wolke (CCD-Aufnahme mit ST-8E). (Foto: Andreas Masche)
S E R V I C E 97
seine Farm in Sichtweite des Gamsbergs. Der Gamsberg (Abb. 1) ist mit 2347 m Höhe der dritthöchste Berg Namibias. Er liegt bei 23 Grad südlicher Breite, also fast genau auf dem südlichen Wendekreis: Ein gigantischer Tafelberg mit einer ebenen Gipfelhochfläche von 2,3 Quadratkilometern! Auf dem Gamsberg plante das Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA) in Heidelberg ursprünglich die Errichtung einer professionellen Großsternwarte [6], ein Vorhaben, das durch die politischen Verhältnisse in den 70er und 80er Jahren des vergangenen Jahrhunderts scheiterte. Namibia war noch südafrikanisches Protektorat, und Südafrika war aufgrund seiner Apartheidpolitik international isoliert. Mittlerweile wurde von der Europäischen Südsternwarte auf La Silla in Chile ein großes Observatorium unter Beteiligung des MPIA errichtet. Dadurch entfiel für das MPIA die Notwendigkeit einer Sternwarte in Namibia, die Gipfelhochfläche des Gamsbergs verblieb aber in seinem Besitz. Dies war für die Standortwahl der IAS von ausschlaggebender Bedeutung, denn das MPIA erlaubte der IAS, die auf der Gipfelfläche vorhandenen Einrichtungen für astronomische Zwecke zu nutzen und auszubauen. Allerdings ist der Zugang auf das Gamsberg-Plateau über eine nicht befestigte schmale Straße äußerst schwierig, so dass der Verein beschlossen hat, zunächst einmal am Fuß des Berges, eben auf der Gästefarm Hakos, eine Basisstation einzurichten. Dass diese Entscheidung richtig war, ist durch eine mittlerweile große Zahl von hervorragenden Astroaufnahmen belegt, die bereits auf der IAS-Sternwarte entstanden sind (Abb. 2). Zu sehen sind sie im Bildarchiv der IAS, das über die Vereins-Homepage [7] öffentlich zugänglich ist. Die erste große Anschaffung des Vereins wurde bereits kurz nach seiner Gründung in Auftrag gegeben: eine massive Deutsche Montierung. Sie wiegt über 300 kg und wurde durch die Firma Liebscher in Simmelsdorf gebaut. Sie würde leicht einen 20-Zöller tragen, ist derzeit aber ,,nur" mit einem C14 bestückt, das von einem Vereinsmitglied zur Verfügung gestellt wurde (Abb. 3). Vorteil: Vorläufig ist das Anbringen von Gegengewichten überflüssig! Der Transport der fertigen Montierung im August 2000 war eine der ersten
größeren Aktionen
der IAS. Zusammen
mit weiteren Gerät-
schaften, verschie-
denen Spezialwerk-
zeugen, einer weite-
ren 30 kg-Montier-
ung und einem
Computer wurde
eine Fracht von fast
einer Tonne, verteilt
auf drei Europalet-
ten zusammenge-
stellt. Zum Glück Abb. 3:
konnte mit der Flug- Richtfest in der Sternwarte: Liebscher-Montierung mit provi-
gesellschaft LTU ein sorisch montiertem C14. (Foto: Andreas Masche)
Sonderpreis verein-
bart werden, sonst
hätte allein dieser
Transport die mage-
ren Vereinsreserven
aufgezehrt. Aller-
dings war der Preis
nicht das einzige
Problem. Es folgten
unendliche Zollfor- Abb. 4:
malitäten und Aus- Die Installation des Rolldach-Gerüsts. (Foto: Martin Quaiser)
fuhrerklärungen,
bevor die wertvolle
Fracht endlich auf die Reise gehen Vereinsmitglieder sich mittlerweile in
konnte. Von der Regierung Namibias Windhoek hervorragend auskennen.
wurde der IAS erfreulicherweise eine Natürlich durfte die Montierung auf dem
zollfreie Einfuhr der Ausrüstung zuge- Gelände der IAS nicht im Regen stehen
standen, aber dafür mussten zahlreiche gelassen werden (gelegentlich regnet es
Behördengänge in Windhoek absolviert auch in Namibia!). Walter Straube
werden. Wen wundert's, dass einige erlaubte den Umbau nicht mehr genutz-
ter Wirtschaftsräume, und so wurde
eine ehemalige Lagerhalle zum Haupt-
gebäude der Internationalen Amateur-
Sternwarte in Namibia.
Das Gebäude mit einem Grundriss von
7m x 10m bietet Platz für zwei große
Montierungen. Ab August 2000 wurden
Fundamente für Innenwände eingezo-
gen und eine Aufteilung in drei Räume
vorgenommen: Zwei Teleskopräume auf
der Ost- und Westseite sowie ein zen-
traler Computer- und Steuerungsraum.
Zusätzlich wurden die Außenwände ver-
stärkt und mit einer Stahlkonstruktion
aus sorgfältig ausnivellierten Doppel-T-
Trägern entlastet, auf der die 14 m lan-
gen Laufschienen der Rolldächer befe-
stigt wurden. Allein diese hier sehr ver-
kürzt dargestellten Arbeiten dauerten
mehr als drei Wochen im Herbst 2000.
Gleichzeitig wurde das Glanzstück des
Sternwartengebäudes, das 10 Tonnen
Abb. 5:
schwere Fundament für die Liebscher-
Die Installation der Liebscher-
Montierung, im östlichen Raum des
Montierung. (Foto: Andreas Masche)
Gebäudes gegossen. Es handelt sich um
98 S E R V I C E
Abb. 6: Das fertige Rolldach. (Foto: Martin Quaiser)
Abb. 7: Die Außensäule mit Windschutz. (Foto: Martin Quaiser)
einen Betonkubus von etwa 1,6 m Seitenlänge, der mehr als 1 m tief in den felsigen Wüstenboden versenkt wurde. Das Fundament geht in eine sehr stabile, gemauerte und mit feinkörnigem Kies gefüllte Säule über, die mit der Grundplatte der LiebscherMontierung endet. Oberhalb des Fundamentes für die Liebscher-Montierung wurde ein zusätzlicher und von der Montierung mechanisch entkoppelter Boden eingezogen. Damit ist die Übertragung von Vibrationen durch Personen in der Sternwarte auf die Montierung ausgeschlossen. Nach diesen Vorarbeiten wurde die Konstruktion des ersten von zwei Rolldächern in Angriff genommen. Es besteht aus einem Gerüst von verschweißten Stahlträgern mit einem Grundriss von 4 m x 4,7 m und einer Höhe von 1 m, das als Ganzes auf das Gebäude gehoben werden musste (Abb. 4). Das Rolldach selbst wurde auch als Kran für einen Flaschenzug zweckentfremdet, mit dem die schwere Liebscher-Montierung über die Außenmauer des Gebäudes und in Millimeterarbeit auf die vorbereitete Säule gehoben werden konnte (Abb. 5). Danach wurde es, gerade rechtzeitig vor dem ersten größeren Regen im Oktober, mit Wellblechplatten abgedeckt. Das Dach mit einem Gesamtgewicht von ca. 750 kg läuft äußerst leicht auf 4 hochwertigen Stahlrollen (Abb. 6).
Außerhalb des Sternwartengebäudes wurden übrigens zwei weitere massive Betonsäulen nebst Windschutz errichtet. Sie können eine von einem Mitglied gestiftete Fornax-Montierung aufnehmen oder beliebige andere selbst mitgebrachte Montierungen (Abb. 7). In der folgenden Regenzeit war niemand vor Ort, die Arbeiten gingen erst im Spätfrühjahr 2001 (was auf der Südhalbkugel ja eigentlich der Spätherbst ist) weiter. Von Mai bis Juni 2001 wurden vor allem ergänzende Arbeiten wie Verputz, Innenausbau der Räume, Abdichtungsarbeiten der Dächer, Verlegung von Kabelkanälen, Beleuchtung sowie grundlegende Arbeiten für die Energieversorgung durchgeführt. Apropos Energieversorgung: Das Thema könnte einen eigenen Artikel füllen. Hier nur soviel: Derzeit stehen zwei benzingetriebene Stromgeneratoren zur Verfügung, so dass auch energieintensive Aktivitäten wie z.B. CCD-Graphie oder der gleichzeitige Betrieb mehrerer Montierungen möglich sind. Es werden jedoch nach und nach zusätzliche Solarzellenkapazitäten geschaffen. Ziel ist eine möglichst wartungsarme und umweltfreundliche Energieversorgung der Sternwarte. In mehreren Nächten wurde auch die Liebscher-Montierung sehr akurat auf den Südpol ausgerichtet. Damit steht den Vereinsmitgliedern auf der Sternwarte inzwischen eine umfangreiche
Ausrüstung zur Verfügung, wobei alle Teleskope von Vereinsmitgliedern zur Verfügung gestellt wurden: Das schon genannte Celestron 14 auf der Liebscher-Montierung, ein Celestron 11, ein Takahashi Epsilon Astrograph, eine 30 kg schwere Fornax-Montierung, die z. B. für das C11 oder das Takahashi bestens geeignet ist, sowie zwei Außensäulen. Ab Juni bis einschließlich September 2001 waren dann auch zahlreiche IAS-Mitglieder vor Ort, um ihrer Leidenschaft, der Astronomie nachzugehen, und es wurde sogar schon ein erster Kleinplanet von der IASSternwarte aus entdeckt. Als vorläufige Bezeichnung hat der Entdecker Dieter Husar ,,IAS001" gewählt. Auch einen Kode des Minor Planet Center hat die IAS-Sternwarte Dank Dieters wissenschaftlicher Aktivitäten bereits erhalten (Abb. 8). Für den zweiten, westlich gelegenen Raum des Sternwartengebäudes ist ein 45 cm-Newton-Teleskop mit dem Öffnungsverhältnis f/3,6 vorgesehen mit spezieller Korrekturlinse für die astrofotografische Nutzung bis zum Format 6x6. Das Teleskop existiert schon, eine geeignete Montierung (Englische Rahmenmontierung) wird derzeit gebaut. Auch für diesen Raum soll ein Rolldach konstruiert werden. Außerdem sind für die nächste Saison erste Vorbereitungen für die Errichtung einer Beobachtungsstation auf dem Gamsberg-Gipfelplateau vorgesehen. Alle genannten Arbeiten wurden aus Eigenmitteln des Vereins finanziert und konnten nur durch das Engagement und den Arbeitseinsatz von Vereinsmitgliedern realisiert werden. Um auf dem Gamsberg eine größere Beobachtungsstation zu verwirklichen - Pläne dafür liegen vor - wird die IAS jedoch auf die Unterstützung durch Sponsoren angewiesen sein. Als nächstes wird im Sommer 2002 ein 80 cm-Teleskop der Firma Astrooptik
S E R V I C E 99
Abb. 8: Dieter Husar mit voll eingerichtetem Equipment in der Sternwarte. (Foto: Martin Quaiser)
Keller, das ,,Projekt Pollux" [8], auf dem Gelände der IAS installiert und zur Nutzung vorbereitet. Dieses Teleskop, das größte auf dem afrikanischen Kontinent nördlich der Republik Südafrika, wurde von privater Seite gebaut und wird den Mitgliedern der IAS zur Verfügung stehen. Derzeit wird es in Deutschland getestet. Sobald das Instrument in Betrieb ist und erste Erfahrungen vorliegen, wird darüber zu berichten sein. Die ,,Internationale Amateur-Sternwarte e.V." hat ihren Sitz in Heidelberg. Sie ist als gemeinnützig anerkannt und steht allen Interessenten, die sich an diesem
Projekt beteiligen wollen, offen. Die nächste Mitgliederversammlung findet am 30. und 31. März 2002 statt, der Ort steht noch nicht fest. Gäste sind herzlich eingeladen. Kontakt über die Geschäftsstelle des Vereins: K.-L. Bath, Geranienstr. 2, D-79312 Emmendingen, Tel. & Fax: 07641 / 3492 oder per eMail an ias@epost.de. Siehe auch die Vereins-Homepage [7].
Literaturhinweise: [1] Igel, G.: ,,Wie sind die
Beobachtungsbedingungen in Deutschland?", VdS- Journal I/2000 (Sommer), 10 [2] Schröter, B., Wallner, B., Fuchs, C., Gerdicken,
H., Keller,P.: ,,Namibia heavy", VdS-Journal Herbst 1999, 102 [3] Binnewies, S.: NGC 253 in ,,Impressionen", VdS-Journal II/2000 (Winter), 137 [4] Binnewies, S.: ,,RCW 108 - Ein großer Gasnebel der südlichen Milchstraße", SuW 2/2001, 176 [5] Bath, K.-L., Claus, R., Lüdemann, J., Masche, A., Neckel, T.: ,,Eine leistungsstarke Amateursternwarte in Namibia", SuW 4/2000, 282 [6] Elsässer, H.: ,,Gamsberg - was nun?" SuW 2-3/2000, 121 [7] Homepage der IAS: http://www.ias-observatory. org [8] Das Projekt Pollux: http://www.astrooptik.com/Projekte/Pollux.htm
Das Trennvermögen kleiner Fernrohre - oder die Fernrohrprüftafel Nr.
Als Formel für das Trennvermögen wird oft ,,11 / D (in cm)" angegeben. Auch große Hersteller von professioneller Optik benutzen diesen Wert. In mancher Literatur steht 12 / D, in anderer 13,8 / D (D = Durchmesser des Objektivs oder Hauptspiegels). Welcher Wert gilt nun für das eigene Instrument? In der Literatur genannte Distanzen enger Doppelsterne können sich im Lauf der Zeit ändern. Aus diesem Grund hat der Autor vor Jahren eine Prüftafel für Doppelsterne gezeichnet, die das Trennvermögen bis auf Dezimalstellen abzulesen erlaubt. Die Tafel wurde von Herrn Fotograf Fritz Rappl, Ludwigstr. 9, 93309 Kelheim, so reproduziert, dass ein aufgetragener Strich 15,0 mm lang ist, was auf 20,6 m Entfernung 150 Bogensekunden entspricht. Bei erneuter Reproduktionen dieser Tafel wurde allerdings der Abbildungsmaßstab geändert und aus hellen Sternen dunkle auf hellem Grund gemacht, was aber das Dia nicht
Abb. 1: Prüftafel Nr. 2 vergrößert.
100 S E R V I C E
unbrauchbar macht. Man hat lediglich die aufgetragene Soll-Entfernung um den Faktor ,,Strichlänge / 15 mm" zu verlängern, also bei 24 mm Strichlänge aus 20,6 m im 24 / 15 = 33 m Abstand zu beobachten. Bei halber Entfernung - die ja bequemer ist - sind die aufgetragenen Sterndistanzen zu verdoppeln. Sollte ein Fernrohr auf so nahen Abstand nicht mehr fokussierbar sein, braucht man nur den Okularauszug durch eine stabile Kartonröhre ein wenig zu verlängern. Das Dia wird am besten an der offenen Seite eines Kartonkästchens befestigt und durch einen schräg hineingestellten Spiegel von Tageslicht durchleuchtet, falls man nicht abends vor einer Lampe beobachten will. Es sind auch ,,Planetenscheiben" verschiedener Durchmesser enthalten, um festzustellen, welche man eben noch als kleine Scheibe erkennt.
Abb. 2: Prüftafel Nr. 2 maßstabsgerecht, so dass der 150"-Strich 15 mm lang ist.
Betrachtungsentfernung 33 m
Sterndistanz
Scheibengröße
2,0"
6,0"
1,9"
5,0"
1,8"
4,0"
1,7"
3,5"
1,6"
3,0"
1,5"
2,5"
1,4"
2,0"
1,3"
1,5"
1,2"
1,0"
1,1"
1,0"
0,9"
0,8"
0,7"
0,6"
0,5"
0,4"
0,3"
Betrachtungsentfernung 16,5 m
Sterndistanz
Scheibengröße
4,0"
12,0"
3,8"
10,0"
3,6"
8,0"
3,4"
7,0"
3,2"
6,0"
3,0"
5,0"
2,8"
4,0"
2,6"
3,0"
2,4"
2,0"
2,2"
2,0"
1,8"
1,6"
1,4"
1,2"
1,0"
0,8"
0,6"
Tabelle 1: Scheinbare Sterndistanzen und Scheibengrößen bei Betrachtung der Prüftafel aus verschiedenen Entfernungen. Eine früher entworfene Prüftafel Nr. 1 ist nicht so fein abgestuft, sie enthält ,,Doppelsterne" mit 1, 2, 3 bis 35 Bogensekunden Distanz sowie verschieden große ,,Planetenscheiben". Sie eignet sich zur Prüfung der Abbildungsgüte von Feldstechern. Ein 6 mm langer Strich erscheint aus 20,6 m Entfernung unter dem Winkel von 1 Bogenminute.
Astromedien von und für VdS-Mitglieder
von Alexander Gußmann
Bestimmt ist nicht nur mir aufgefallen, dass Bücher über Astronomie im Vergleich zu anderen Buchartikeln, wie z. B. Romane oder Jugendbücher recht teuer sind. So kostet ein AstroTaschenbuch mit ca. 300 DIN A5 Seiten an die 50 DM, während ,,normale" Taschenbücher mit dem selben Umfang meist nur 10-20 DM kosten. Was lässt sich dagegen tun? Ich nahm mir die Einführungsschriften der VdS-Fachgruppen zum Vorbild. Könnten nicht mehr solche Schriften über kunterbunte Themen der Astronomie für geringe Materialkosten verfasst werden? Vielleicht sogar von den VdS-Mitgliedern selbst? So kann jedes Mitglied die Schriften, die von Gleichgesinnten verfasst wurden für einen geringen Materialkostenpreis erhalten. Natürlich müsste auch die VdSRedaktion mitmachen - was, denke ich
kein Problem ist - und in jedem VdSJournal eine Tabelle der bereits erschienenen Schriften mit Name und Adresse des Verfassers abdrucken. Somit kann die Schrift direkt beim Verfasser bestellt werden. (Das würde der VdS-Geschäftsstelle viel Arbeit ersparen.) Ich denke, dass so mit der Zeit ein doch recht großes Angebot für alle Mitglieder lieferbar sein wird. Als ich diesen Einfall hatte, machte ich mich sogleich daran, eine erste Schrift zu verfassen, welche ab sofort bei mir gegen Einsendung von 3 DM Rückporto und einem V-Scheck über 4 DM (2 Euro) Materialkosten (Kopien und Papier) lieferbar ist (Adresse siehe unten). Dieses Skript heißt ,,Die Erde - einsam und einmalig?" und handelt von der Möglichkeit, dass es irgendwo im Kosmos Leben oder eine zweite Erde geben könnte. Außerdem beinhaltet sie
eine Einführung in die Kosmologie, die leicht verständlich verfasst ist. Das Skript ist in vier Großbereiche aufgeteilt: 1. Existiert Leben auf anderen Planeten
oder Monden in unserem Sonnensystem? 2. UFOs - Science Fiction oder Wirklichkeit? 3. Einführung in die Kosmologie 4. Gibt es eine Zwillingserde?
Insgesamt besteht diese Schrift aus 28 Seiten mit Texten, Zeichnungen, Fotos und Tabellen. Ich würde mich freuen, wenn einige Mitglieder an diesem Skript interessiert wären und auch, wenn Mitglieder selbst solch ein Skript über ein anderes Thema verfassten. Wenden Sie sich bitte an Alexander Gußmann, Narzissenstr. 4/1, 70771 Leinfelden-Echterdingen.
B E O B A C H T E R F O R U M 101
Zuhause
von Werner E. Celnik
Ich rücke meinen Schal zurecht - schon wieder. Vor fünf Minuten erst habe ich es schon einmal getan, und fünf Minuten davor ... Es ist kalt. Die Luft ist knochentrocken, aber eisig kalt. Die leiseste Bewegung der Luft führt erneut Kälte zu meinen Nackenmuskeln. Ich entscheide mich nun doch die Kapuze meines dick gefütterten Winter-Anoraks zu schließen. Auch wenn es meine Betrachtungen des Sternhimmels beeinträchtigt, einengt. - Schon besser. Ich beginne mich zu entspannen. Stille. Keine leicht rauschenden Schwingen, keine Dohle fliegt umher. Das rhythmische Stapfen des hoppelnden Schneehasen unhörbar. Falls es denn da ist. Um mich herum Stille. Stille ist nicht Abwesenheit von Lärm. Sie ist mehr. Stille breitet sich aus, ist irgendwie greifbar. Sie wiederum ergreift Besitz von mir. Gedanken kommen zur Ruhe, schaffen Raum für Anderes. Für etwas, das ich monatelang vernachlässigt habe. Stille und Dunkelheit. Weder unnatürliche Geräusche noch künstliches Licht dringen hämmernd auf meine Sinne ein. Stille und Dunkelheit. Welch ein wohltuender Kontrast zum Alltagsleben. Dunkelheit? Es ist nicht dunkel. Tausende nadelfeiner Lichtpunkte am Firmament spenden ihre Energie nur für mich, hier, jetzt, in diesem Augenblick. Ich schaue mich um, betrachte meine Umgebung. Alles ist klar erkennbar. Die Gruppe dunkler Steinbrocken hinter mir. Unter meinen bestiefelten Füßen der schneebedeckte Felsgrat, nur wenige Meter breit. Dahinter die Abgründe zu den Gletschern, die sich langsam und geduldig zu Tal schieben. Vor mir der Weg, der mich heraufgeführt hat. Mühsam war es, doch lohnend. Mein Blick wird vom Weg aufwärts geführt, richtet sich auf die Bergmassive am westlichen Horizont. Die Trennlinie zwischen unten und oben, zwischen Erde und Himmel, ist scharf begrenzt. Und scheint doch zu verschwimmen. Aus den aneinandergereihten Felszacken erhebt sich ein besonders markanter, pyramidenförmiger Berg empor. Rechts davon fesselt ein heller Lichtpunkt meine Aufmerksamkeit, Venus. Ruhig strahlt mein Abendstern, senkt
sich meinem Zugriff. Sie
sind überall, in allen
Richtungen, allgegen-
wärtig. Sie scheinen mir
zuzuzwinkern. Ich blicke
grüßend zurück.
Dort, wo ich hergekom-
men bin. Schwerelos. Ein
galaktischer Diskus aus
Sternenlicht. Mit einem
rötlichen Zentrum, diffus
durchscheinend, und
doch massiv auftretend.
Herum eine bläuliche
Scheibe. Spiralig geprägt
durch die Unzahl heller,
blauer Sterne und tief-
roter Nebelflecken. Am
Abb. 1:
Rand eines Spiralarmes
Mond, Venus und Jupiter bilden eine Kette am
dicht am Außenrand die-
Morgenhimmel des 13.8.1977. W.E. Celnik und P. Riepe ses Sternsystems ein
belichteten 8 s bei Blende 2,8 auf ISO160-Farbfilm mit kleiner schwacher gelber
einer Brennweite von 28 mm.
Stern. Einer unter zahllo-
sen anderen. Und doch
ist dieser eine etwas
sich langsam zum Horizont herab. Dann, Besonderes. Ich kenne ihn. Er ruft mich
an der Grenzlinie, wie interessant - er zurück. Doch ich will noch nicht. Ich bin
verabschiedet sich, wird langsam neugierig, möchte weiter gehen. Zu den
schwächer und schwächer, ein letzter unendlich vielen anderen fremden und
Gruß dem Betrachter.
doch irgendwo gleichartigen Galaxien
Mit dem Abendstern verbirgt sich auch eines gemeinsamen Ursprungs.
der letzte Schimmer der Abenddäm- Ein pfeifender Wind ist aufgekommen.
merung. Der Schnee am Boden nimmt Er zwingt mich, meine inzwischen vor
die Helligkeit des Nachthimmels an. Der Kälte fast starren Hände mit wärmen-
Orion hebt seinen Bogen und richtet den Handschuhen zu bedecken. Im
eine Sternenkette auf den Stier, der mit Osten hat sich die galaktische Scheibe
gesenkten Hörnern auf ihn loszustür- des Milchstraßensystems über den glet-
men scheint. Ein Kampf der Giganten scherbedeckten Horizont erhoben. Ich
am Westhimmel. Mich fröstelt. Woher erkenne die Sternenfigur des Schützen.
nur? Ist es der Gedanke, dass die alten Hier ist das diffus leuchtende und den-
Mythen der frühen Naturvölker lebendig noch körnig erscheinende Band der
zu werden scheinen? Ich versuche mich Milchstraße am breitesten. Und am hell-
diesem Gedanken zu entziehen.
sten. Millionen ruhig strahlender Sterne
Ich wende mich um nach Süden und spenden ihr Licht einem kleinen Plane-
suche den Löwen. Er löst sich in geo- ten am Rande ihres Systems.
metrische Figuren auf. Das große Trapez
zeigt seinen Körper in Lauerstellung. Der Himmel über dem riesigen Gletscher
Sprungbereit. Betrachtet er etwa die beginnt sich zart zu erhellen. Ein Bogen
Szenerie im Westen? Sein weit geöffne- fahlen Lichtes verfärbt sich ganz all-
ter brüllender Rachen, das kleine mählich zu blau, ja grün, dann orange.
Trapez, deutet darauf hin.
Die Sterne werden behutsam verdrängt.
Hier und jetzt. Ich konzentriere mich auf Sie wehren sich mit einem immer stär-
Regulus, den Löwenstern. Doch irgend- keren Flackern dagegen. Doch verge-
wie verlangt es mich nach Raum. Weite. bens. In Kürze wird der kleine unschein-
So wie der Raum, der vor mir liegt. Ich bare Stern am Rande der Milchstraße
nehme die Kapuze ab. Mein Gesichts- sich über den Horizont erheben und die
feld ist nun erweitert. Nicht mehr fixiert Regentschaft wieder übernehmen. Die
auf ein einzelnes Himmelsgebilde. Je Sonne überstrahlt die Nacht - für kurze
weiter ich jedoch in den Raum vordrin- Zeit.
ge, je näher ich den Sternen zu kom-
men scheine, um so mehr entziehen sie Ich bin zuhause.
102 B E O B A C H T E R F O R U M
Sternwarte neben Straßenlampe
von Hans Egger
Mein Interesse an der Astronomie wurde im Januar 1997 durch den Kometen HaleBopp geweckt. Die ersten Aufnahmen des Kometen (Abb. 1) mit 135 mm Brennweite wurden mit dem Vixen NP-114 3 bzw. 5 Minuten per Hand/manuell und ohne Fadenkreuz nachgeführt. Hellen Stern an den Okularrand, die Montierung genau ausgerichtet und dann fleißig nachgeführt. Bald, nach eineinhalb Monaten, bemerkte ich, das kann's nicht sein. Ende Februar wurde ein C8 bestellt, so dass ich die Höhepunkte von Hale-Bopp mit einer elektrischen Nachführung auf Film bannen könnte (300 mm mit 2 x 10 min), dachte ich. Als das C8 Ende Juli noch nicht da war und mir keiner sagen konnte wie lange es noch dauert, entschloss ich mich für ein gebrauchtes C8-Powerstar mit Deklinationsmotor. Bald darauf wurde im Garten ein Loch gegraben (90 cm tief ) und ausbetoniert, als Fundament. Darauf kam eine Achtkantsäule von einem Skiliftmasten mit dem parallaktischen Aufsatz. Und das alles 14 Meter neben einer Straßenlampe und 8 Meter neben einer Kreisstraße (Abb. 2). Um die Säule baute ich 4 Hülsen in den Boden ein, wo dann Gartenpfosten eingesteckt werden konnten. Die 4 Gartenpfosten 2 Meter über dem Boden wurden mit einer stabilen schwarzen Folie mit Ringen (zum Einhängen an die Gartenpfosten) bespannt. So hatte ich einen 2 Meter hohen und 2,50 x 2,50 m2 großen Windschutz. Vor der Straßenlampe schützte es nur wenig, aber gegen die Autoscheinwerfer, die mir ohne den Schutz direkt in die Pupillen leuchteten, schon. Das Ganze einschließlich C8 musste natürlich jedesmal aufund abgebaut werden, dies nahm immer ca. 25 min in Anspruch. Im Winter 1998 entschloss ich mich dann für eine Sternwarte in Holzbauweise die im März gebaut und 3 Wochen später fertig war. Endlich konnte alles an seinem Ort bleiben und musste nicht mehr auf- und abgebaut werden. Zum Reduzieren der Lichteinwirkung des Straßenlichts wurde das Holz innen schwarz gestrichen, da das helle Holz sehr stark reflektierte und es in der Sternwarte recht hell wurde
Abb. 1: Komet Hale Bopp am 7.4.1997, 4 min manuell auf GPY nachgeführt, Objektiv 1:2,8/135 mm, Aufnahme Hans Egger.
(Lesen ohne Lampe war bis dahin kein Problem!). Nun konnte es mit Belichtungen von einer Stunde losgehen (Abb. 3), dabei
blieb ich immer 20 Grad über der Straßenlampe, was sehr gut funktionierte. Gelegentlich, wenn mein Nachbar seine Gartenstrahler über meine Hütte richtet,
Abb. 2: Sternwarte, deutlich erkennbar die Lichteinwirkung der Straßenlampe, Aufnahme Hans Egger.
B E O B A C H T E R F O R U M 103
habe ich kleinere Probleme. Die Leidenschaft zur Astrofotografie wuchs, und bald wurden mir die Abbildungen von Deep Sky-Objekten zu klein. Angeregt von meinem Freund und C14-Besitzer F. X. Kohlhauf bestellte ich
Abb. 3: M33 am 20.1.1999, 2 x 25 min auf GPZ mit C8 (1:10/2000 mm), Aufnahme Hans Egger.
am 12.1.2000 ein C14 mit der Losmandy G11-Montierung. Überraschend schnell - 2 Tage später - bekam ich das C14 und nochmals 2 Tage später die Montierung. Jetzt mußte nur noch die Säule für die G11 umgebaut werden, was unmittelbar
in den nächsten Tagen passierte, und ich mit 4 Metern Brennweite einziehen konnte. Seit Sommer 2000 wird zeitweise ein auf dem C14 montierter Tele-Vue-85 Refraktor oder ein Celestron-5 (das ich gegen mein C8-Powerstar an einen alten Astrofreund gegen Wertausgleich getauscht habe) eingesetzt. Die visuelle Grenzgröße beim C14 beträgt 15,3 mag und fotografisch mit Kodak Gold Royal 1000 bei dreißigminütiger Aufnahme rund 17,5 mag. Mit einem gehyperten TP 2415 wären sicherlich noch 1 - 2 mag, bei entsprechend langer Belichtungszeit mehr drin. Oder auch mit der neuen ST-10-CCD Kamera würde man deutlich mehr sehen. Ich finde, ein Farbfilm hat auch seinen besonderen Reiz, der meiner Meinung nach alles ein wenig ästhetischer erscheinen lässt. Eingescannt könnte man natürlich noch einiges ausschalten, wie z. B. meinen hellen Himmelshintergrund, oder die Farben bei Nebeln anheben, usw. Trotz Straßenlampe und stark frequentierter Kreisstraße kann ich mit meinen Aufnahmen auf normalem Film zufrieden sein. All denen, die es auch so hell haben wie ich: Nicht gleich aufgeben! Mein Wunsch in der Zukunft wäre eine ST-4 und vielleicht noch eine stabilere Montierung, da die G11 mit 33 kg bestimmt an ihrer Grenze angelangt ist.
Abb. 4: Strichspur vom 8.9.1997, 45 min auf GPY, Objektiv 1:2,8/50 mm, man sieht hier deutlich die hell leuchtenden Baumwipfel vom Nachbars Gartenstrahler, Aufnahme Hans Egger.
MOS ... ich hab's dir gleich gesagt, lass deine Finger vom Antrieb!!!
104 B E O B A C H T E R F O R U M
Vorontsov-Velyaminov-
Reihen in Spiralgalaxien
von Hans-Günter Diederich
Vorontsov-Velyaminov entdeckte in Spiralgalaxien auffällig geradlinige Strukturen, die sich teilweise über die gesamte Länge eines Spiralarms erstrecken. Anhand von Bildmaterial des Autors wird versucht, die Ergebnisse von Vorontsov-Velyaminov nachzuvollziehen und mit amateurgemäßen Mitteln zu präsentieren.
Einleitung Spiralgalaxien gehören zu denjenigen Deep Sky-Objekten, deren großer Formenreichtum bei visueller Beobachtung schnell den Wunsch nach einem größeren Teleskop aufkommen lässt oder aber bei einem kleinen Instrument nach der Verwendung einer CCD-Kamera. Neben den ästhetischen Reizen bieten sich aber auch Betrachtungsmöglichkeiten, die nicht zwingend ein Teleskop erfordern, sondern sich mit dem Auswerten von Fotografien aus Zeitschriften oder dem Internet begnügen. Auch so sind ,,kleine" Entdeckungen und weiterführende Einblicke in das Wesen von Galaxien möglich. Der folgende Text handelt von einer solchen ,,kleinen Entdeckung", die sich ohne Planung als vollkommene Überraschung einstellte.
Wie alles anfing ... Hatte ich bis dahin Galaxien immer nur als schwache nebelhafte Fleckchen gesehen, ergab sich im April letzten Jahres an einer Feriensternwarte zum ersten Mal die Möglichkeit, neben einem Teleskop auch eine CCD-Kamera anzumieten. Es stellte sich jetzt ein Zustand ein, den man nur als ,,Galaxienrausch" bezeichnen kann. Da es sich bei den Aufnahmen um beständige ,,Dokumente" und nicht um flüchtige Eindrücke handelte, wurden diese nun eine nach der anderen ausgewertet und genauer untersucht. Diese Auswertung zog sich bis in den November hin, und eines Tages war dann auch die Spiralgalaxie M 61 an der Reihe (Abb. 1). Hier fiel mir dann plötzlich etwas sehr Merkwürdiges auf. Nach meinem damaligen Kenntnisstand hatten Spiralarme spiralförmig zu sein, mit kontinuierlich nach außen zunehmendem Krümmungsradius. Und die Spiralarme von M 61 ent-
sprechen überhaupt nicht diesem Bild. Statt dessen stoßen gerade Abschnitte mit einem deutlichen Knick aufeinander. Mein Verständnis von Spiralarmen und mein ästhetisches Empfinden waren gleichermaßen beeinträchtigt. Warum sieht diese Spiralgalaxie so ,,eckig" aus? Diese Frage ließ mir einfach keine Ruhe mehr. Die Antwort wollte ich mir aus dem Internet holen. Mit Unterstützung in der Mailingliste der VdS-Fachgruppe Deep Sky startete ich eine Literatursuche in der NASA Extragalactic Database (NED) [1] mit ,,M 61" als Suchbegriff. Diese Suche führte dann zum Aufsatz ,,Vorontsov-Velyaminov Rows: Straight Segments in the Spiral Arms of Galaxies" [2]. Damit hatte ich dann endlich die Bestätigung gefunden, dass dieser Effekt bekannt ist, beschrieben wurde und sich sogar an mehreren, uns Sternfreunden teilweise sogar gut bekannten Galaxien beobachten lässt. Aus dem Abstract der eben genannten Arbeit zitiere ich (frei übersetzt): ,,Das Phänomen der geradlinigen Strukturen im Erscheinungsbild der Spiralarme von Galaxien, welches von Vorontsov-Velyaminov entdeckt wurde, wird untersucht. Die Reihen sind keine Artefakte. In vielen Fällen erstrecken sie sich beinahe über die gesamte Länge von Spiralarmen. Die Galaxien M 101 und M 51 werden als Beispiele herangezogen, um die hervorstechenden geometrischen und physikalischen Eigenschaften dieser Strukturen zu zeigen. Es wird
Galaxie
mag
StB
NGC 5161 12,0
Cen
M 101
7,9
UMa
NGC 3631 10,9
UMa
NGC 3938 10,9
UMa
NGC 2942 13,2
LMi
NGC 6946 8,9
Cyg
NGC 1232 10,5
Eri
NGC 2223 12,6
CMa
NGC 7137 13,0
Peg
Tabelle 1: Liste von Galaxien mit VorontsovVelyaminov-Reihen
Abb. 1: Geknickte Spiralarme in M 61
Abb. 2: Geometrische Analyse der Spiralarme von M 61
gezeigt, dass die Länge der Geradenstücke fast linear mit der Entfernung vom Zentrum der Scheibe wächst und dass der Winkel zwischen benachbarten Geradenstücken fast immer nahe an 120 Grad liegt." Dieser Arbeit entnahm ich eine Liste von Galaxien, welche diese Erscheinung zeigen, und erstellte daraus mein persönliches Beobachtungsprogramm: ,,Vorontsov-Velyaminov-Reihen in Spiralgalaxien". Das Ziel war es nun, weitere Galaxien dieser Art in bereits aufgenommen CCD-Bildern auszuwerten und die Aussagen der Arbeit - insbesondere den Winkel zwischen den Abschnitten der Spiralarme - zu überprüfen. Diese Auswertung führte ich durch bei M 51, M 61, M 91, M 100 und NGC 4535. Es sind überwiegend bekannte Galaxien, deren Abbildungen sich im Internet oder in einem Astronomie-Lexikon finden lassen. Sie können daher meine Auswertung mit diesem fremden oder auch mit eigenem Bildmaterial wiederholen. Es drängt sich die Frage auf, warum mir das nicht bereits früher aufgefallen war ...
Auswertung Von jeder Galaxie erstellte ich einen großen Ausdruck, zeichnete die geradli-
B E O B A C H T E R F O R U M 105
nigen Abschnitte der Spiralarme nach und bestimmte mit Lineal und GeoDreieck die Winkel (Abb. 2). Dieses wurde bei den anderen Galaxien auf dieselbe Weise wiederholt und die Winkel in eine Tabelle geschrieben.
Ergebnis Eine kontinuierlich zunehmende Länge der geraden Abschnitte konnte ich in meiner Stichprobe nicht feststellen. Insbesondere der Beginn der ersten und das Ende der letzten Abschnitte sind unsicher. Ohne die unsicheren Strecken ist die Menge für eine statistische Auswertung zu gering. Aber die Winkel zwischen den geradlinigen Abschnitten der Spiralarme entsprechen voll der Arbeit über die VorontsovVelyaminov-Reihen: Sie liegen alle in der Nähe von 120 Grad . Sie zeigen mit wachsender Entfernung auch eine Zunahme, was vielleicht ein Folge der längeren Strecken ist mit daraus wiederum folgender Abnahme der Messfehler. Die Ergebnisse habe ich mittels einer Tabellenkalkulation (Spreadsheet) als
Diagramm dargestellt (Abb. 3). Falls Sie selber Galaxien mit Vorontsov-Velyaminov-Reihen beobachten wollen, ist vielleicht die Tabelle von Nutzen.
Zusammenfassung
Diese geknickten Spiralarme
haben mich reich beschenkt:
Zum ersten Mal führte mich
eine astronomische Fachar-
beit zur Aufstellung eines
eigenen Beobachtungs- und Auswertungsprogramms. Ich lernte, im Internet selbständig nach Literatur zu suchen.
Abb. 3: Ergebnis: Vorontsov-Velyaminov-Reihen für verschiedene Galaxien
Über meinen engeren Rahmen hinaus möglich. Und als Appell aus allem:
kann wohl folgendes festgestellt wer- Amateur-Astronomie kann weit mehr
den: Wir können uns heute als Ama- sein, als sich nur ästhetischen Reizen
teure (fast) jeden astronomischen Wis- hinzugeben.
senswunsch erfüllen. Es lohnt sich, neu-
gierig zu sein und Merkwürdigkeiten zu Literaturhinweise
hinterfragen. Das Nachvollziehen einer [1] NASA Extragalactic Database (NED):
professionellen Arbeiten ist auch für
nedwww.ipac.caltech.edu
Amateure möglich und hat ihre eigenen [2] Chernin, A. et al.: Vorontsov-Velyaminov Rows:
Reize. Ohne allzu großen Aufwand sind
Straight Segments in the Spiral Arms of
für uns sogar statistische Untersuchungen
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106 B E O B A C H T E R F O R U M
Supernova 2001bg in NGC 2608
von Heinz Kerner
Astronomische Beobachtung ist zumeist Routinearbeit, doch selbst für einen alten Hasen wie mich gibt es noch Momente voller Spannung und Aufregung. Am Nachmittag des 9. Mai 2001 erhielt ich eine E-mail von Guy Hurst aus England, dessen astronomischen Zirkular-Service ich abonniert habe, in der er mitteilte, daß es aus der vergangen Nacht eine einzelne CCD-Aufnahme der Galaxie NGC 2608 gäbe mit einem neuen Objekt 14. Größenklasse, vermutlich eine Supernova. Um dies dem Büro der Internationalen Astronomischen Union melden zu können, würde dringend eine zweite, unabhängige Aufnahme benötigt. Eigentlich hatte ich für die kommende Nacht keine Beobachtungen geplant, da der abnehmende Mond, zwei Tage nach Vollmond, aufgehen würde noch bevor es richtig dunkel war. Der Himmel war klar, ein Blick auf die drehbare Sternkarte zeigte, daß die Galaxie halbhoch im Westen am Abendhimmel leicht erreichbar war und ich beschloß, in dieser Sache aktiv zu werden. Mit GUIDE wurden Aufsuch- und Umgebungskarte gedruckt und gegen 22 MESZ begann ich, im Garten mein CCD-Equipment aufzubauen. Dabei fiel mir ein, daß ich aufgrund meiner geographischen Position ja einen Zeitvorsprung von einer Stunde gegenüber den englischen Supernova-Jägern hatte. Meine Chancen waren somit nicht schlecht, einen Beitrag zu einer möglichen Supernova-Entdeckung leisten zu können. Die Sache wurde spannend. Noch in der Dämmerung und wenige Minuten vor Mondaufgang machte ich um 23:14 MESZ eine Aufnahme und anschließend ein Dunkelbild. Das Rohbild war brauchbar und gleich vor Ort wurde daraus mehr schlecht als recht ein Bild gezimmert. NGC 2608 hatte ich zuvor noch nicht gesehen und so hielt ich zunächst eine Komponente der auffälligen Doppelstruktur im Zentrum der Galaxie für die Supernova. Doch das war jetzt nicht wichtig. Mit dem PC-Monitor unter dem einen Arm (ich besitze nur einen Monitor für drinnen und draußen) und der Diskette mit dem Bild in der anderen Hand stürmte
IAUC 7621
Guy M. Hurst, Basingstoke, England, reports the discovery by Tom Boles, Coddenham, of an apparent supernova (mag about 14) on an unfiltered CCD frame (limiting mag about 18) taken on May 8.943 UT with a 0.36 m-SchmidtCassegrain telescope in the course of the U.K. Nova/Supernova Patrol. The object was near the same brightness on a second image obtained by Boles on May 9.9 in rather poor conditions. The new object is located at R.A. = 8h35m18s.86, Decl. = +28o28'05".8 (2000), which is 22" east and 19" south of the centre of NGC 2608. Nothing appears at this location on a master image taken on 2000 Jan. 13.956 (limiting mag about 19) or on Palomar Sky Survey images taken on 1989 Nov. 8 (limiting red mag about 20) and on 1990 Mar. 23 (limiting blue mag about 20). SN 2001bg also appears near mag 14 on an unfiltered CCD image taken on May 9.884 with a 0.15 m-reflector by H. Kerner, Fassberg, Germany, at the request of Hurst.
ich ins Haus zurück. Eine kurze E-mail wurde verfaßt, das Bild als Anlage, und ab damit nach England. Was ich tun konnte, hatte ich getan. Etwas gemächlicher als zuvor begab ich mich in den Garten zurück, um meine Sachen abzubauen. Wieder im Haus startete ich noch einmal den PC. Ob es schon eine Reaktion auf meine Aufnahme gab? ,,Unwahrscheinlich", dachte ich, doch weit gefehlt! Die Nachrichten überschlugen sich: Meine Aufnahme werde als ,,confirmation image" angesehen, so die erste E-mail. Der Entdecker Tom Boles, dessen Namen ich nun erstmals erfuhr, sei
informiert, ,,Mitteilung an die IAU ist in Arbeit, Wortlaut folgt." (zweite E-mail). Und schließlich eine Kopie der angekündigten Mitteilung. Was für eine Aufregung zu so später Stunde! Als ich am Nachmittag des 10. Mai nach Hause kam, führte mich mein erster Weg wieder zum PC. Gab es die offizielle Entdeckungsmeldung von der IAU? Es gab sie und meine Aufnahme war darin erwähnt. Tolle Sache.
Noch am gleichen Abend meldete sich der Entdecker Tom Boles per E-mail und bedankte sich für die Unterstützung - in gebrochenem Deutsch; ich war gerührt.
Abb. 1: Bestätigungsaufnahme der Supernova 2001bg in NGC 2608 am 9.5.2001 von Heinz Kerner, 1 x 5 min belichtet mit MX5CCD-Kamera an einem 150 mm-Spiegelteleskop.
B E O B A C H T E R F O R U M 107
Deep-Sky in Namibia und SoFi in Lusaka
von Michael Kunze
Seit langen war für mich der
schnell die Sternbilder wie
nächtliche Himmel über Nami-
Kreuz des Südens oder den
bia nur ein Traum. Doch zur
Centaurus ausfindig gemacht.
Sonnenfinsternis am 21. Juni
Allerdings hat es lange gedau-
2001 sollte es ins südliche
ert, bis wir uns an den ,,falsch
Afrika gehen. Allerdings stan-
herum" stehenden Löwen
den neben der Astronomie
gewöhnt haben. Der Rest der
auch das Kennenlernen der
Sternbilder war leicht einpräg-
Länder auf dem Reiseplan.
sam.
Geplant hatte ich die Reise mit
Zum Ende der ersten Woche
zwei weiteren Freunden aus
hatten wir schon etwa 3
unserem Astronomieverein in
Stunden lang dunklen Himmel
Moers nach der Sonnenfinster-
ohne Mond. Die Milchstraße
nis 1999 in Saarbrücken, die
hat uns von unseren Camping-
wir trotz wolkenverhangenem Abb. 1:
hockern gerissen. Im Süden
Himmel südlich von Saar- Der Autor Michael Kunze am Hoba-Meteoriten in Namibia
fanden wir das Kreuz des
brücken sehen konnten. Erste
Südens, nebenan den beste-
Angebote wurden von diver-
chenden Nebel Eta Carinae.
sen Veranstaltern eingeholt.
Im Westen ging gerade der
Es dauerte etwa ein halbes Jahr, bis wir Namibia und einen einwöchigen Skorpion auf und im Osten sank der
eine Pauschalreise nach Zimbabwe Aufenthalt in Zambia gebucht.
große Hund Richtung Horizont. Nach
reserviert hatten. Zu diesem Zeitpunkt In Namibia wollten wir nach Ankunft am und nach schob sich die Milchstraße
war uns aus astronomischer Sicht nur 3. Juni 2001 wegen des störenden immer höher, bis sie gegen Mitternacht
die Sonnenfinsternis wichtig und das Mondes Richtung Norden, um dann in über unseren Köpfen von Norden bis
Kennenlernen des Landes. An Deep-Sky der zweiten Woche, wo der Stand des Süden zog. Der Kohlensack stand als
haben wir zu diesem Zeitpunkt noch Mondes immer günstiger wurde, am Dunkelnebel neben dem Kreuz des
nicht gedacht.
Gamsberg zu sein. So haben wir nörd- Südens.
Nach einem weiteren halben Jahr, etwa lich von Windhoek den Hoba- Bemerkenswert war eine Nacht in der
ein Jahr vor der Sonnenfinsternis in Meteoriten, den Etosha-National-Park, Nähe der Spitzkoppe, welche man auch
Afrika, hatten sich unsere Pläne für den versteinerten Wald, die Felszeich- wegen Ihrer Form das Matterhorn
Zimbabwe zerschlagen. Es kamen Un- nungen bei Twyfelfontein, den Brand- Namibias nennt. In Sichtweite der
ruhen in Zimbabwe auf, die zu diesem berg und die Spitzkoppe besucht. In Spitzkoppe, etwa 80 km entfernt, trafen
Zeitpunkt keine sichere Reise zuließen. dieser Zeit hatten wir die Möglichkeit wir auf die klarste und vom Seeing her
Durch Zufall kam mir eine andere uns am Südhimmel zurechtzufinden. ruhigste Nacht. Weit und breit war kein
Reiseplanung durch den Kopf. Warum Anhand unserer Sternkarten haben wir Hauch von fremdem Licht zu sehen.
nicht die Finsternis von Zambia beob-
achten und vorher Sternenhimmelbeob-
achtung in Namibia machen? Zambia
hat sich sehr gut angeboten, da die
Hauptstadt Lusaka in der Finsterniszone
lag und gut erreichbar ist.
Nun ging es wieder von vorne los, einen
passenden Reiseveranstalter zu finden.
Da wir diesmal Wert auf einen Urlaub
auf eigene Faust legten, wollten wir uns
alles selber zusammenstellen. Im Juli
2000 konnten wir 3 der letzten 8 Sitz-
plätze bei der South African Airline
ergattern. Gut, wir dachten das die
Flüge erst mal das Wichtigste sind und
die hatten wir ja schon gebucht. Doch
dann kam die Ernüchterung. Fast alle
Unterkünfte in Zambia waren über den
Zeitraum der Finsternis ausgebucht. Ein
süddeutscher Reiseveranstalter konnte Abb. 2:
uns dennoch unterbringen. So haben In der Nähe der Spitzkoppe, auch Matterhorn Namibias genannt, hatte der Autor
wir einen zweiwöchigen Aufenthalt in eine wunderschöne Beobachtungsnacht (Aufnahme Michael Kunze)
108 B E O B A C H T E R F O R U M
Abb. 3: Die Große und die Kleine Magellansche Wolke dicht am Horizont, Aufnahme von Michael Kunze auf der Astrofarm Hakos in Namibia, mit 28 mm Brennweite und Blende 5,6 60 min belichtet auf Ektachrome 200.
Abb. 4: Das Kreuz des Südens mit der markanten Dunkelwolke ,,Kohlensack", aufgenommen mit Objektiv 1:4/135mm auf Ektachrome 200, 30 min belichtet von Michael Kunze.
Nirgends eine störende Lichterglocke. Außer dem Zodiakallicht war der Himmel finster.
In der zweiten Woche haben wir den Kuiseb-Canyon und den Sossusvlei in der Namibwüste erreicht. Nach sandigen Tagen in der Wüste Namibias haben wir für 3 Nächte die Astrofarm Hakos angesteuert. Hier in Gesellschaft des Gamsberges haben wir weitere Astronächte verbracht. Nun konnte ich meinen Traum vom Namibischen Himmel erfüllen, doch in der Nacht zuvor versagte mein ansonsten zuverlässiger Akku für die GP-Montierung. So stand ich unter dunkelstem Himmel und hatte keinen Strom für meine Montierung, die mit Kameras bis 135 mm ausgestattet war. Allerdings habe ich aus meinen Kabeln und der Batterie unseres Kühlschrankes Ersatz zusammengebaut, wofür wir auf gekühlte Getränke verzichten mussten. Mir ist hier erstmals aufgefallen, dass
die Sterne tatsächlich am Horizont verschwinden, als wenn man sie ausknipst. Ähnlich wie bei einer Sternbedeckung durch den Mond. Die Magellanschen Wolken standen bedauernswerter Weise nur tief am Horizont. Die kleine Magellansche Wolke stand maximal 5 Grad hoch über dem Horizont. Die große hingegen stand etwa 10-12 Grad hoch am Himmel. Doch trotz diesem tiefen Stand sind die Fotos recht gut geworden. Man muss ja mindestens einmal die beiden Wolken fotografieren. Egal wie hoch diese am Himmel stehen. Nach den zwei Wochen sind wir über Johannesburg nach Lusaka geflogen. Hier, im ,,richtigen" Afrika, wollten wir die Sonnenfinsternis beobachten. Lusaka war für uns ein kleiner Kulturschock. War Namibia noch relativ europäisch, so war Zambia das Afrika, wie zumindest ich es mir vorgestellt habe. Dieses Afrika zeichnete sich besonders durch die enorme Freund-
lichkeit der Menschen aus. Unsere Unterkunft war alles andere als europäischer Standart. Es war einzigartig vom Service und wie schon gesagt von der Freundlichkeit.
3 Tage vor dem Big Event war der Himmel schon wolkenlos. An unserem Ankunftstag in Lusaka war allerdings der gesamte Himmel weiß von Zirren. Am Tag der Finsternis strahlte der Himmel tiefblau. Alle Menschen haben das große Ereignis unter Spannung erwartet. Versicherungsbüros und Banken in Lusaka haben an diesem Tag nur bis 11 Uhr Ortszeit geöffnet, damit die Mitarbeiter das Ereignis miterleben können. Pünktlich um 13:41 Uhr fand der erste Kontakt statt. Der Mond schob sich allmählich vor die Sonne und pünktlich um 15:09 Uhr sahen wir den Diamantring. Kurz darauf die Korona in voller Pracht.
B E O B A C H T E R F O R U M 109
Abb. 5: Höhepunkt der Reise war die Totale Sonnenfinsternis am Sommeranfang 2001 in Lusaka. Michael Kunze belichtete 1/15 s mit Objektiv 1:10/1000 mm.
Kaum wurde es finster, jubelten die Menschen ringsherum. Autofahrer benutzten Ihre Hupen und die Leute ihre Hände zum klatschen. Keiner konnte seine Emotionen zusammenhalten. Während der Totalität konnten Jupiter und Merkur eindeutig identifiziert werden. Wir sahen einige Sterne am Himmel, die wir allerdings nicht identifizieren konnten. Dafür waren wir von dem Ganzen zu mitgenommen. Und die Verfinsterung dauerte ja nur 3 Minuten und 28 Sekunden.
Auch nach der Finsternis waren alle Menschen aus dem Häuschen. Erstaunlicherweise haben noch viele Leute die partielle Phase beobachtet. Registriert man doch oft Langeweile beim Austritt des Mondes. Rundum war es eine gelungene Reise. Neben der Sonnenfinsternis konnten wir einiges vom Land sehen und in Namibia den Südhimmel beobachten.
Weitere Informationen sind auf meiner Webseite - www.michaelkunze.de - zu finden.
Sonnenfinsternis über Zambia
von Christian M. Schambeck
Der 11. August 1999 endete für uns beide in einem Desaster: Martin Mayer hatte auf den Tag genau nahe der Zentrallinie eine komplette Sternwarte errichtet. Einige Hundert Besucher bekamen dann nur schwarze Wolken zu Gesicht, nicht das Antlitz der schwarzen Sonne. Meine Familie hatte sich noch eine halbe Stunde vor der Totalität auf die Jagd nach einem unwiderstehlichen Wolkenloch gemacht. Doch huschte kurz vor dem 2. Kontakt eine dicke Wolke vor die letzten Überbleibsel unseres Tagesgestirns. Schon früh reiften deshalb Pläne, es das nächste Mal aufs Neue zu versuchen. Am 21. Juni 2001 sollte der Mondschatten Teile des südlichen Afrika in Dunkelheit tauchen. Wir taten uns zusammen, stellten eine Reise für eine 12-köpfige Gruppe aus ganz Bayern auf die Beine (wir tauften uns deshalb Bayerntour), nahmen Kontakt zu den Kapuzinern auf, die ein ganzes Netz von Klöstern und Missionsstationen in Zambia unterhielten. Von den ersten
Plänen an standen uns die Mönche mit Rat und Tat zur Seite. Brother Jude, ein stattliches Mannsbild, herzensgut und hilfsbereit, empfing uns bereits am Flughafen in Victoria Falls/Zimbabwe und überließ von da an nichts mehr dem Zufall. Hellstrahlend ging am 21. Juni unser Tagesgestirn über Garten und Franziskuskapelle des Assisi House auf. Das Assisi House - es ist das Gästehaus des Klosters - war in diesen Tagen unser Zuhause. Es ist Teil eines weitläufigen Klosterkomplexes vor den Toren Lusakas. Nicht eine Wolke trübte die Sicht auf einen tiefblauen Himmel. In aller Ruhe bauten wir zwischen Blumenbeeten und Zengarten unsere Instrumente auf. Keine verzweifelten Blicke zum Himmel, keine Hektik wie noch 1999. Eine Stunde vor dem 2. Kontakt strömten Philosophie-Studenten des St. Bonaventure-College und Kapuzinermönche zu unserem Beobachtungscamp, warfen einen Blick durch die
Feldstecher, scheuten nicht die eine oder andere Frage. Schon tags zuvor hatte Paul Hombach in einem packenden Vortag Collegestudenten und Anwohner von diesem Naturschauspiel unterrichtet. Es wurde merklich kühler. Der Wind, der noch mittags anständig blies und uns wegen unserer Instrumente etwas beunruhigte, erschlaffte so langsam. Der Hahn gegann zu krähen, die Grillen stimmten ihr Zirpkonzert an. Ein, zwei Minuten vor dem 2. Kontakt schrie ich wie von Sinnen ,,shadow bands", als fliegende Schatten nicht nur auf dem weißen Laken, sondern auch auf dem Rasen zu entdecken waren. Frank Schornack konnte sie auf sein Video bannen. In der heranbrechenden Dunkelheit wirkten die fliegenden Schatten gespenstisch und unwirklich. Der Diamantring leuchtete ungewöhnlich lange auf und schon zeigte sich in ganzer Schönheit der strahlenumkränzte Mond. Jede Faser der Korona sog ich in mich auf. Doch ich wollte auch Bilder von der Korona heimbringen. Ich gönnte mir aber nur ein kurze Serie, um sofort wieder mit dem Feldstecher die Korona in vollen Zügen zu genießen.
110 B E O B A C H T E R F O R U M
Abb. 1: Aufgenommen wurde mit einem 500 mm-Beroflex-Teleobjektiv und 2x-Konverter, nachgeführt mit einer GP-E-Montierung. Es wurde auf Agfacolor Portrait XPS 160 jeweils 1/60, 1/15, _ und 1 Sekunde belichtet, schließlich mit Adobe Photoshop ein Komposit erstellt und mit unscharfer Maske weiter bearbeitet. Dabei war es unser Ziel, möglichst den visuellen Eindruck der Korona wiederzugeben. Aufnahmen: C. M. Schambeck, Bildverarbeitung: W. Hartmann.
Nur wenige Minuten später war das himmlische Spektakel vorbei, die fliegenden Schatten gaben eine Abschiedsvorstellung, der Wind kam langsam wieder, der Hahn ließ das Geschrei nicht. Und wir konnten es nicht lassen, mit Mosi-Bier (der lokalen Biermarke) und Sekt zu feiern, anzustoßen auf das gemeinsame Erlebnis, das uns und die Kapuziner verband.
Der Mondschatten raste über ein Land, das von übermächtigen Problemen geschüttelt wird. Jeder vierte ist HIV-infiziert. Lehrer sterben reihenweise weg, können die nachwachsende Generation nicht mehr ausbilden. Die Wirtschaft kollabiert. Der zambische Staat tut, von Aufklärungskampagnen abgesehen, nicht viel. Letztlich sind es die Kirchen, die den Kranken unter die Arme greifen. AIDS-Pfleger suchen Kranke zu Hause
auf, Waisen werden in Schulen unterrichtet, Hospize errichtet. Allein 400 Sonnenfinsternisbrillen verteilten wir in der von Salesianerinnen geführten ,,City of Hope", wo Waisen und Flüchtlingskinder der Schulbesuch ermöglicht wird. Insgesamt hatten wir über 1300 Brillen im Gepäck, die zum Großteil einer fantastischen Sammelaktion am Samerberg/Oberbayern zu verdanken waren. Den Mutter-Theresa-Schwestern, die sich im Elendsviertel Kalingalinga um verwahrloste Kinder und Sterbende kümmern, übergaben wir einige Tüten voll mit Medikamenten. Schließlich konnten wir das in Bau befindliche Hospiz zu Unserer Frau in Augenschein nehmen. Hierfür hatten wir im Vorfeld unserer Reise die Sammelaktion ,,Sonne nicht Finsternis" ins Leben gerufen. Am Ende kamen fast DM 7.200,- zusammen, die wir in Form eines Schecks Brother Jude
überreichten. Es war eine ausgelassene Feier, die uns an unserem letzten Abend in Zambia vereinte. Trommelspiel und Gesang gingen schon wie am Finsternismorgen, als wir die Frühmesse mit unseren Mönchen feierten, unter die Haut. Und Brother Jude animierte uns auch diesmal, ein ,,Deutsch Lied" zum Besten zu geben.
Übrigens: Unsere Aktion ,,Sonne nicht Finsternis" zugunsten von AIDS-Waisen und des Hospizes zu Unserer Frau läuft weiter. Wer etwas geben möchte, sei herzlich dazu eingeladen. Die Kontonummer des Missionssekretariates der Bayerischen Kapuziner (Tengstr. 7, 80798 München), das auch eine Spendenquittung ausstellt, ist: Hypovereinsbank, Konto-Nr. 5801400800, BLZ 70020270; Kennwort "Sonne nicht Finsternis".
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Ein Kurztrip zur totalen Sonnenfinsternis am 21.6.2001 in Zambia
von Frank Wagner
Es begann am 11.8.99. Ich
bauen. Der Rest der Aus-
stand mit meinem 4-Zöller in
rüstung verschwand in einem
der Nähe von Karlsruhe und
gutgepolsterten Trolley.
wartete auf den 1. Kontakt.
Das Wetter sah leider nicht so
Mittlerweile stand auch der
gut aus, aber man ist ja
Preis für den Flug fest. Aus
Optimist. Um 11:12 Uhr war es
den geplanten DM 1.400,-
soweit: Der erste und für mich
wurden aufgrund höherer
letzte Kontakt dieser Finster-
Treibstoffkosten knapp DM
nis. Eine dicke Regenwolke
2.000,-. Die Anreise nach Wien
hat mir einen gewaltigen
erfolgte am 19.6. per Bahn,
Strich durch die Rechnung
der Abflug war für den 20.6.
gemacht. Etwas verstimmt
um 17:55 Uhr geplant. Am
über die entgangene Finsternis
Flughafen trafen dann immer
sagte ich zu einem Ehepaar,
mehr ,,Astros" ein, was man
welches extra aus Dänemark
leicht an den länglichen Gegen-
angereist war : ,,Dann eben in
ständen erkennen konnte. Um
2 Jahren auf Madagaskar!"
18:46 Uhr hob die Maschine
endlich ab. Um 1:06 Uhr über-
Wieder zu Hause, habe ich mir
flogen wir den Äquator, wir
das Schauspiel auf Video Abb. 1:
waren jetzt auf der Südhalb-
ansehen müssen, was mich in 2. Kontakt, 1/1000 s, Aufnahme F. Wagner
kugel der Erde.
meinem Entschluss noch be-
stärkt hat. Am 12.8. ging es
Nach 8 Stunden und 15 Minu-
sofort in diverse Reisebüros,
ten Flug hatten wir endlich
ich mußte Unterlagen über
afrikanischen Boden unter den
Madagaskar haben, schließ-
Füßen. Nach den Einreise-
lich liegt die Insel nicht gera-
formalitäten wurde ein geeig-
de vor der Haustür. Ich wollte
neter Beobachtungsplatz ge-
die erste Sonnenfinsternis im
sucht (uns stand ein abge-
neuen Jahrtausend sehen, die
sperrtes und bewachtes ca.
10 Grad Sonnenhöhe störten mich
10.000 m2 großes Areal zur
zunächst überhaupt nicht.
Verfügung). Nach dem Ein-
,,Hauptsache SoFi sehen",
süden der Geräte hatte man
dachte ich mir.
noch Zeit, durch einen
Feldstecher einen Blick auf
Die Zeit ging ins Land, und ich
den Kometen LINEAR A2 zu
stolperte im Oktober 2000 im
werfen, der auch schon mit
Internet über die Seite der
bloßem Auge zu sehen war
Österreicher Amateurastrono-
(ca. 4. Größe). Etwas unge-
men Conrad, die einen Charter-
wohnt war der Anblick des
flug zur SoFi nach Sambia
Sternenhimmels, Pegasus und
planten. Laut Internet sollten
Andromeda standen auf dem
Abflug und Ankunft in Wien Abb. 2:
Kopf. Wer sich mit den Eigen-
innerhalb von 30 bis 40 Stun- Totalität, die innere Korona mit 1/500 s, Aufnahme F. Wagner arten der Himmelsrichtung
den möglich sein. Das heißt
vertraut gemacht hatte, konn-
im Klartext: fliegen, gucken,
te dann im Südwesten den
fliegen. Das war es!
Skorpion in seiner ganzen
Nachdem ich mich angemeldet hatte, Brennweite wäre dann auf den Bildern Pracht bewundern. Im Osten strahlte
war die Frage: Welche Optik nehme ich auch noch etwas von der Korona zu hoch am Himmel, nicht wie bei uns im
mit? Zuerst wollte ich ein C8-SCT mit- sehen. Aber wie transportieren, ohne Horizontdunst, die Venus. Als ,,südhim-
nehmen, dann entschied ich mich aber daß etwas zu Bruch geht? Ich ließ mir mel-unkundig" brauchte man für das
für meinen 4-Zöller, der sich besser bei einer Firma in Hannover ein Flight- eine oder andere Sternbild etwas län-
fokussieren läßt. Bei einem Meter Case für die Optik und das Stativ ger, aber die mitgebrachten Sternkarten
112 B E O B A C H T E R F O R U M
waren uns dann einen große Hilfe. Nachdem wir einen fantastischen Sonnenaufgang erlebt hatten, hieß es jetzt unter wolkenlosem Himmel warten, bis der Mond die Sonne anknabbert. Die überaus freundlichen Einwohner fragten uns oft, ob wir Filterfolien für sie hätten, bzw. ob sie mal einen Blick durch ein Teleskop auf die Sonne werfen dürften. Viele, eigentlich alle, zogen anschließend mit einem Strahlen auf dem Gesicht weiter. Um 13:42 Uhr erfolgte dann der erste Kontakt. Trommler einheimischer Folklore-Gruppen begleiteten den Mond mit immer schneller werdenden Schlägen bis zur Totalität. Selbst der Deutsche Botschafter ließ es sich nicht nehmen, vor der Finsternis einige der SoFi-hungrigen per Handschlag zu begrüßen. Als uns plötzlich der Präsident von Sambia über Lautsprecher willkommen hieß, wußten wir auch, was der Rote Teppich zu bedeuten hatte.
Während der partiellen Phase konnte man Bedeckungen von Sonnenflecken durch den Mond beobachten. Kurz vor dem 2. Kontakt, durch das eigenartige Licht war einem schon etwas komisch zumute, schrie jemand ,,Total Eclipse"; alle Angereisten waren nun auf den Diamantring und die folgende Totalität gespannt.
Jetzt war sie zu sehen, die Schwarze Sonne mit der Korona. ,,Die Korona sieht etwas stachliger aus, als vor zwei Jahren, hängt wohl mit der Fleckenaktivität zusammen", meinte jemand aus unserer Gruppe. Da der Flughafen von Zambia ca. 25 km nordöstlich der Hauptstadt lag, konnten wir uns 15 Sekunden länger an dem Schauspiel erfreuen. Aber nicht nur die Sonne sah gut aus, auch der Horizont machte mit rötlichen Streifen auf sich aufmerksam. Unterhalb der Sonne war Jupiter zu sehen. Um 15:12 Uhr, der Gegendiamant war bereits zu sehen, wurden die letzten Bilder der ,,spannenden Phase" gemacht; kurz darauf war es wieder hell.
Die nun ablaufenden partiellen Phasen waren nur noch ,,Formsache". Aufgeregt wurde nun über das eben gesehene diskutiert, die Gesichtsausdrücke der Beobachter sprachen Bände, manche hatten auch feuchte Augen. Bis 16:27 Uhr wurde noch beobachtet, dann wurden die Teleskope, Russentonnen und
Abb. 3: Die äußere Korona, Aufnahme F. Wagner
Abb. 4: 3. Kontakt: Ende der Totalität, Aufnahme F. Wagner
Teleobjektive wieder verstaut, und man machte sich wieder auf den Weg zum Flughafengebäude, wo unser Flugzeug auf 264 glückliche SoFi-Reisende wartete.
Nach dem Check-in hob unsere Maschine um 20:25 Uhr ab in Richtung Heimat. Am 22.6. landeten wir wieder
sicher in Wien; die Reise zur esten totalen Sonnenfinsternis des neuen Jahrtausends war beendet.
B E O B A C H T E R F O R U M 113
Mondfinsternis 9. Januar 2001
von Christian Grunwald
Am 9. Januar 2001 wartete ich, wie bestimmt viele andere Hobbyastronomen auch, auf die Abenddämmerung, um die Mondfinsternis über Europa zu beobachten. Ich hatte mir vorgenommen, mit meiner Spiegelreflexkamera und einem 200 mm-Teleobjektiv einige schöne Aufnahmen vom ,,Roten Mond" zu schießen und den Verlauf der Finsternis zu dokumentieren.
Den ganzen Tag über regnete es. Als ich zum Feierabend die Firma verließ, hatte ich schon alle Hoffnungen aufgegeben, wegen des strömenden Regens überhaupt etwas beobachten zu können. Als ich mich frustriert gegen 20:00 Uhr an den PC setzte, um wenigstens per WebCam dem Ereignis beizuwohnen, hof-
fend, dass einige Gegenden besseres Wetter hatten, blickte ich aus dem Fenster und konnte den Mond zwischen zwei Wolken entdecken. Mittlerweile hatte es aufgehört zu regnen und ich stürmte auf den Dachboden, um von dort aus die MoFi zu beobachten, ohne Gefahr zu laufen, bei wiedereinsetzendem Regen das Equipment panikartig wegräumen zu müssen.
Tatsächlich gelang es mir im Laufe des Abends meinen Film zu verknipsen und - als Höhepunkt - die Sternbedeckung, die gleichzeitig stattfand, mit meinem kleinem Refraktor (60 mm) trotz der ungünstigen Sichtbedingungen zu beobachten. Gegen 22:10 Uhr zog sich der Himmel über meinem Beobachtungsort
komplett zu, zum Glück hatte ich die wichtigsten und schönsten Phasen der Finsternis verfolgen können. Schnell ließ ich meinen Film entwickeln, schon mit einem unguten Gefühl, da wegen des Regens die Luft sehr feucht und diesig war. Tatsächlich waren die Fotos mehr als enttäuschend: Der beleuchtete Teil des Mondes hatte in den meisten Aufnahmen zusammen mit dem Dunst den dunkleren Teil überstrahlt. Ansehnlich waren die Fotos nicht. Bevor ich die Abzüge in die Ablage gab, überlegte ich, was man mit diesen Bildern noch anfangen könnte. Tatsächlich kam mir der Gedanke, anhand der Fotos den Durchmesser des Erdschattens zu bestimmen.
Abb. 1
Dazu scannte ich die kleinen Mondscheibchen ein und versuchte mit den Bildbearbeitungsfunktionen den Mond aus dem Dunst herauszulösen. Dabei kam es mir nicht auf ein natürliches, bzw. ästhetisches Bild an, sondern ich versuchte den Kontrast möglichst zu steigern. Das digitalisierte Bild übertrug ich dann in ein Zeichenprogramm und zeichnete zunächst die Mondscheibe nach. Dabei kam mir die Zoom-Funktion und die Fähigkeit des Programms einen Kreis durch drei Punkte zu legen zu gute. Den Durchmesser des Kreises notierte ich mir. Genauso verfuhr ich dann mit dem dunkleren, nur teilweise sichtbaren Kreis des Erdschattens. Nun braucht man nur noch einen Taschenrechner und ein gutes astronomisches Datenbuch [1] um den Durchmesser des Mondes DMond = 3.476 km nachzuschlagen. Wenn der Abstand des Mondes zur Erde sehr klein im Vergleich zum Abstand der Erde zur Sonne ist, gilt, dass der Radius der Erde DErde ungefähr dem des Schatten DSchatten entspricht. Aus dem Verhältnis der gemessenen Kreise erhält man den Schattendurchmesser zu DSchatten = DSchattenkreis / DMondkreis DMond Mein ,,bestes" Ergebnis erhielt ich aus einer Aufnahme, bei nahezu 1/3 verfinstertem Mond (Abb. 1). Der Schattenradius (1/2 des Durchmessers!) beträgt hier 6196 km. Schlägt man den Erdradius nach [1], so liest man RErde = 6378 km ab. Beide Werte stimmen innerhalb der hier erzielbaren Genauigkeit überein. Natürlich wurden hier einige Tatsachen nicht berücksichtigt, die das Ergebnis verfälschen. Zunächst ist der Mond keine Scheibe, sondern eine Kugel, was zu perspektivischen Verzerrungen der Schattengrenze führt. Eine weitere Fehlerquelle ist natürlich auch die endliche Ausdehnung der Sonne und damit verbunden ein konvergenter Schattenkegel, der dazu führt, dass der Schatten kleiner ist, als der Durchmesser der Erdkugel. Versuche, diese Effekte in die Auswertung mit einzubeziehen, scheiterten an der mangelnden Genauigkeit der Kreisdurchmesserbestimmung aus der Abbildung, da die anzubringenden Korrekturen geringeren Einfluss haben, als der Fehler aus der geometrischen Auswertung.
So konnten die Bilder der MoFi 2001 doch noch genutzt werden!
Literaturhinweis: [1] Krautter, J., et. al.: Meyers Handbuch Weltall, 1994
114 B E O B A C H T E R F O R U M
Flammender Himmel - Erlebnisbericht Polarlicht vom
Gibt es ein Himmelsschauspiel, dass einen Astronomen ebenso faszinieren kann, wie eine totale Sonnenfinsternis? Ein Schauspiel, das nicht schon wieder vorbei ist, bevor man begriffen hat, dass es stattfindet? Ich habe es kaum für möglich gehalten, bis ich es am 11. April 2001 selbst erlebte und voll Euphorie glaubte abheben zu können. Alles beginnt mit einer E-Mail, die mich darüber informiert, dass ein großer Materieauswurf auf der Sonne stattgefunden hat und mit hoher Geschwindigkeit auf die Erde zurast. Die Partikelwolke soll in der Nacht vom 11. auf den 12. April die Erde erreichen und entlang der Magnetfeldlinien in die Atmosphäre eindringen und dort ein Leuchten erzeugen. Größe und Geschwindigkeit der Partikelwolke deuten darauf hin, dass das Leuchten auch bis in unsere Breiten sichtbar werden könnte. Doch der Wetterbericht verheißt nichts Gutes. Es ist nur von gelegentlichen Auflockerungen die Rede. Den ganzen Tag über ist es bedeckt bei uns am Niederrhein. Das Himmelsschauspiel wird wohl wieder einmal ohne mich stattfinden, falls es überhaupt eintritt. Gegen 22 Uhr MESZ reißt jedoch plötzlich die Wolkendecke auf und gibt den Blick auf die ersten Sterne frei. Als es dunkel genug ist, verbleibt am Nordhorizont eine Aufhellung, die sonst hier nicht zu sehen ist. Sollte es etwa ... ? Beim Blick ins Internet auf die Polarlichtseite des AKM stehen alle Zeichen auf Sturm. Der Kp-Index hat den Wert 8 erreicht. Da muss doch etwas passieren! Der nächste Blick nach draußen zeigt ein deutliches grünes Schimmern Richtung Norden. Es geht los! Schnell etwas Warmes anziehen, die bereitstehende Fotoausrüstung greifen und ab zur nahegelegenen Wiese mit freier Sicht nach Norden. Dort begrüßt mich kurz nach 23 Uhr MESZ ein kaltes, grünes Leuchten, das einen flachen Bogen über mehr als 100 Grad von Nordosten bis Nordwesten bildet. Schnell die Kamera aufs Stativ schrauben und das 19 mm-Weitwinkelobjektiv ansetzen. Währenddessen sehe ich im
Abb. 1: Polarlicht am 11.4.2001. Aufnahmeort: Rheinberg-Millingen. Ulrich Teschke belichtete ca. 40 s mit Objektiv 1:3,5/19 mm auf Ektachrome Elite 200.
Augenwinkel, wie über mir ein rotes Leuchten einsetzt. Jetzt nur nicht in Hektik verfallen! Eine kleine Ewigkeit später öffnet sich endlich der Kameraverschluss für die erste Aufnahme. Endlich habe ich Zeit, das Spektakel in seiner ganzen Pracht in mich aufzusaugen. Direkt über dem nordöstlichen Teil des grünen Bogens leuchtet der Himmel in einem kräftigen Purpurrot bis etwa 70 Grad über dem Horizont. Der Anblick erinnert mich an einen Stahlabstich im Hüttenwerk. Allerdings lassen die Streifen entlang der Magnetfeldlinien keinen Zweifel daran, dass es sich um ein Polarlicht handelt. Das rote Leuchten weitet sich derweil immer mehr Richtung Norden aus und wird von sich ständig ändernden Streifen durchzogen. Der Anblick verwandelt sich erstaunlich schnell, alle 10 bis 30 Sekunden ergibt sich ein neues Bild. Mein Blickfeld ist nun nicht mehr in der Lage alles zu erfassen. Mein Blick schweift vom Horizont zum Zenit und von Ost nach West. Dabei beginne ich über die Wiese zu taumeln, weil ich
kaum noch das Gleichgewicht halten kann. Als Krönung schießen nun gelbe Strahlen vom Horizont zum Zenit, quer durch den langsam blasser werdenden Bogen und das kräftige rote Feld. Ich werde von einer Euphorie erfasst, die mir das Gefühl gibt, ich würde schweben. Lediglich zum wiederholten Auslösen der Kamera kehre ich auf den Boden zurück. Der Bogen ist nun fast nicht mehr zu sehen und das rote Leuchten zieht sich in den Norden und Nordwesten zurück. Die Strahlen werden ebenfalls blasser, bis am Ende nur noch ein rotes Glimmen im Nordwesten zu sehen ist. Gegen 0 Uhr MESZ ist das Schauspiel vorüber und ein Vorhang aus Hochnebel, der vom aufgehenden Mond erhellt wird, schließt pünktlich die Bühne. Erst jetzt begreife ich, welches Glück ich hatte. An Schlaf ist noch nicht zu denken. Die immer noch anhaltende euphorische Stimmung lässt mich das Gesehene noch einmal verarbeiten bis mich am Ende doch der Schlaf überkommt.
Beobachtung von IridiumFlares und der ISS
von Sören von der Werth
Da ich mich neben der Astronomie auch intensiv für die Raumfahrt interessiere, ist eine meiner ,,Spezialitäten" das Beobachten der ,,International Space Station" ISS und von IridiumFlares, die bis zu - 9 mag hell werden können. Seit knapp einem halben Jahr
halte ich diese schönen Ereignisse auch fotografisch fest. Hiermit folge ich dem Aufruf im letzten VdS-Journal und präsentiere den Lesern einige Aufnahmen dieser ,,kurzlebigen Objekte". Die Aufnahmedaten sind in den Bildunterschriften zu finden.
Abb. 1: Die -0,4 mag helle Internationale Raumstation ISS taucht am 10.6.2001 am Osthimmel in den Erdschatten ein. Sören von der Werth belichtete 30 Sek. mit Objektiv 1:2,8/35mm auf Elitechrome 200. Rechts unten steht Mars.
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hoch Dörr Foto-Opik
!!!Film-Montage!!!
Abb. 2: Diesen -7 mag hellen IridiumFlare im Sternbild ,,Haar der Berenike" fotografierte Sören von der Werth Mitte Mai 2001 mit einem Objektiv 1:4/135mm auf Elitechrome 200. Die Belichtungszeit betrug 40 Sek. bei stehender Kamera.
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Frankfurter Astronomietage vom 5. bis 7. Oktober 2001 und
25. ordentliche Mitgliederversammlung der VdS
Vom 5. bis 7. Oktober fanden auf Einladung des Physikalischen Vereins erstmals die Frankfurter Astronomietage in der Goethe-Universität statt. Wir hatten unsere Mitglieder mit dem Journal 1/2001 auf diese astronomischen Tage hingewiesen und eine Einladung des Vorstandes zu der Mitgliederversammlung ausgesprochen. Die Tagung begann vielversprechend mit einem öffentlichen Vortrag von Professor Harald Lesch, Universitätssternwarte München mit dem Thema ,,Sind wir alleine im Universum?". Nach einer Begrüßung durch den Vorsitzenden des Physikalischen Vereins, Dr. Gerd Sandstede und einem Grußwort des Vorsitzenden der VdS, Otto Guthier, folgten annähernd 500 Zuhörer den interessanten und kurzweilig vorgetragenen Ausführungen des Astronomen. Der Referent und sein Beitrag wurden vom Publikum begeistert aufgenommen und mit einem lang anhaltenden Applaus belohnt! Die Astronomiemesse und Ausstellung von Volkssternwarten und Privatsternwarten fanden am 6. und 7. Oktober in
den Räumen der Goethe-Universität statt. Nahezu alle namhaften AstroFirmen präsentierten ihr Angebot an Fernrohren und astronomischem Zubehör. Einzig der erhoffte Besucherstrom blieb aus. Trotz intensiver Werbung in ,,Sterne und Weltraum" und des Hinweises in unserem Journal blieben die Besucherzahlen hinter den Erwartungen zurück. Mit insgesamt 550 zahlenden Sternfreunden war der Besuch sehr mager. Vielfach war zu hören, daß ,,die Welt" und viele
Abb. 1: Das Plakat des Physikalischen Vereins zu den Frankfurter Astro-Tagen und der VdS-Tagung
Menschen nach dem 11. September verunsichert seien und ein Erwerb astronomischer Instrumente nicht mehr
oben auf der Wunschliste stehe. Es gilt die Gründe zu analysieren und für die nächste Tagung ihrer Art die entsprechenden Lehren daraus zu ziehen. An dieser Stelle möchten wir dem Physikalischen Verein Frankfurt, allen voran den Aktiven und Organisatoren
Abb. 2: Ein Großteil der Vorstandsmitglieder stellte sich nach den Wahlen am VdS-Stand den Fotografen. V.l.n.r.: Peter Völker, Wolfgang Steinicke, Otto Guthier, Silvia Otto, Oliver Jahreis und Dr. Werner E. Celnik. Thomas Keßler mußte leider vor dem Fotos zu einem anderen Termin. Aufnahme: Ulrich Schimek.
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Amateur-Vortragsprogramm 25. VdS-Tagung Frankfurt
Samstag, 6.10.2001
Erwin Schwab, Heppenheim
- Amateure beobachten auf dem Calar Alto
Iris Fleischer, Hünfeld / Oliver Jahreis, Bingen - Das astronomische Jugendlager und die neue VdS-Jugend
Harald Simon, Oldenburg
- Tromsö - Polarlicht pur - ein Reisebericht
Dr. Eberhard Bredner, Ahlen-Dolberg
- Im Schatten von Titania
Peter Bresseler, Lüneburg
- Objekte des ,Atlas of Peculiar Galaxies` von Halton C. Arp - ein fotografisches Projekt
Dr. Otmar Nickel
- Messung von Lichtkurven und Bestimmung der Rotationsperiode des Kleinplaneten (777) Gutenberga
Dr. Werner E. Celnik, Rheinberg / Otto Guthier, Heppenheim
- Das VdS-Journal für Astronomie
Stefan Karge, Frankfurt am Main Silvia Otto, Waldsee Peter Riepe, Bochum Wolfgang Lille, Stade Peter Völker, Berlin Wolfgang Steinicke, Umkirch Andreas Masche, Freiburg
- Quasare visuell - Sonnenfinsternis in Zimbabwe - Wechselwirkende Galaxien, ein Thema für Amateure - Besuch der Observatorien auf La Palma und Teneriffa im Juli 2001 - Das Maximum des 23. Sonnenfleckenzyklus - Was ist Deep-Sky? - Objekte, Projekte, Personen - CCD-Grafie mit dem LRGB-Verfahren
Sonntag, 7.10.2001
Peter Rucks, Bochum Hans-Günter Diederich, Darmstadt Stefan Kraus, Schriesheim Gido Weselowski, Köln Elmar Rixen, Krefeld Otto Guthier, Heppenheim / Dr. Werner E. Celnik, Rheinberg
- Prüfung astronomischer Optik mit Laser-Interferometrie - Beobachtung von extragalaktischen Kugelsternhaufen - visuell und mit CCD - Chaos im Sonnensystem - CCD-Fotografie aus der Stadt - Die SoFI in Lusaka - Amateur-Astronomie auf dem Gornergrat
ganz herzlichen Dank für Ihre Arbeit sagen! An den Vorbereitungen und den vielen ehrenamtlich geleisteten Stunden der Aktivisten lag es bestimmt nicht, dass der erhoffte Besucherstrom ausblieb. Wir danken den Herren Dr. Bruno Deiss, Christoph Lichtblau, Volker Heinrich und allen Mitarbeitern des Astronomischen Arbeitskreises.
Der zweite Fachvortrag von Dr. Gero Rupprecht, ESO, mit dem Titel ,,Neues vom größten Teleskop der Welt", fand bei rund 300 Besuchern großes Interesse. Der Beitrag gewährte atemberaubende Einblicke in die moderne
Forschung der Fachastronomen.
Das von der VdS gestaltete Vortragsprogramm von Amateur- Astronomen litt ebenfalls unter der mageren Besucherzahl. Insgesamt 22 Beiträge aus vielen Bereichen der Hobbyastronomie bereicherten das interessante und abwechslungsreiche Programm. An dieser Stelle sei allen beteiligten Sternfreunden für Ihre Mühe und Bereitschaft nach Frankfurt zu reisen herzlich gedankt. Das Fazit der Astronomietage in Frankfurt fiel für die Organisatoren trotz der sehr gut besuchten abendlichen Fachvorträge nicht gerade positiv aus.
Vielleicht ist die Zahl von solchen Veranstaltungen in Deutschland inzwischen zu groß geworden! Eindeutiger Tenor war allerdings auch, daß viele Menschen zur Zeit ihren Interessensschwerpunkt möglicherweise auch anders definieren.
Dennoch, all diejenigen, die an diesem Wochenende den Weg nach Frankfurt gefunden haben, werden es nicht bereut haben. Schließlich möchte ich diesen treuen Hobbyastronomen ganz herzlichen Dank für Ihren Besuch sagen.
Otto Guthier, VdS-Vorstand
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25. Ordentliche Mitgliederversammlung der VdS am 7. Oktober 2001
in Frankfurt am Main
Die Mitgliederversammlung fand zum zweiten Mal an einem Sonntagvormittag statt. Lediglich 53 Mitglieder nahmen daran teil. Trotz ordnungsgemäßer Einladung in unserem Journal und Ankündigung in ,,Sterne und Weltraum" sowie auf der Homepage der VdS, ist dieser geringe Zuspruch für den Vorstand nach 67 im Jahre 1999 in Duisburg eine herbe Enttäuschung. Der Vorsitzende der VdS, Otto Guthier, begrüßte um 10:15 Uhr die anwesenden Mitglieder, die zunächst den verstorbenen Mitgliedern gedachten. Er trug unter Punkt 2 der Tagesordnung den Bericht des Vorstandes für die Jahre 1999 und 2000 vor. In den Ausgaben I/2000 und I/2001 des VdS-Journals wurde bereits umfangreich über die Tätigkeit des Vorstandes berichtet, weshalb wir hier auf eine Wiedergabe verzichten. Den Kassenbericht für die Jahre 1999 und 2000 stellte Schatzmeister HansJoachim Bode vor. Die Aufstellung von Einnahmen und Ausgaben wurde auf Anregung und Forderung der Kassenprüfer in einer dezidierten Form vorgetragen. Alle anwesenden Mitglieder erhielten neben der Stimmkarte auch einen 8-seitigen Bericht des Vorstandes. (Anmerkung: Auf Wunsch übersenden wir unseren Mitgliedern gerne diesen schriftlichen Bericht!) Livia Cordis und Dr. Frank Lungenstraß trugen den Bericht der Kassenprüfer vor. An der seit vielen Jahrzehnten geführten Jahresrechnung wurde deutlich Kritik geübt. Vom neuen Vorstand wird eine stärkere Aufgliederung nach einem neuen Kontenplan gefordert, so daß mehr Transparenz auf der Einnahmenwie Ausgabenseite entsteht. Die Überprüfung der verwendeten Mittel ergab keine Unstimmigkeiten. Das Prüfungsergebnis lautete: ,,Die Verwendung aller Mittel ist offensichtlich korrekt und entspricht der aktuellen Beschlußlage von Mitgliederversammlung und Vorstand. Alle Mittel wurden zweckbestimmt verwendet. Dem Vorstand ist daher für seine Arbeit zu danken." Nach einer intensiven Aussprache über die Berichte wurde der Vorstand entlastet.
Der Vorsitzende übergab die Versammlungsleitung für die Abstimmung über die Entlastung und für die anschließenden Vorstandswahlen an Dr. Eberhard Bredner. Die Mitgliederversammlung entlastete in der folgenden Abstimmung den Vorstand mit 48 Ja-Stimmen, 0 Nein-Stimmen und 5 Enthaltungen. Der Vorstand beteiligte sich nicht an der Abstimmung. Dr. E. Bredner verlas zunächst eine Erklärung des Vorstandes, aus der hervorging, daß Hans-Joachim Bode, Jost Jahn und Uwe Reimann aus persönlichen und beruflichen Gründen nicht mehr für eine Kandidatur des neuen Vorstandes bereitstehen. Bei den anschließenden Wahlen zum Vorstand wurde für das Amt des Vorsitzenden Otto Guthier mit 52 JaStimmen, 0 Gegenstimmen und 1 Enthaltung gewählt. Für das Amt des Schatzmeisters wurde Thomas Keßler mit 51 Ja-Stimmen, 0 Gegenstimmen und 1 Enthaltung gewählt. Für das Amt des Schriftführers wurde Dr. Werner E. Celnik mit 53 Ja-Stimmen, 0 Gegenstimmen und 0 Enthaltungen gewählt. In den Vorstand wurden weiterhin Frau Silvia Otto und die Herren Peter Völker, Oliver Jahreis und Wolfgang Steinicke gewählt. Der neue VdS-Vorstand wird sich in der nächsten Ausgabe unseres Journals allen Mitgliedern und Lesern vorstellen und in kurzer Form die Aufgabengebiete jedes Einzelnen vorstellen. Außerdem wird der Vorstand den Mitgliedern die Schwerpunkte der VdSArbeit der nächsten beiden Jahre vortragen. Als Kassenprüfer für die nächste Periode wurden Dr. Frank Lungenstraß und Jost Jahn bestimmt. Gegen 12:50 Uhr wurde die MV für eine kurze Pause unterbrochen. Um 13:15 Uhr wurde die Mitgliederversammlung fortgesetzt. Einstimmig beschloß die Mitgliedervesammlung die Ernennung von Herrn Günter D. Roth zum Ehrenmitglied der VdS. Die Laudatio auf das neue Ehrenmitglied übernahm Dr. Werner E. Celnik, der die vielfachen Leistungen und Tätigkeiten in einem gelungenen
Beitrag würdigte und Herrn Günter D. Roth für seinen Einsatz für unsere Vereinigung dankte. Das neue Ehrenmitglied der VdS nahm unter Beisein seiner Gattin die Urkunde in Empfang und bedankte sich beim Vorstand und den anwesenden Mitgliedern für die Ernennung (siehe nebenstehenden Bericht). Im Anschluß wurde zum dritten Mal die ,,VdS-Medaille" verliehen. Sie wird jährlich als Anerkennung der Vereinigung der Sternfreunde e.V. für hervorragende Arbeiten im Bereich der Amateur-Astronomie in Deutschland vergeben. Der Vorstand hatte aus den eingereichten Vorschlägen den Sonnenbeobachter und Instrumentenbauer Wolfgang Lille aus Stade bestimmt. Peter Völker sprach für den Vorstand die Laudatio auf den dritten Preisträger (siehe nebenstehenden Bericht). Unter Punkt 9 der Tagesordnung: ,,Beschluß über ein dreimaliges Erscheinen des VdS-Journals" gab es eine sehr lebhafte und fruchtbare Diskussion. Der neu gewählte Vorsitzende berichtete von einer vorläufigen Auswertung von 278 der 399 bis Ende September eingesandten Fragebögen. (Sobald die - inzwischen 407 - eingegangenen Fragebögen ausgewertet sind, veröffentlichen wir in der nächsten Ausgabe das komplette Ergebnis der Umfrage.) Das Ergebnis der Frage ,,Wie gefällt Ihnen das VdS-Journal? Bewerten Sie von -2 bis +2" erbrachte einen Mittelwert von +1,61! Demnach sind unsere Mitglieder mit dem Journal sehr zufrieden. Rund 12 Prozent der Mitglieder gaben an, mit zwei Ausgaben pro Jahr zufrieden zu sein. Rund 37 Prozent der Sternfreunde sprachen sich für drei und 49 Prozent sogar für vier Ausgaben pro Jahr aus. Interessant auch das vorläufige Ergebnis auf die Frage: ,,Sind Sie dann auch bereit einen höheren Mitgliedsbeitrag zu zahlen?". Hier antworteten 69 Prozent mit Ja und 31 Prozent mit Nein. Rund 88 Prozent wünschten eine durchgängige Farbausgabe unseres Journals. Eine Zufriedenheitsanalyse bezüglich der VdS ergab unter den Mitgliedern eine
V D S > N A C H R I C H T E N 119
Bewertung von +1,43 (ebenfalls bei einer Reichweite von -2 bis +2)! Der Vorsitzende führte an, daß die Ausgaben im Jahr 2001 mit jeweils 160 Seiten deutlich stärker geworden sind als ursprünglich geplant. Dies liege an der erfreulich hohen Zahl von eingesandten Beiträgen, die trotz Erweiterung des Umfangs nicht alle für eine Veröffentlichung berücksichtigt werden konnten, so dass meist rund 50 Seiten auf die nächste Ausgabe zu ,,verschieben" sind.
Die Vorlage einer Wirtschaftlichkeitsberechnung machte deutlich, daß eine dritte Ausgabe im Jahr 2002 ohne Erhöhung des Beitrages möglich sein würde. Allerdings reichen diese Mitgliedsbeiträge für das Jahr 2003 dann aber nicht mehr aus. Die Frage, ob eine dritte Ausgabe von den ehrenamtlich
tätigen Verantwortlichen durchführbar wäre, wurde mit einem ,,Ja" beantwortet.
Die Versammlung beschließt mit 47 Ja-, 2 Nein-Stimmen und 4 Enthaltungen die dreimalige Herausgabe des VdS-Journals für die nächsten beiden Jahre. Der Umfang pro Einzelheft soll bei mindestens 120 Seiten liegen. Dadurch wird eine Leistungssteigerung von derzeit 320 Seiten Umfang pro Jahr auf mindestens 360 bis max. 400 Seiten amateurastronomischer Berichterstattung erreicht. Als weiteren Vorteil wird die größere Aktualität jeder Ausgabe angeführt. Anschließend wurde über den neuen Mitgliedsbeitrag beraten und abgestimmt. Der Vorstand hatte für den weiteren Ausbau der VdS-Leistungen (z. B. Internet, Jugendarbeit, VdS-Sternwarte, Anfängerbetreuung) und zur Finanzierung der dritten Ausgabe eine Erhöhung
von derzeit DM 42,00 auf DM 48,90 für das Jahr 2002 vorgeschlagen. Die MV beschließt mit 42 Ja-Stimmen, 4 Enthaltungen und 7 Gegenstimmen die Festsetzung auf 25 EUR (DM 48,90), und 18 EUR (DM 35,20) für den ermäßigten Beitrag für Schüler, Studenten und Azubis, der sich damit ab dem Jahr 2002 nur ganz geringfügig erhöht. Diese Erhöhung soll aber der gesamten VdSArbeit zu Gute kommen. Am Ende der Versammlung teilte Otto Guthier mit, daß die Archenhold-Sternwarte in Berlin bereit ist, die VdS-Tagung 2003 auszurichten. Im Jahr 2003 feiert unsere Vereinigung das 50-jährige Bestehen und kehrt damit an den Ort ihrer Gründung zurück. Die Mitgliederversammlung wurde um 14:50 Uhr vom Vorsitzenden geschlossen.
Otto Guthier, VdS-Vorstand
Liebe Mitglieder, so läuft es für Sie richtig gut!
Sie sind umgezogen und wollen Infos der VdS, das VdS-Journal und Ihre abonnierten Zeitschriften weiterhin pünktlich erhalten? Dann geben Sie uns Ihre neue Anschrift schnellstens bekannt. Wenn Sie Zeitschriften im Abonnement über die VdS beziehen, geben wir die Anschriftenänderung automatisch an die Verlage weiter!
Sie haben uns eine Einzugsermächtigung erteilt und Ihre Bankverbindung
hat sich geändert? Informieren Sie die Geschäftsstelle bitte schriftlich. Ansonsten erbitten wir Zahlungen auf
unser Konto 11745 bei der Sparkasse Starkenburg, Heppenheim, BLZ 509 514 69. Zur Vermeidung unnötigen Verwaltungsaufwandes bitte immer mit Angabe Ihrer Mitglieds-Nr.
Sie möchten ,,Sterne und Weltraum" und/oder ,,Star Observer" über die VdS zu ermäßigten Abo-Preisen beziehen? Wenn Sie die Zeitschrift/en noch gar nicht im Abonnement beziehen, genügt
es, wenn Sie uns schriftlich mitteilen, ab wann das Abo über die VdS beginnen soll. Wir veranlassen dann alles Weitere. Wenn Sie schon DirektAbonnent sind, prüfen Sie bitte, zu welchem Termin Ihr Abonnement-Vertrag auslaufen kann und kündigen Sie diesen selbst fristgerecht beim Verlag. Dann teilen Sie uns den Start-Termin für Ihr Abo über die VdS mit. Sie möchten SuW und/oder Star Observer ab 1.1. des nächsten Jahres abonnieren bzw. zum 31.12. dieses Jahres kündigen? Teilen Sie uns dies bitte schriftlich bis zum 15.11. mit!
Wir finden es schade, falls Sie unsere Vereinigung verlassen möchten!
Aber wenn Sie fest entschlossen sind, beachten Sie bitte, dass der Austritt zum Jahresende nur mit einer dreimona-
tigen Frist möglich ist, d.h. Ihre Kündigung muss laut Satzung spätestens am 30.9. bei uns vorliegen. Nur zur Erinnerung: Eine Mitgliedschaft ist auch ohne Bezug einer Zeitschrift möglich!
Und so erreichen Sie uns: VdS-Geschäftsstelle / Vorsitzender Am Tonwerk 6, D-64646 Heppenheim Tel.-Nr. 0 62 52 / 78 71 54 Fax-Nr. 0 62 52 / 78 72 20 E-Mail Geschäftsstelle: service@vds-astro.de E-Mail Vorsitzender: vds-astro@t-online.de
VdS-Sekretariat - Frau H. Plötz Jagdfeldring 31, D-85540 Haar Fax-Nr. 0 89 / 68 84 36 0
Wenn es für Sie gut läuft, dann sind auch wir zufrieden. Für Ihre Unterstützung herzlichen Dank!
VdS-Geschäftsstelle Charlotte Wehking
120 V D S > N A C H R I C H T E N
Günter D. Roth ist Ehrenmitglied der VdS
Im Rahmen der 25. Ordentlichen Mitgliederversammlung am 7. Oktober 2001 in Frankfurt schlug der Vorstand der Versammlung die Ernennung von Herrn Dipl.-Kfm. Günter Dietmar Roth aus Icking/Isartal zum Ehrenmitglied der Vereinigung der Sternfreunde e.V. vor. Die Laudatio hielt VdS-Vorstandsmitglied und Schriftführer Werner E. Celnik.
Günter D. Roth wurde am 28.9.1931 geboren. Seine Mitgliedschaft trägt die extrem niedrige Nummer 14. G. D. Roth ist eines der ersten Mitglieder unserer Vereinigung, deren Gründung am Rande der Herbsttagung der Astronomischen Gesellschaft 1952 in München intensiv diskutiert wurde. Kein Jahr später war es dann so weit: Die VdS wurde auf einer Tagung von Sternfreunden vom 8. bis 11. August 1953 in der Landesbildstelle in Berlin gegründet. An der konstituierenden Versammlung nahmen 74 Sternfreunde teil, doch konnte die VdS bereits nahezu 200 Mitglieder zählen, denn ca. 120 Sternfreunde hatten schon lange vorher ihre Mitgliedschaft erklärt. Darunter auch Günter D. Roth, sein Mitgliedsausweis datiert vom 2. Dezember 1952.
G. D. Roth engagierte sich intensiv in unserer Vereinigung. Von 1957 bis 1969 war er Vorstandsmitglied und Geschäftsführer der VdS. Seit 1964 ist er Mitherausgeber der bekannten astronomischen Zeitschrift ,,Sterne und Weltraum" (SuW). In den Jahren 1967, 1970 und 1971 übernahm er die Redaktion der ,,VdS-Nachrichten" die zusammen mit SuW erschienen, in den letzten beiden Jahren zusammen mit Hans Oberndorfer. Von 1982 bis vor kurzer Zeit war er Verlagsleiter bei SuW. G. D. Roth ist Mitglied der ,,Astronomischen Gesellschaft" und der ,,Royal Astronomical Society". Er ist ein aktiver Beobachter, der sich vor allem der Planetenbeobachtung verschrieben hat. Er betreibt seit Jahrzehnten astronomische Öffentlichkeitsarbeit durch seine Präsenz in Fernsehauftritten und als Verfasser und Herausgeber zahlreicher Astronomie-Bücher. Darunter Das Standardwerk der Amateur-Astronomie, das ,,Handbuch für Sternfreunde", oder das ,,Taschenbuch für Planetenbeob-
Abb. 1: Günter Dietmar Roth
nikationsfähigkeit sahen und sehen viele jüngere Amateure in Günter D. Roth eine Art ,,Vaterfigur" der AmateurAstronomie. Stets hat er die Ziele und Interessen unserer Vereinigung verfolgt, sie geschützt und verteidigt, denn sie entsprachen seiner persönlichen Überzeugung. Als Mitglied, als Vorstandsmitglied und Geschäftsführer und in seinen Funktionen im Bereich ,,Sterne und Weltraum".
Günter D. Roth ist ein vorbildlicher Amateur-Astronom. Die VdS kann sich
Abb. 2: Günter D. Roth (Mitte) erhält von Dr. Werner E. Celnik die Ehrenurkunde der Vereinigung der Sternfreunde, links: Otto Guthier. Aufnahme: Ulrich Schimek.
achter", beide inzwischen jeweils in 4. überarbeiteter Auflage erschienen.
Darüber hinaus war Günter D. Roth in der VdS viele Jahre Der Ansprechpartner für alle Fragen der Amateur-Astronomie. Eine Aufgabe, wie sie heute die VdSFachgruppen für ihre verschiedenen Fachgebiete übernommen haben. Durch seine freundliche, unaufdringliche Präsenz, sein Fachwissen, seine Besonnenheit und seine ausgeprägte Kommu-
glücklich schätzen, ihn unter ihren Mitgliedern zu wissen.
Die Mitgliederversammlung unterstützte einstimmig das Votum des Vorstands und ernannte Günter Dietmar Roth zum Ehrenmitglied der Vereinigung der Sternfreunde. Herrn Peter Völker ist für die Erstellung der Urkunde herzlich zu danken.
Werner E. Celnik
V D S > N A C H R I C H T E N 121
3. Verleihung der VdS-Medaille
Die VdS-Medaille ist eine Anerkennung der Vereinigung der Sternfreunde e.V. (VdS) für herausragende Arbeiten im Bereich der Amateur-Astronomie in Deutschland. Die VdS möchte damit Amateurastronomen und -innen ehren, die sich durch besondere Leistungen im Bereich der astronomischen Beobachtung, Auswertung oder Entdeckung, aber auch in der astronomischen Bildung hervorgetan haben.
Wolfgang Lille, einer der profiliertesten und bekanntesten Astrofotografen in Deutschland, vor allem auf dem Gebiet der Sonnenfotografie, erhielt im Rahmen der 25. ordentlichen Mitgliederversammlung die VdS-Medaille. Sternfreund Peter Völker hob in seiner Laudatio auf den neuen Träger dieser VdS-Auszeichnung die vielfältigen Arbeiten und Leistungen von Wolfgang Lille hervor. Neben den hervorragenden hochauflösenden Aufnahmen der Sonnengranulation, der Sonnenflecken und anderer Erscheinungen unseres Zentralgestirnes, die ihm auch die Anerkennung der Fachastronomen einbrachte, beschäftigte er sich auch mit der Herstellung von astronomischen Zusatzgeräten zur Sonnenbeobachtung. Der Beruf als Goldschmied kommt ihm dabei sicherlich entgegen.
Abb. 1: Wolfgang Lille hält seine Urkunde in der Hand und wartet auf die VdS-Medaille (s. u.), die Otto Guthier gerade auspackt. Peter Völker freut sich über die Preisverleihung. Aufnahme: Ulrich Schimek.
Der neue Preisträger wurde vom Vorstand aus mehreren eingereichten Vorschlägen ausgewählt. Wir gratulieren nochmals im Namen aller Hobbyastronomen Wolfgang Lille zu dieser Auszeichnung. Überglücklich nahm der Geehrte die speziell angefertigte VdSMedaille und eine Urkunde aus den Händen von Peter Völker und Otto Guthier in Empfang und dankte der VdS für diese Auszeichnung.
VdS-Vorstand
Hiermit möchten wir unsere Mitglieder bitten, Namensvorschläge für die Vergabe der 4. Medaille, die im Herbst 2002 überreicht wird, bis zum 31. März 2002 an die Geschäftsstelle einzusenden. Der VdS-Vorstand wählt bis 31. Juli 2002 den Presiträger aus den
eingereichten Namensvorschlägen per Abstimmung aus. Die Richtlinien für die Vergabe sind im VdS-Journal für Astronomie, Ausgabe 2, Herbst 1999 nachzulesen. Interessierten senden wir
gerne eine Kopie des Artikels zu.
122 V D S > N A C H R I C H T E N
Dr. Klaus Güssow verstorben
Ende September erreichte den Vorstand die traurige Nachricht, daß am 17. September 2001 der langjährige Vorsitzende der VdS, Herr Dr. Klaus Güssow im Alter von 84 Jahren verstarb. Herr Dr. Güssow war Ehrenmitglied der Vereinigung der Sternfreunde e.V. Unsere Anteilnahme und unser Mitgefühl gilt den Hinterbliebenen und insbesondere seiner Gattin. Noch im Sommer hatte uns Herr Güssow mitgeteilt, daß er die von ihm geführte Fachgruppe ,,Rechnende Astronomie" nicht mehr weiter führen kann und er den Vorstand um den Vorschlag eines
geeigneten Nachfolgers bittet. Dr. Klaus Güssow trat auf der 14. ordentlichen Mitgliederversammlung der VdS im Jahre 1979 in Karlsruhe die Nachfolge von Dr. Friedrich Frevert als Vorsitzender der VdS an. Er wurde in den Jahren 1981 in Köln, 1983 in Heppenheim und 1985 in Wetzlar wiedergewählt und übergab auf der 18. VdS-Tagung und Mitgliederversammlung in Bochum die Verantwortung an Herrn Dr. Werner E. Celnik.
Dr. Güssow wurde in Bochum zum Ehrenmitglied ernannt. In seiner Amtszeit kümmerte er sich in erster Linie um
das Thema Feriensternwarte der VdS. Anfang der 80er Jahre wurde in Orbetello/Italien ein Grundstein für eine Sternwarte gelegt, die allerdings nie realisiert werden konnte. In seiner Amtszeit wurde auch ein alternativer Standort in Aniane/Südfrankreich geprüft, der auf Vorschlag einiger Mitglieder des Vorstandes favorisiert wurde. Dr. Klaus Güssow konnte als Astronom und Mathematiker auf ein erfülltes Leben zurückblicken. Mit ihm verliert die VdS einen Mitstreiter für die Amateur-Astronomie in Deutschland. Otto Guthier, VdS-Vorstand
Beiträge, Bezugskosten und der Euro
Liebe Mitglieder,
wie Sie dem Tagungsbericht der 25. VdS-Tagung in dieser Ausgabe des VdSJournals entnehmen konnten, hat die Mitgliederversammlung den Mitgliedsbeitrag für die Zeit ab dem 1. Januar 2002 neu festgesetzt. Dies geschah nach einer ausführlichen, intensiven Diskussion.
Im Vordergrund stand dabei der Antrag des Vorstands die Erscheinungsfrequenz der Ihnen vorliegenden erfolgreichen Mitgliederzeitschrift ,,VdS-Journal für Astronomie" von bisher zweimal jährlich mit einem Umfang von insgesamt ca. 300 Seiten ab 2002 auf dreimal jährlich und 360 Seiten zu erhöhen. Die Haushaltsreserven der VdS wurden dazu für 2002 als ausreichend betrachtet, doch empfahl der Vorstand zur Weiterfinanzierung eine Erhöhung des Mitgliedsbeitrages ab 2003.
Die Mitgliederversammlung begrüßte einhellig kürzere Erscheinungsintervalle des Journals (eine Meinung, wie sie auch die erste Kurz-Auswertung der Mitgliederumfrage bestätigte). Mitglieder wiesen jedoch darauf hin, dass zum einen ab 2002 eine deutliche Erhöhung der Papierkosten zu erwarten sei, zum anderen erschiene es sinnvoll, die sehr engen Personalkapazitäten der VdSGeschäftsstelle zu erweitern. Weitere
Information: Neue Beiträge ab 2002
Laut Beschluß der Mitgliederversammlung vom 07. Oktober 2001 wurde der Mitgliedsbeitrag mit Wirkung vom 1. Januar 2002 für die Dauer von zwei Jahren neu festgelegt. In dem neuen Mitgliedsbeitrag ist die Herausgabe und Zustellung der eigenen Mitteilungsschrift ,,VdS-Journal für Astronomie" enthalten. Der Versand dieser Zeitschrift erfolgt in Zukunft dreimal pro Jahr. Alle weiteren Leistungen der VdS sind ebenso im neuen Mitgliedsbeitrag inbegriffen.
VdS-Mitglieder können die Zeitschrift ,,Sterne und Weltraum" zu ermäßigten Bezugskosten (ca. 30 % Rabatt) über die Vereinigung abonnieren. Auch der Bezug des ,,Star Observer" ist zu einem reduzierten Betrag über die VdS möglich. Selbstverständlich können Sie auch ohne den Bezug einer dieser beiden Zeitschriften Mitglied werden.
Die Mitgliederversammlung beschloß nachfolgende Mitgliedsbeiträge für die Jahre 2002 und 2003.
VdS-Mitgliedsbeitrag pro Jahr: für Erwachsene für Schüler, Studenten und Auszubildende einmalige Aufnahmegebühr
EUR 25,00 EUR 18,00 EUR 7,00
Bezugskosten für ,,Sterne und Weltraum" für 2002: - nur für VdS-Mitglieder; incl. Versand frei Haus -
Abo Inland Abo Inland Schüler, Studenten, Auszubildende Abo Ausland
EUR 62,40 (Direktabo EUR 81,60)
EUR 50,00 (Direktabo EUR 60,00) EUR 68,40 (Direktabo EUR 87,60)
Bezugskosten für ,,Star Observer" für 2002: - nur für VdS-Mitglieder; incl. Versand frei Haus -
Abo Inland Abo Inland Schüler, Studenten, Auszubildende
Der Vorstand
EUR 44,99 (Direktabo EUR 55,22) EUR 43,46
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Kosten sind außerdem durch die Umstellung der Buchhaltung auf ein modernes System zu finanzieren. Es erschien den meisten Mitgliedern nicht ausreichend transparent und auch organisatorisch nur schwer durchführbar, ab 1.1.2002 durch die Euro-Umstellung den Beitrag zu ändern und ein Jahr später dann den Beitrag zu erhöhen. Es wurde mit großer Mehrheit empfohlen, die Beitragserhöhung zusammen mit der Euro-Umstellung durchzuführen, um zum einen dem Vorstand ab sofort finanziellen Spielraum für die Realisierung der angesprochenen Projekte zu gewähren, zum anderen den organisatorischen und argumentativen Aufwand bei den zu erwartenden Beitragsumstellungen zu begrenzen.
Die Anhebung des Mitgliedsbeitrages auf nunmehr 25 Euro pro Jahr ist also keine ,,versteckte" Erhöhung mit der Währungsumstellung, sondern bringt den Mitgliedern sofort die gewünschte Erweiterung des VdS-Journals und bald auch einen besseren Service durch die Vereinsverwaltung.
Der Vorstand bittet Sie als VdS-Mitglied, unserer Vereinigung die Treue zu halten, die Beitragserhöhung von 42,- DM auf 25,- Euro (also um ca. 8 DM bzw. 4 Euro) pro Jahr zu akzeptieren und damit die Amateur-Astronomie im deutschsprachigen Raum weiterhin zu unterstützen.
Werner E. Celnik, Schriftführer
17. ATT in Essen
von Werner E. Celnik
Alljährlich Anfang Mai ist er da: der Astronomische Tausch- und Trödel-Treff in Essen an der Ruhr. Im Jahr 2001 rief der Verein für Volkstümliche Astronomie wieder alle astronomischen Tausch- und Kaufinteressierten zum 5. Mai in die Gesamtschule Bockmühle an der Ohmstr. 32. Und diese Einladung hatte es mal wieder in sich. Auf der gewohnt riesigen Ausstellungsfläche von mehreren tausend Quadratmetern stellten zahlreiche Aussteller ihre Produkte in Sachen Astronomie vor: Teleskope und Montierungen, Okulare, optische Filter und anderes Zubehör, Bücher und astronomische Kataloge, Software jede Menge.
Noch mehr als in den Vorjahren waren die ,,Trödler" vertreten - Amateure, die mehr oder weniger stark gebrauchte Instrumente, Kameras und Zubehör zum Tausch oder Kauf anbieten. Gut so! So manche Gelegenheit wurde beim Schopf gepackt und z.B. Teleskop gegen Kameraobjektiv getauscht... Fast den Kopf eingerannt hätte sich der Verfasser an einem Ausstellungsstück: einem 80 cmDobson, dessen Tubus bis zur Decke reichte. Im Laufe des Tages traten sich mehrere tausend Besucher (fast) auf die Füße. Sie belagerten nicht nur die Verkaufsstände, sondern informierten sich auch bei den Info-Ständen dutzender astrono-
mischer Gruppen, Vereine und Volkssternwarten aus dem ganzen deutschsprachigem Raum. So war auch der neue Messestand der VdS zeitweise überfüllt. Hier gab es den Vorstand der VdS zum ,,Anfassen", viele Infos, Aufkleber, T-Shirts und eine Präsentation auf dem Computerbildschirm stiessen auf lebhaftes Interesse. Neue Mitglieder konnten für unsere Vereinigung gewonnen werden. Zum lehrreichen Verweilen boten parallel zur Messe bekannte Astronomen Vorträge an, die noch besser besucht waren als im Vorjahr.
Man kann sich eigentlich nur wiederholen: Hin und Schnäppchen machen, Kontakte knüpfen, Neues aus der Astronomie hören. Es lohnt sich. Immer. Vielen Dank an die Veranstalter: Dieter Friedrich, Kurt Lachmann und Uwe Lennarts flitzten von einem Stand zum anderen und kümmerten sich um alles. Auch 2002 wird es wieder einen ATT geben, am 25. Mai.
Infos auf der Webseite www.astronomie.de/att-essen.
Abb. 1: Der VdS-Vorstand präsentierte den VdS-Messestand in völlig neuem Outfit. Aufnahme Uwe Reimann.
Abb. 2: Zeitweise war das Gedränge recht groß und die Stände stark belagert. Aufnahme Uwe Reimann.
124 V D S > V O R O R T
20. Kometen- und Planetentagung in Violau
von Hans-Dieter Gera
Vom 1. bis 5. Juni 2001 fand in Violau eigenen Bilder hochzuladen und gleich- meister und Wolfgang Meyer stellten die
die 20. Planeten- und Kometentagung zeitig Bilder anderer Beobachter herun- Ergebnisse der Aphelopposition 1997
statt, die vom Arbeitskreis Planeten- terzuladen.
vor. Besonders bemerkenswert war das
beobachter als Fachgruppe der VdS ver- Rudolf Hillebrecht, Bad Gandersheim, Abschmelzen der Nordpolkappe des
anstaltet wird. Nachdem sich die brachte einen Erfahrungsbericht über Mars.
Amateure zu Beginn der achtziger Jahre Digitalkameras in der Astrofotografie. Detlev Niechoy, Göttingen, präsentierte
in Berlin, Hof und Heppenheim getroffen Wenngleich einige der präsentierten die Beobachtungsergebnisse von Venus
hatten, wurde Violau ab 1985 ständiger Ergebnisse im Bereich allgemeiner und Merkur, die bei den letzten
Tagungsort. Dass dieses nur gut 100 Fotografie durchaus beachtlich sind, so Elongationen gewonnen werden konn-
Seelen zählende malerisch gelegene können sie doch mit speziellen Astro- ten.
Dorf im Naturpark Augsburger Westliche CCDs kaum mithalten.
Dr. Georg Dittie, Bonn, stellte sein GIOT-
Wälder auserkoren wurde, hat mehrere Kurt Hopf, Hof, stellte die Möglichkeit TO-Projekt vor. Hier handelt es sich um
gute Gründe: Zum einen steht mit dem virtueller Messung von Planetendurch- Planetenbeobachtung mittels Video
von Christoph Mayer familiär
oder Webcams, welches durch
geführten Bruder-Klaus-Heim
das PD-Programm GIOTTO
eine optimale Tagungsstätte
unterstützt wird. Obwohl hier
zu Verfügung, die es den
keine teuren CCD-Kameras
Teilnehmern ermöglicht, auch
zum Einsatz kommen, können
Angehörige mitzubringen. Zum
Spitzenresultate erzielt wer-
anderen gibt es die dem
den, wodurch das Programm
Bruder-Klaus-Heim angeglie-
vor allem für weniger begü-
derte Sternwarte, die über
terte Amateure interessant
eine Ausstattung verfügt, derer
wird.
sich manches professionelle
Uwe Schmidtmann, Kreiensen,
Institut nicht zu schämen
brachte eine umfangreiche
bräuchte. Gegründet wurde
Einführung in die CCD-Technik
die Sternwarte in der zweiten
von der Theorie (Zusammen-
Hälfte der sechziger Jahre von
hang Pixelgröße/Brennweite,
Christoph Mayers Vater Martin,
Grundlagen CCD-Technik und
der bis zu seinem Ruhestand
Bildberechnung) bis zur Praxis
1997 auch Heimleiter war.
(Fokussierung, Schärfen mit
Außerdem verfügt Violau trotz Abb. 1:
unscharfer Maskierung, Skal-
des nur etwa 30 km entfernten Im ,,Schwäbischen Himmelreich", dem Vortragsraum des
ierung).
Augsburg über einen exzellen- Bruder-Klaus-Heimes in Violau. Aufnahme Kurt Hopf.
Hans-Jörg Mettig, Freiburg,
ten Nachthimmel.
stellte sein PC-Programm
So fanden auch in diesem Jahr
JUPOS vor, das die genaue
zu Pfingsten wieder zahlreiche
Auswertung von CCD-Auf-
Sternfreunde und deren Familien den messern mittels eines Computerpro- nahmen des Jupiter erlaubt. Besonders
Weg nach Violau, um sich bei Vorträgen gramms vor. Dieses ist von hohem ist das Programm für Jupiterbeobachter
und Workshops auszutauschen und didaktischem Wert und speziell für geeignet, die Wolkenstrukturen und
Anregungen für die praktische Arbeit zu Schulen gedacht - was kein Wunder dar- deren Bewegung anhand eigener Bilder
sammeln. Und letztlich sind die stellt, weil der Vortragende selbst in verfolgen möchten.
Amateure im Verlauf der Jahre zu einer Hauptprofession Lehrer ist.
Nach soviel Praxis bedurfte es natürlich
Familie zusammengewachsen, was nicht Konrad Horn, Salem, präsentierte einige auch einiger Auflockerung, und wer
zuletzt auch mit der Betreuung durch die gelungene CCD-Aufnahmen des Kome- könnte besser dafür sorgen als Daniel
Familie Mayer und deren Team zusam- ten S4/LINEAR.
Fischer aus Königswinter. Aus aktuellem
menhängt.
Hans-Dieter Gera, Bochum, lieferte einen Anlass stellte er zusammen mit Uwe
Robert Schwebel, Kiel, stellte eine Einblick in die Geschichte des Lowell- Schmidtmann ein Video vor, das die
beachtenswerte Idee vor: Viele der aus- Observatoriums in Flagstaff/ Arizona.
bemerkenswertesten totalen Sonnen-
wertbaren Planetenaufnahmen mittels
finsternisse der letzten dreißig Jahre in
CCD finden kaum den Weg zu den aus- Der Schwerpunkt der diesjährigen mehr oder weniger gelungenen Clips
wertenden Sektionen, weil sie auf diver- Tagung lag eindeutig bei den Work- zeigte.
sen Festplatten verstreut sind. So wäre shops. So ist die Auswertung der aktu- Was wäre die Violauer Tagung ohne ihre
eine webbasierende Datenbank wün- ellsten Marsbeobachtungen schon traditionellen Bestandteile? An erster
schenswert, eine Art Server, die es immer die Domäne der Berliner Ama- Stelle ist natürlich der Fachvortrag zu
jedem Interessierten ermöglicht, seine teurastronomen gewesen. Jörg Briese- nennen, für den der Münsteraner Planet-
V D S > V O R O R T 125
ologe Dr. Karsten Seiferlein gewonnen werden konnte. Sein Vortrag über Kometen versuchte den Bogen zu spannen von der klassischen und modernen Astronomie über die Kometenphysik bis zu den geplanten Experimenten mit dem ROSETTA-Lander, an dem Dr. Seiferlein maßgeblich beteiligt ist. Obwohl seit einigen Jahren im Ruhestand, ist Martin Mayer immer noch mit Leib und Seele bei der Violauer Tagung. Seine diesjährige Exkursion führte zum Steinheimer Becken, dem Schwesterkrater des Nördlinger Ries, wo Dr. Heizmann aus Stuttgart Wissenswertes zur Geschichte des Kraters beisteuerte und auch durch das kleine, aber bemerkenswerte Kratermuseum führte. Eine Führung durch die Martin Mayers Sternwarte ist selbst für die, die sie
schon kennen, immer wieder ein Erlebnis. Was vor über dreißig Jahren mit einer einfachen Schiebedachhütte und einem 15 cm-Coude-Refraktor begann, hat sich heute zu einem respektablen Observatorium entwickelt, dessen Highlight der 76 cm-Newton mit einer Brennweite von 3,9 m ist. Außerdem gibt es neben weiteren Instrumenten noch einen 30 cm-Schaer-Refraktor sowie ein Kleinplanetarium ZEISS ZKP-1, das vor drei Jahren das alte GOTO-Gerät ablöste. Natürlich durfte das Tagungsmagazin VIOLAU TODAY nicht fehlen. Paul Hombach, Dennis Möller, Josef Müller, Robert Schwebel, Andre Nikolai, und Bernd Brinkmann setzten hier die Akzente. Mit dem traditionellen Violauer Fest bei original bayerischer Brotzeit, Alten-
münster Bier und Musik von der Violauer Blaskapelle fand eine gelungene Tagung ihren Abschluss. Einziger Wermutstropfen war das schlechte Wetter, das keine praktischen Beobachtungen zuließ. Aber daran ist man in Violau (leider) gewöhnt. Etwas beklagenswert mag auch die Tatsache sein, dass anscheinend kaum Anfänger den Weg nach Violau finden und daher der Eindruck entsteht, es handele sich hier um eine reine Insiderveranstaltung, bei der Anfänger fehl am Platze sind. Genau das Gegenteil ist der Fall. Mag dieser Bericht dazu beitragen, Anfänger in der Sternkunde zu motivieren, nach Violau zu kommen! Es lohnt in jedem Fall - schon wegen des Violauer Geistes. Man kann ihn nicht definieren - aber jeder, der in diesem Jahr dort war, hat ihn deutlich gespürt.
6. Internationale Astronomiewoche in Arosa (Schweiz)
- 12. bis 18. August 2001
von Max Spindler
Bereits zum sechsten Mal verwandelte ermöglichte. Dass sich sogar das Beobachtungsnacht auf dem Weisshorn
sich das auf 1800 Meter über dem Meer Schweizer Fernsehen anlässlich der für die Perseiden interessierte und in
gelegene Arosa in der Schweiz
der Nachrichtensendung ,,10
zum Anziehungspunkt für
vor 10" am folgenden Tag
Sternfreunde. Über 40 Ama-
einen Beitrag ausstrahlte,
teurastronomen kamen mit
unterstrich die Bedeutung der
dem Ziel, von hochkarätigen
Astronomiewoche.
Referenten in zahlreichen
Der Präsident des Organisa-
Vorträgen über neue Forsch-
tionskomitees, Frank Möhle,
ungsresultate und Forschungs-
eröffnete vor einem erwar-
projekte unterrichtet zu wer-
tungsvollen Publikum am
den und ihrem Hobby, der
Sonntag, 12. August, die
Beobachtung von Himmels-
Astronomiewoche. Nach Gruß-
objekten, zu frönen. Um es
worten von Herrn Schwarzen-
gleich vorweg zu nehmen:
bach von Arosa Tourismus
Sämtliche Vorträge (es waren
und Herrn Dr. Dieter Späni
neunzehn!) waren didak-
von der Schweizerischen
tisch/methodisch ausgezeich-
Astronomischen Gesellschaft
net, unterhaltsam und von
wandte sich als ,,special
sehr hohem Informations-
guest" Dr. Claude Nicollier,
gehalt. Zudem offenbarte sich
,,Der Schweizer im All", an die
auch Petrus als Sternfreund,
Anwesenden und betonte, wie
bescherte er doch den Teil- Abb. 1:
wichtig der Kontakt zwischen
nehmern und Referenten herr- Claude Nicollier mit den Mitgliedern des Organisations-
Profi- und Amateurastronomen
liches Wetter, was vier Beob- komitees vor dem Kino in Arosa (v.l.n.r.: Martin Schwarz,
ist. Beim traditionellen Apero,
achtungsnächte bei guten bis Frank Möhle, C. N., Thomas Castelberg, Lorenz Schwarz).
gespendet von Arosa Touris-
sehr guten Bedingungen Aufnahme Susi Eichenberger.
mus, war Gelegenheit, alte
136 I M P R E S S I O N E N
Abb. 4 (links): Die südliche Milchstraße im Sternbild Schütze. Jürgen Balk belichtete im Juli 2001 auf der Mittelmeerinsel Ibiza 9 Minuten mit Objektiv 1:2,8/135 mm auf Ektachrome 200 prof. Die Nachführung der Kamera auf den Sternhimmel erfolgte manuell und ohne Kontrolle mit einer einfachsten ,,Holzklappenmontierung".
Abb. 5 (unten): Ein Ausschnitt aus dem Sternbild Orion: Teile von Barnard's Loop (links), M 78 (mitte) und NGC 2024 (unten rechts). 30 Minuten belichtete Aufnahme von Knut Schaeffner mit einem 12 Zoll-Deltagraphen 1:3,3/900 mm, wobei ein Tokai-Deep SkyFilter (Ø 82 mm) dem Film Kodak Ektar pro Gold 400 (GYP 400) vorgeschaltet war. Beobachtungsort war Kreben (Mittelfranken). Die Nachführung erledigte ein Leitrohr 90/900 mm mit ST-4 CCD-Kamera. Die Ansteuerung der Objekte erledigte eine FS-2 Steuerung. Die Planlage des Films im Rollfilmhalter wurde durch Ansaugung gewährleistet.
Abb. 6: Komet LINEAR A2 am 25.6.2001 fotografierte Stefan Binnewies um 3:25 UT 25 Minuten lang auf Kodak Portra VC Rollfilm mit 300 mm Brennweite. Standort war die Farm Tivoli in Namibia.
I M P R E S S I O N E N 137
Abb. 7: Der Komet C/2001 A2 (LINEAR) wurde von Rainer Sparenberg, Volker Robering und Bernd Schröter am 25.6.2001 auf der Farm Tivoli in Namibia abgelichtet. Sie verwendeten einen 400 mm-Hypergraphen bei Blende 8 und 3,2 m Brennweite, Fuji NHG 800 Film und hielten den Verschluss für 35 Minuten geöffnet.
138 I M P R E S S I O N E N
Abb. 8: Stefan Binnewies fertigte eine Mehrfachbelichtung der an seinem Standort partiellen Sonnenfinsternis am 21.6.2001 von 10:15 bis 13:34 UT an. Er verwendete ein 300 mmObjektiv und Fuji Velvia Rollfilm. Anschließend belichtete er den Vordergrund mit 105 mm Brennweite. Standort war die Farm Tivoli in Namibia.
Abb. 9: Den 2. Kontakt der totalen Sonnenfinsternis am 21.6.2001 fotografierte Paul Hombach mit 1/60 Sekunde Belichtungszeit Fuji Sensia 100 Film durch einen 80/640 mm-Fluorit-Refraktor, dessen Brennweite er mit einem Telekonverter auf 1280 mm verdoppelte. Sein Standort: Bonaventura-College, Lusaka/ Zambia.
Abb. 10: Bildkomposition von der totalen Sonnenfinsternis am 21.6.2001, beobachtet auf dem Flughafen von Lusaka/Zambia. Das Vordergrundfoto stammt von Miyuki Shishido, die ein 20 mm-Weitwinkelobjektiv verwendete. Hans Schremmer komponierte das Weitwinkelbild mit einer seiner Aufnahmen von der Sonnenkorona, die er mit einem Objektiv 1:10/ 1000 mm auf Fujichrome 100 ohne Nachführung anfertigte. Das Bild soll die Stimmung auf dem Beobachtungsplatz einige Sekunden vor der Totalität widerspiegeln. Der Himmel zeigte ein tiefes Blau. Am Horizont war noch eine orangefarbene Helligkeit zu erkennen. Die Sonne ist hier größer dargestellt, als sie in Wirklichkeit zu sehen war, um mehr Details sichtbar werden zu lassen. Weitere Aufnahmen bei www.schremmer.de
I M P R E S S I O N E N 139
Abb. 11 (oben): Die totale Sonnenfinsternis am 21.6.2001, beobachtet auf dem Flughafen von Lusaka/Zambia. Hans Schremmer fotografierte die mittlere Korona mit ihren ausgeprägten Strahlen 4 Sekunden lang mit einem Objektiv 1:10/1000 mm auf Fujichrome 100. Weitere Aufnahmen bei www.schremmer.de
Abb. 12 (unten): Die Jupiterbedeckung durch den Mond am Taghimmel des 12.9.2001 beobachtete Dietrich Ehmann. Um 12:40 UT belichtete er Mond und links daneben die Planetenscheibe des Jupiter 1/250 Sekunde durch ein Objektiv 1:10/1000 mm auf Kodak Elite 100 Film.
Abb. 13 (unten)
140 R Ü C K B L I C K
Vor 15 Jahren: Komet 1P/Halley im Perihel
von Werner E. Celnik, Otto Guthier und Axel Thomas
Wer von den Lesern erinnert sich noch? Im Jahr 1986 beherrschte der berühmteste aller Kometen, der Halleysche Komet die Schlagzeilen innerhalb und außerhalb der wissenschaftlichen Szene. Nach seinem letzten Periheldurchgang im Jahr 1910 wurde er als Komet 1982i im Jahr 1982 mit Großteleskopen wiederentdeckt. Doch erst Ende 1985 wurde er für Amateurinstrumente interessant. Am 9. Februar 1986 durchlief Halley sein Perihel, unbeobachtbar, da er hinter der Sonne stand. Leider war Halley auf der Nordhalbkugel insgesamt nicht so toll zu beobachten, er war bei dieser Erscheinung ein Südhimmel-Objekt. Folglich reisten zahlreiche Amateure in südliche Gefilde, um den Kometen zu erleben. So auch die drei Verfasser. Hier waren mit bloßem Auge Schweiflängen bis zu 16 Grad erkennbar, fotografisch mehr als 30 Grad . Die Koma wurde bis zu 2 mag hell. Die Geometrie des Schweifes änderte sich stark, zeitweise waren zahlreiche Schweife zu beobachten, die über einen Gesamtwinkel von mehr als 140 Grad verteilt waren.
Axel Thomas berichtete seinerzeit: 22. März 1986, frühmorgens. Ein böiger Wind weht über eine exponierte Ecke der Cañadas, der vulkanischen Hochebene von Teneriffa. Obwohl es langsam empfindlich kalt wird in unserer wegen der vermeintlich südlichen Lage viel zu dünnen Kleidung schauen wir alle unverwandt in Richtung Südosten: Dort steht er also, der ,Jahrhundertkomet` Halley. Kein Vergleich zum trostlosen Anblick in Deutschland, aber auch nicht vergleichbar mit dem wunderbaren Kometen West vor 10 Jahren. Ein 4 Grad langer Schweif deutet zur südlichen Milchstraße, deren strukturierte Wolken einen intensiven Kontrast zum pechschwarzen Himmel bilden. Der Kampf mit der Aufstellung der Montierung, über
Abb. 1 (links): 1P/Halley am 23.2.1986 um 8:50 UT in der Morgendämmerung direkt, d.i. nur wenige Grad über dem Osthorizont, 14 Tage nach dem Periheldurchgang, 15 min belichtet mit Objektiv 1:4/300 mm auf Kodak P800, Ort: La Silla / Chile, Bildautoren: W. E. Celnik, W. Schlosser, R. Schulz, P. Svejda, K. Weißbauer. Die Gesamt-Schweiföffnung beträgt ca. 140 Grad . Ganz rechts der bläuliche Gasschweif.
Abb. 2 (unten): Der Halleysche Komet und die Milchstraße am 22.3.1986 um 6:42 UT, Axel Thomas und Ralph Muth belichteten mit einem Objektiv 1:4,0/80 pmm 10 Minuten lang auf Agfachrome 1000RS (6x6) in Teneriffa.
dem wir zuerst den Aufgang des Kometen gar nicht bemerkt haben, ist beendet und wir konzentrieren uns bis zur Dämmerung darauf, den Kampf gegen den Wind beim Nachführen zu gewinnen. Die Bilder sind im Kasten, Schulterklopfen. ,,War doch nett, oder?" Langsam verblaßt der Komet am Morgenhimmel. Hier drei Aufnahmen aus dem Februar, März und April 1986.
Abb. 3: Komet Halley am 8.4.1986 um 1:55 UT,
21 min belichtet mit Flat-Field-Camera 1:3,5/500 mm auf TP 2415 hyp.,
Aufnahme von Bernd Flach-Wilken und Otto Guthier in Karichab / Namibia.
R E Z E N S I O N E N 141
Stars am Nachthimmel
Der sichere Wegweiser zu den 50 schönsten Himmelsobjekten
von Stephan Korth und Bernd Koch, 132 Seiten, Kosmos Verlag Stuttgart 2001, DM 29,90, ISBN 3-440-08526-0
Das Buch wendet sich an alle, die in die Praxis der visuellen Deep-Sky-Beobachtung einsteigen wollen. Insofern schließt es sicher eine Marktlücke. Wem der ,,Karkoschka" oder der ,,Deep-Sky-Reiseführer" bereits zu umfangreich oder zu anspruchsvoll sind, der wird hier bestens versorgt. Nicht nur mit Objekten - dem Titel nach der Schwerpunkt des Buches, sondern auch mit Techniken, Daten und jede Menge Beobachtungstipps. Das beginnt bereits mit der Auswahl des Instruments, des Beobachtungsplatzes aber auch bei der notwendigen Kleidung (mit Hinweis auf das Wetter). Man spürt, dass die Autoren eine gehörige Portion Erfahrung mitbringen, die sie hier leicht verständlich an den Mann/die Frau bringen. Das Niveau ist so, dass auch Anfänger keine größeren Schwierigkeiten haben sollten, auch wenn sich gewisse astronomische Fakten nicht vermeiden lassen. Es gibt Bücher, die von der Schönheit des Nachthimmels schwärmen aber wenig praktischen Nutzen bringen. Hier bekommt man durch die Darstellung der Objekte wirklich Lust, die Sachen auszuprobieren, sprich zu beob-
achten. Dabei ist die Teleskopöffnung bewusst niedrig angesetzt: von Null (bloßes Auge) bis ca. 100 mm (kleiner Reflektor).
Der Aufbau des Buches ist sehr übersichtlich. Für jedes Objekt ist eine Doppelseite reserviert, die einheitlich gestaltet ist. Damit hat man alles im
Blick: Links findet man die praktischen Information bzw. Objektdaten, rechts die Aufsuchekarten. Als Zugabe gibt es noch eine Amateuraufnahme des Objekts, wobei verschiedene Teleskope verwendet wurden. Gerade die Kombination visuell/fotografisch ist sehr reizvoll, vor allem weil eben keine Hubble-SpaceTeleskop-Aufnahmen den Blick verfälschen. Es wird vielmehr darauf hingewiesen, dass die Bilder bereits Strukturen zeigen, die man bei größerer Öffnung (200 mm oder mehr) erkennen kann. Positiv ist hier die Beschreibung des visuellen Eindrucks bei verschiedenen Öffnungen.
Zum Aufsuchen wird auf ,,Starhopping" gesetzt und das ist sehr vernünftig - gibt es doch auch die populären ,,SkyComputer". Der Anfänger lernt auf diese Weise den Himmel maßvoll kennen, denn vor allem die Bedeutung und Einschätzung der Einheiten ,,Größenklasse" und ,,Bogenminute" bereiten anfangs große Probleme. Man kann sich natürlich darüber streiten, ob die vorgeschlagenen ,,Starhops" optimal sind - da hat wohl
142 R E Z E N S I O N E N
jeder seinen eigenen Weg. Wichtig ist allein, dass hier mit Methode und somit erfolgreich vorgegangen werden kann (,,der sichere Weg") - nur so macht es Spaß. Und den kann man auch als Fortgeschrittener mit dem Buch haben, sind doch auch Objekte wie ,,Hubble`s variabler Nebel" (NGC 2261) im Programm. Die Auswahl ist bewusst subjektiv und daran gibt es nichts zu kritisieren.
Die Autoren haben sich wirklich Mühe gegeben und sorgfältig gearbeitet. Sie bedenken auch Kleinigkeiten, z. B. dass die Karten auch mit roter Taschenlampe lesbar sind oder dass einem mitunter kopfstehende oder seitenverkehrte Bilder das Leben schwer machen können. Durch die jahreszeitliche Anordnung, wird man schließlich einmal am Himmel herumgeführt - nach einem Jahr Praxis
kann man sich dann zurecht als ,,Aufsteiger" fühlen! Fazit: Viel Information, ein ansprechendes, klares Konzept und eben 50 ,,Stars am Nachthimmel", die es zu entdecken gilt - sehr zu empfehlen!
Wolfgang Steinicke
Drehbare Kosmos-Sternkarte
Von Hermann-Michael Hahn und Gerhard Weiland, Franckh-Kosmos Verlags-GmbH, Stuttgart 2001. Drehbare Sternkarte mit Begleitheft, 24 Seiten mit Farbabbildungen, DM 29,90, ISBN 3-440-08061-7
Die neue drehbare Kosmos-Sternkarte ist die neueste Auflage in einer langen Reihe an drehbaren Sternkarten der vergangenen Jahrzehnte. Die Sternkarte kommt zusammen mit einem kleinen Anleitungsbüchlein in einer Klarsichtpackung und wird problemlos aus einem viereckigen Spritzrahmen entlang einer Perforation herausgebrochen. Auf flexiblem Plastik ist das Kartenbild in blauen Farbtönen mit schwarzer Beschriftung und roter Ekliptiklinie gehalten, das sich auch bei nächtlichem Rotoder Grünlicht gut lesen läßt. Auf dem Deckblatt sind verschiedene Linien für bürgerliche, nautische und astronomische Dämmerung aufgedruckt, die zusammen mit dem Sonnenstand eine Abschätzung der Dämmerungsverhältnisse erlauben. Ein schwarzer Datumsring, eine graue Zeitleiste zum Ablesen der mittleren Sonnenzeit, eine rote Rektaszensionsskala und ein roter drehbarer Planetenzeiger vervollständigen die Sternkarte. Sterne bis zur 4,5ten Größe bilden zusammen mit Symbolen für Doppelsterne, Veränderliche, Offene und Kugelsternhaufen sowie Gasnebel und Galaxien und den Umrissen der Milchstraße den Himmel ab.
Die Sterne sind mit weißen Linien zu Sternbildern verbunden, ausgewählte Messier- und NGC-Objekte sind mit ihren Nummern, wichtige Einzelsterne mit ihren Namen gekennzeichnet. Die Sternbilder sind durchgängig mit deutschen Namen gekennzeichnet, was mei-
ner Meinung nach im Einzelfall etwas zu weit getrieben wurde: der ,,Rinderhirte" ist nun mal eher als Bootes bekannt und, Hand aufs Herz: Wissen Sie, wie das ,,Hinterdeck" offiziell genannt wird?
Wer damit Probleme hat, kann sich auf den hinteren Seiten des von HermannMichael Hahn und Gerhard Weiland sehr gut gestalteten Begleitheftchens informieren, das eine Liste deutscher und lateinischer Sternbildnamen, sogar mit deren Genitivform, enthält. Auch in anderer Hinsicht ist diese Beilage vorbildlich: Sie spricht nicht nur alle wichtigen Punkte der Verwendung einer drehbaren Sternkarte an, sondern erläutert auch allgemeine astronomische Begriffe und historische Zusammenhänge ohne ,,Fachchinesisch". Die wenigen zur Illu-
stration verwendeten Astrobilder sind zwar erfreulicherweise einfache Amateuraufnahmen, aber in ihrer Qualität so schlecht, dass sie weder hübsch aussehen noch bei der Verdeutlichung von angesprochenen Sachverhalten viel helfen.
Die letzten Seiten enthalten Listen der Deep-Sky-Objekte, Veränderlichen und Doppelsterne, die in der Sternkarte zu
finden sind. ,,Gasnebel, Sternhaufen & Co" sind gut ausgewählt, bei den Veränderlichen haben die Autoren ihre Auswahlkriterien mit einer Mindestamplitude von 0,3 mag aber deutlich zu tief angesetzt, denn Sterne wie Gamma Cas, Lambda And und Eta Ori sind visuell kaum noch sinnvoll zu beobachten.
Insgesamt ist die Sternkarte aber ein gelungener Wurf und wird bei mir in Zukunft Verwendung finden. Und das ,,Hinterdeck" heißt übrigens Puppis...
V O R S C H A U 143
Maltas Tempel
Zwischen Religion und Astronomie
von Klaus Albrecht, Verlag Sven Näther, Wilhelmshost 2001, 120 Seiten, 67 Abbildungen, DM 25,-, ISBN 3-934858-01-5
Die Frage, ob die Relikte neolithischer Architektur, wie sie uns z. B. in der Bretagne, Irland, England oder auch in Malta begegnen, einst eine astronomische Orientierung aufwiesen, ist durchaus heikel. Denn genaue Datierungen der Anlagen sind oft nicht möglich, so dass der Unsicherheitsfaktor in Bezug auf die Präzessionsbewegung der Erdachse oft ein erheblicher ist.
Die Entstehung der etwa ein Dutzend noch erhaltenen Tempelanlagen auf Gozo, dem Nachbareiland der Mittelmeerinsel Malta, wird für die Zeit zwischen 3600 und 2500 v. Chr. angenommen. Im Gegensatz zu einigen vergleichbaren Anlagen in Irland, die unumstritten charakteristische Sonnenlichteinfälle zu den Sonnenwenden und Tages- und Nachtgleichen aufwiesen, wird eine astronomische Orientierung der maltesischen Tempel in der zuständigen Fachwissenschaft bis jetzt mit großer Skepsis gesehen. Der Autor dieses Buches hat im Dezember 1999 die neolithischen Tempel
Maltas genau vermessen und entsprechende Skizzen angefertigt. Er kommt zum Schluss, dass die Anlagen in ihrer überwiegenden Zahl nach Südosten ausgerichtet sind, also in Richtung der aufgehenden Sonne zur Zeit der Wintersonnenwende - wofür freilich kein höheres astronomisches Wissen der Erbauer angenommen werden muss. Abgesehen von dieser fachlichen Diskussion um eventuelle astronomische Ausrichtungen stellt dieses Buch einen idealen Führer zur Erkundung dieser vorgeschichtlichen Stätten dar, wie ich ihn mir gewünscht hätte, als ich selbst vor einigen Jahren Malta bereiste. Zunächst bietet Albrecht einen allgemeinen Literaturüberblick zu den bisherigen wissenschaftlichen Erkenntnissen und den wesentlichen Charakteristika jener Anlagen.
Es folgt ein Kapitel zu mutmaßlichen religiösen Bezügen, die die Tempel hatten, was aufgrund fehlender Schriftquellen zwangsläufig rasch im Spekulativen enden muss. Der Hauptteil des Buches schildert jede der Tempel-
anlagen im Einzelnen, deren genaue Lage, Zustand und aktuelle Zugänglichkeit, ergänzt durch lebendige Auszüge aus dem Expeditionstagebuch des Autors, genauen Skizzen und Messdaten sowie auch Bildern, worauf jeweils eine Diskussion aus archäoastronomischer Sicht folgt. Der Anhang des Buches enthält 39 Farbbilder der Tempel, die das Beschriebene sehr plastisch werden lassen. Für Maltareisende, die sich für dieses kulturelle Highlight der Mittelmeerinsel interessieren, ist dieses Buch uneingeschränkt zu empfehlen.
Edgar Wunder
Und das lesen Sie u. a. im nächsten Heft:
· Deep-Sky in Deutschland, Teil 2
! · Eye & Telescope, ein neues Programm für die visuelle Beobachtung
· Erfahrungen mit dem Bresser-Pulsar 120/1000 mm
· Über den Dächern der Stadt - Eine Dachsternwarte im Selbstbau
Bitte haben Sie Verständnis dafür,
· Piggyback - Astrofotografie ohne motorische Nachführung
wenn wir einzelne der genannten
· Polarlichter vom 11. April 2001
Berichte aus organisatorischen oder
· Das Hypern von Farbnegativfilmen
technischen Gründen nicht vorstellen
· Deep-Sky-Astrofotografie in lichtverschmutzten Gebieten
oder nochmals verschieben müssen.
· Selbstbau-CCD-Astrokamera für jedermann
· Kleinplanetenjagd am Südhimmel
Die Redaktion
· In einer Baustelle des Asteroiden-Wissens
· Duka-Technik für H-alpha-Aufnahmen
· Astrologieseminare
· Die Sonnenfinsternis vom 17. April 1912, hart an der Grenze zur Totalität?
· Die große Sculptorgalaxie NGC 253 - oder ein 130 mm-Refraktor läßt tief blicken
· Schwarze Sonne, Rotes Land
· Die Reise zur totalen Sonnenfinsternis in Madagaskar
· Mut! Oder vom Vergnügen am und für's Publikum
· Der neue Vorstand stellt sich vor
144 V O R S C H A U
Terminkalender
Sa 12.1. - Sa 19.1.2002 Seminar ,,Praktische Astronomie - eine Einführung"
Ort: Veranstalter:
Infos:
Kulm-Hotel, Gornergrat, Zermatt, Schweiz Astronomische Arbeitsgemeinschaft Gornergrat, Werner E. Celnik, Otto Guthier Dr. W. E. Celnik, Graudenzer Weg 5, D-47495 Rheinberg, E-Mail: astrographic@voerde.globvill.de
Sa 16.2.2002 2. Astronomie-Treff Hückelhoven
Ort: Veranstalter:
Infos:
Gymnasium Hückelhoven Astronomie AG des Gymnasiums Hückelhoven Tel. 02433-86052 oder 02433-86841, Fax: 02433-85805, E-Mail: astroag@freenet.de
Fr 22.3. - So 24.3.2002 Frühjahrsseminar des Arbeitskreises Meteore / VdS-FG Meteore und atmosphärische Erscheinungen
Ort:
Veranstalter: Infos: Anmeldung:
Leibnitz-Institut für Atmosphärenphysik in Kühlungsborn Arbeitskreis Meteore / VdS-FG Meteore www.meteoros.de Ina Rendtel, Mehlbeerenweg 5, 14469 Potsdam, Tel.: 0331/520707, E-Mail: IRendtel@t-online.de
Fr 29.3. - Mo 1.4.2002 (Ostern) Astronomisches Abenteuer Camp AAC 2002
Ort: Veranstalter:
Info:
Mühle Mehr bei Kleve am Niederrhein Moerser Astronomische Organisation e.V. mit Unterstützung der VdS AAC c/o Jörg Dietrich, Babette-Koch-Weg 2/223, D-53121 Bonn, Tel. 0228-624674, E-Mail: joerg@dietrich.net
Fr 19.4. - So 21.4.2002 Deep-Sky-Tagung DST 2002
Ort: Veranstalter:
Info: Anmeldung:
Hotel auf dem Eisenberg, Hessen VdS-Fachgruppe Deep-Sky & Astrophotografie www.fachgruppe-deepsky.de Klaus Veit, Schafhofstraße 6, 90556 Cadolzburg, E-Mail: dst@naa.net
Fr 3.5 - So 5.5.2002 Tagung der VdS-Fachgruppe Spektroskopie
Ort:
Veranstalter: Info:
Kopernikusschule u. Sternwarte Freigericht bei Hanau VdS-Fachgruppe Spektroskopie Ernst Pollmann, Charlottenburgerstr. 26c, 51377 Leverkusen, E-Mail: pollmann@aol.com, Fax: 0403603038949, Tel: 0214-91829
Mi 8.5. - So 12.5.2002 (Chr. Himmelfahrt) ITV, Internationales Teleskoptreffen Vogelsberg
Ort:
Vogelsberg bei Fulda
Info:
Walter Kutschera, Ulrichsteiner Str. 24,
D-36325 Feldatal
(gegen frankierten Rückumschlag!),
Tel. 06645-8754, Fax: 06645-8756,
E-Mail: WalterKutschera@t-online.de
Sa 25.5.2002 18. ATT, Astronomischer Tausch und Trödel Treff
Ort:
Veranstalter: Info:
Gesamtschule Bockmühle, Ohmstr.32, 45143 Essen Verein für Volkstümliche Astronomie e.V. Verein für Volkstümliche Astronomie e.V., Weberplatz 1, D-45127 Essen (Bitte mit DM 3,- frankierten DIN-C-5 Rückumschlag einsenden), Tel./Fax: 0201-510401, E-Mail: vva.essen@astronomie.de
Fr 21.6. - So 23.6.2002 5. Kleinplanetentagung der VdS-FG Kleinplaneten
Ort:
Sternwarte Sonneberg / Thüringen
Info:
Gerhard Lehmann, Persterstr. 6h,
D-9430 Drebach, Tel. 034341-7590,
E-Mail: g.lehmann@abo.freiepresse.de
Sa 27.7. - Sa 10.8.2002
Astronomisches Sommerlager ASL 2002 der VdS
Ort:
Schullandheim Hobbach bei Aschaffenburg
Veranstalter: Jugendreferat der VdS
Info:
www.vds-astro-jugend.de/sommerlager
Susanne Hoffmann, Carl-von-Ossietzky-Str. 5,
D-14471 Potsdam, Tel: 0331/97 92 037,
E-mail: infoheft@vds-astro-jugend.de
Fr 30.8. - So 1.9.2002 VdS-Regionaltreffen der Volkssternwarte Bonn e.V.
Ort:
Jugendhof Rheinland bei Königswinter
Info:
Volkssternwarte Bonn e.V. und
Paul Hombach, E-Mail: phombach@aol.com
V O R S C H A U 145
Vorschau auf astronomische Ereignisse 2002
von Werner E. Celnik
Januar
1. 3.
6. 12. 13. 15. 18. 21. 24. 26. 28.
Jupiter in Opposition Quadrantiden, Meteorstrom-Maximum, 19:00 MEZ Letztes Viertel, 4:55 MEZ Merkur am Abendhimmel, 17:30 MEZ Neumond, 14:29 MEZ Mond 7 Grad südöstl. Merkur, 17:45 MEZ Mond 6 Grad südl. Mars, 21:00 MEZ Erstes Viertel, 18:46 MEZ Mond 1 Grad östl. Saturn, 18:15 MEZ Mond 5 arcmin nördl. Jupiter, 19:04 MEZ Vollmond, 23:50 MEZ
Februar
4. 12.
17. 20. 21. 23. 27.
Letztes Viertel, 14:33 MEZ Neumond, 8:41 MEZ Kleinplanet Juno in Opposition Mond 7 Grad südöstl. Mars, 19:00 MEZ Erstes Viertel, 13:02 MEZ Mond 30 arcmin südwestl. Saturn Mond bedeckt Jupiter, 3:51 MEZ Vollmond, 10:17 MEZ
März
5. 6. 12.
14.
15. 18. 19.
20.
22.
28.
Mond bedeckt Beta Scorpii, 3:13 MEZ Letztes Viertel, 2:24 MEZ Jupitermond Ganymed nur 37 arcsec neben Stern, 1:41 MEZ Jupiter 45 arcsec nordwestl. Stern, 1:00 MEZ Neumond, 3:02 MEZ Mond 5 Grad südöstl. Venus, 19:00 MEZ Mond 8 Grad östl. Mars, 20:30 MEZ Kleinplanet Vesta 2 arcmin südöstlich Saturn, 20:00 MEZ Frühlingsanfang, 20:16 MEZ Mond 4 Grad östl. Saturn, 19:30 MEZ Erstes Viertel, 3:28 MEZ Mond 6 arcmin nördl. Jupiter, 11:25 MEZ Vollmond, 19:25 MEZ
April
4. 6. 12. 14. 15. 16. 19. 20. 27. 28.
30.
Mai
4.
5.
7. 10. 12. 13. 14.
16. 19. 26.
Letzes Viertel, 16:29 MEZ Saturn 53 arcsec südlich Stern, 22:33 MEZ Neumond, 20:21 MEZ Mond 3 Grad südöstl. Venus, 20:30 MEZ Planetenkette im Westen 20:30 MEZ Mond bedeckt Saturn, 21:57 MEZ Mond 34 arcmin nördl. Jupiter, 0:50 MEZ Erstes Viertel, 13:48 MEZ Vollmond, 4:00 MEZ Mond 3 arcmin südl. Beta Scorpii, 22:23 MEZ Planetenkette im Westen, Merkur 6 Grad westl. Venus
Letztes Viertel, 8:16 MEZ Merkur am Abendhimmel, 21:00 MEZ Eta-Aquariden, Meteorstrom-Maximum, 2:00 MEZ Venus 2 Grad nördl. Saturn, 21:15 MEZ Venus 18 arcmin nördl. Mars, 21:20 MEZ Neumond, 11:45 MEZ Mond 3 Grad südl. Merkur, 20:45 MEZ Mond 1 Grad südl. Mars, 20:53 MEZ Mond 3 Grad südwestl. Venus, 20:53 MEZ Mond 4 Grad östl. Jupiter, 21:00 MEZ Erstes Viertel, 20:24 MEZ Vollmond, 12:51 MEZ
Abb. 1: Im Frühjahr ist es wieder soweit: Mitte März steht die ganz junge Mondsichel wieder steil über dem abendlichen Westhorizont. So ähnlich wie auf diesem Bild könnte es aussehen. Aufnahme von W.E.Celnik, H. Fülling, P. Riepe und H.G. Weber am 9.8.1983 um 20:30 UT mit Brennweite 85 mm auf ISO-100-Farbdiafilm, Ort: Sierra Nevada / Spanien.
146 H I N W E I S E
Name
Vorname
Balk
Jürgen
Bath
Karl-Ludwig
Becherer
Jana
Berthold
Gerald
Bergthal
Siegfried
Binnewies
Stefan.
Bohle
Jens
Braune
Werner
Bredner
Eberhard H. R.
Bresseler
Peter
Brodkorb
Ernst
Celnik
Werner E.
Diederich
Hans Günter
Eberle
Roland
Egger
Hans
Ehmann
Dietrich
Eisenhauer
Stephan
Gera
Hans-Dieter
Grunwald
Christian
Gußmann
Alexander
Guthier
Otto
Güths
Torsten
Hanisch
Bernd
Heidenreich
Horst
Heinlein
Dieter
Heising
Thomas
Helms
Simon
Hinz
Claudia
Hombach
Paul
Horn
Konrad
Hunger
Thomas
Jäger
Thomas
Kaltenbrunner
Thomas
Kammerer
Andreas
Kerner
Heinz
Kleisa
Manfred
Knöfel
Andre
Kunze
Michael
Lange
Thorsten
Langenbach
Dirk
Leichthammer (c/o Physikal. Verein) Brigitte
Leue
Hans-Joachim
Lichtblau
Christoph
Lucius
Dirk
Lüdemann
Jens
Mannoff
Rainer
Masche
Andreas
Meyer
Maik
Molau
Sirko
Pollmann
Ernst
Quester
Wolfgang
Riepe
Peter
Schaeffner
Knut
Schambeck
Christian M.
Schirmer
Jörg
Schneider
Roland
Schoch
Horst
Schremmer
Hans
Schulz
Jürgen
Schulze
Rainer
Seeger
Karlheinz
Sparenberg
Rainer
Spindler
Max
Steinicke
Wolfgang
Steinicke
Gisela
Teschke
Ulrich
Thomas
Axel
Töpler
Rainer
Tomasek
Carolin
Tomsik
Harald
Von der Werth
Sören
Völker
Peter
Wagner
Frank
Walther
Gerhart
Wendel
Volker
Wunder
Edgar
Straße Weinhauser Weid 9 Geranienstr. 2 Hauptstr. 63 Dr.-Salvador-Allende-Str. 212 Friedhofstr. 13 Kutzbach 20 Frankenstr. 6 Münchener Str. 26 Ginsterweg 14 Hindenburgstr. 70 b Trifelsstr. 32 Graudenzer Weg 5 Inselstr. 16 Rheinstr. 22 Lenggrieserstr. 53 Steegenkamp 4 Hanse-Lucke 4 Wattenscheider Str. 78 Victor-Halstrick-Str. 12 Narzissenstr. 4/1 Am Tonwerk 6 Wettertalstr. 5 Am Bahnhof 8a Waldhofstr. 5 Lilienstr. 3 Clara-Zetkin-Str. 59
Irkutsker Str. 225 Gottfried-Keller-Str. 3 Heiligenberger Str. 107 Rütscher Str. 165, Zi. 113 Kriemhildstr. 10 Gamskogelstr. 11 J.-G.-Breuer Str. 28 Gerdehaus 11 Pickartzend 7 b Saarbrücker Str. 8 Drinhausstr. 2 Plesseweg 77 Goethestr. 6 Robert-Meyer-Str. 2-4 Bergstr. 13 Kurt-Schumacher-Str. 1 Diekelweg 12 Zum Engelberg 5 Geroldsäckerweg 41 Stürtzelstr. 3 Johann-Strauß-Str. 26 Weidenweg 1 Charlottenburgerstr. 26c Wilhelmstr. 96/13 Lortzingstr. 5 Banderbacher Str. 200 Traubengasse 27 Falkenweg 19 Johannesstr. 12 Overbeckstr. 51 Barlachstr. 15 Arnstädter Str. 49 Barkholt 14 Uferstr. 6/1 Humbusch 60 Schiltmatthalde 25 Gottenheimerstr. 18 Gottenheimerstr. 18 Bienweg 3 Ebersheimer Str. 5b Zaisenweg 6 In der Breite 54 Haselnußweg 15 Quakenbrücker Str. 109 Weskammstr. 13 Bramwinkel 258 Steinstr. 3 Ebernburgstr. 44 Heidelberger Str. 16
PLZ 52072 79312 01796 09119 78628 53804 32120 10825 59229 21339 67065 47495 64287 68642 83674 28857 64395 44793 44625 70771 64646 61231 15326 93309 86156 39387
09119 53757 88682 52072 90513 83334 76275 29328 41812 40476 47447 37120 58089 60054 27729 65760 26789 79249 76139 79106 65779 52074 51377 73730 44789 90513 97072 21717 96257 50823 47506 99334 22927 72202 45721 CH-6048 79224 79224 47495 55268 73614 79224 45770 49593 12279 31613 64367 67065 69207
Ort Aachen Emmendingen Struppen Chemnitz Rottweil-Göllsdorf Much Hiddenhausen Berlin Ahlen-Dolberg Lüneburg Ludwigshafen Rheinberg Darmstadt Bürstadt-Bobstadt Gaißach Syke Brensbach Bochum Herne Leinfelden Heppenheim Bad Nauheim Lebus Kelheim/Donau Augsburg Oschersleben
Chemnitz St. Augustin Salem Aachen Zirndorf Inzell Ettlingen Fassberg Erkelenz Düsseldorf Moers Bovenden Hagen Frankfurt Hambergen Eschborn Leer Merzhausen Karlsruhe Freiburg Kelkheim Aachen Leverkusen Esslingen-Zell Bochum Zirndorf Würzburg Fredenbeck Marktgraitz Köln Neukirchen-Vluyn Kirchheim Großhansdorf Nagold Haltern Horn Umkirch Umkirch Rheinberg Nieder-Olm Schorndorf Umkirch Marl-Sinsen Bersenbrück-Talge Berlin Wietzen Mühltal Ludwigshafen/Rh. Sandhausen
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Textes inkl. Bildunterschriften und Tabellentiteln · Zuordnung, zu welcher Rubrik der Beitrag gehört (z. B. ,,Sonne") · durchnummerierte Liste aller beigelegten Teile (mit entsprechenden Nummern auf den einzelnen Teilen) · Dateiträger mit allen Text- und Bilddateien sowie Angaben zu den Dateien (verwendetes Programm mit Versionsnummer), je Beitrag 1 Datenträger
Versandadresse: Vereinigung der Sternfreunde e. V. Geschäftsstelle Am Tonwerk 6 D-64646 Heppenheim
Beiträge, die dem Bereich der Fachgruppen-Arbeit zuzuordnen sind, bitte an nachfolgende Adresse des FG-Redakteurs senden:
Fachgruppe
Name
Amateurteleskope Amateurteleskope/Selbstbau Astrophotographie CCD-Technik Dark Sky Geschichte Jugendarbeit Kleinplaneten Kometen Meteore/Atmos. Erscheinungen Planeten Populäre Grenzgebiete Sonne Spektroskopie Sternbedeckungen VdS-Sternwarte Veränderliche Visuelle Deep-Sky Beobachtung
Remmert Zellhuber Riepe Langenbach Hänel Hamel Jahreis Kandler Kerner Sperberg Nikolai Wunder Völker Hunger Bredner Schulz Bannuscher Steinicke
Vorname
Elmar Herbert Peter Dirk Dr. Andreas Dr. Jürgen Oliver Jens Heinz Ulrich Andre Edgar c/o Peter Thomas Dr. E. Dr.Jürgen Dietmar Wolfgang
Straße
PLZ
Herlsener Weg 1 Kreuzeckstr. 1 Lortzingstr. 5 Goethestr. 6 Am Sportplatz 7 Alt-Treptow 1 Berlinstr. 92 Straße der Jugend 26 Gerdehaus 11 Südbockhorn 59 Plangasse 10 Heidelberger Str. 16 Weskammstr. 13 Rütscher Str. 165, Zi. 113 Ginsterweg 14 Arnstädter Str. 49 Burgstr. 10 Gottenheimerstr. 18
58769 82380 44789 58089 49124 12435 55411 09430 29328 29410 71263 69207 12279 52072 59229 99334 56249 79224
Ort
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