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NACH REDAKTIONSSCHLUSS
4 Komet C/2002 C1 Ikeya-Zhang hell am Frühjahrshimmel (Meyer Maik)
SPT/ASTROFOTOGRAFIE
6 20 Jahre VdS-Fachgruppe Astrofotografie (Riepe Peter)
7 Astro-Fotografie unter dem Vorstadthimmel (Bleiziffer Bernd)
11 Deep-Sky-Astrofotografie in lichtverschmutzen Gebieten (Reitemeier Bernd, Sprungmann Dirk)
15 Die Dunkelwolken im südlichen Schlangenträger (Riepe Peter, Sparenberg Rainer)
18 Kometen mit dem T-Max 3200 (Gährken Bernd)
20 Zur Hypersensibilisierung von Farbnegativfilmen (Moser Jens, Binnewies Stefan, Fisch Frederico Juan)
24 Polarlichter vom 11.4.2001 (Bojarra Udo)
26 Piggyback-Astrofotografie ohne motorische Nachführung (Weis Christian)
28 "Projekt "Wechselwirkende Galaxien"" Teil 3" (Riepe Peter, Tomsik Harald, Bresseler Peter)
AMATEURTELESKOPE
33 Wie gut sind Kaufhausteleskope (Zellhuber Herbert)
34 Erfahrungen mit dem Bresser-Pulsar 120/1000 mm (Sorgenfrey Wolfgang)
SELBSTBAU
39 "Ein 18"" Fensterglasdobson" (Heins Rüdiger)
42 Uuml;ber den Dächern der Stadt Lüneburg (Bresseler Peter)
ATMOSPHäRISCHE ERSCHEINUNGEN
46 46 Grad -Ring (Berthold Gerald)
46 Horizontalkreis (Berthold Gerald)
CCD-TECHNIK
48 Aus dem Pixelkästchen Journal 8 (Leue H. J.)
48 Selbstbau-CCD-Astrokamera für Jedermann Teil 1 (Rimkus Matthias)
52 Astrofotografie mit der Nikon Coolpix 990 (Korth Stefan)
METEORE
57 Fotografische Meteorbeobachtung (Sperberg Ulrich)
PLANETEN
60 Jupiterreport 2001 (Nikolai Andre)
62 Erfahrungsbericht über die Saturnbedeckung 3.11.2001 (Caronti Giovanni)
KOMETEN
64 Komet C/2000 WM1 Linear im Herbst/Winter 2001/2002 (Kammerer Andreas)
KLEINE PLANETEN
67 Kleinplanetenpositionen 2001 im deutschsprachigen Raum (Lehmann Gerhard)
68 Kleinplanetenjagd am Südhimmel (Husar Dieter)
70 Erdbahnkreuzer Planetoid 2001 YB5 (Diederich H.-G.)
SPEKTROSKOPIE
70 Spektroskopie für Einsteiger mit dem Baader-Gitter Teil 1 (Federspiel Martin)
STERNBEDECKUNGEN
72 Ypsilon Virginis bedeckt (Bredner Eberhard H. R.)
DEEP SKY
74 Deep Sky in Deutschland Teil 2 (Steinicke Wolfgang)
74 Fachgruppe Deep Sky - Neues Journal 8 (Steinicke Wolfgang)
77 Gravitativ wechselwirkende Galaxienpaare visuell (Kleisa Manfred)
80 Deep-Sky-Zeichnungen am 20 x 125 (Glahn Uwe)
VERäNDERLICHE
82 Gemeinsam langperiodische Bedeckungsveränderliche beobachten (Gensler Jan)
85 Die BAV in der VdS (Bannuscher Dietmar)
85 Vorhersagen für Sterne aus dem BAV-Circular (Bannuscher Dietmar)
86 Rechnen mit JD-Tagesbruchteilen (Bannuscher Dietmar)
SONNE
87 Lichtbrücken - ein kaum beachtetes Phänomen Teil 2 (Bromme Heiko, Holl Manfred)
87 Sonne Online (Zunker Andreas)
92 Eine gekühlte CCD-Kamera am Protuberanzenansatz (Robitschek Richard)
JUGENDARBEIT
94 Astronomisches Sommerlager - ASL 2002 (Fleischer Iris, Jahreis Oliver)
POPULäRE GRENZGEBIETE
96 "Fachgruppe "Populäre Grenzgebiete"" Neues" (Wunder Edgar)
DARK SKY
97 Fachgruppe Dark Sky - Aktuelles (Hänel Andreas, Güths Torsten)
98 Wie viele Sterne sehen wir noch? (Hänel Andreas)
99 Wie dunkel ist Ihr Himmel wirklich? (Kerner Heinz)
SERVICE
101 M wie Messier Journal 8: M 16, M 17 (Güths Torsten)
BEOBACHTERFORUM
104 Hypernova SN 2002ap in M 74 (Diederich H.-G.)
105 Ein extrem heller Ausbruch von V838 Mon (Diederich H.-G.)
105 Chronologie einer ungewöhnlichen Kleinplanetenentd. (Keller Phillip, Fuchs Christian)
107 Phoebe S9 - ein Wechselbad der Gefühle (Diederich H.-G.)
109 Planetoiden - von der Erde bis zum Jupiter (Diederich H.-G.)
110 Muli Bwanji? Sonnenfinsternis in Sambia (Mushardt Michael)
112 Die Reise zur totalen Sonnenfinsternis in Madagaskar (Johannsen Claudia, Ehmann Dietrich)
114 Die große Sculptor-Galaxie NGC 253 (Hoppe Michael)
116 "Das "X"" markiert den Schatz" (Klös Oliver, Messer Stefan)
117 Dokumentation der Saturnbedeckung vom 3.11.2001 (Diederich H.-G.)
120 Die Saturnbedeckung am 3.11.2001 (Lehmann R., Koch V., Hasubick W.)
121 Die Bedeckung des Saturn durch den Mond 3.11.2001 (Klös Oliver, Messer Stefan)
121 Astro zum Schmunzeln (Klüven Marko)
124 Keine Angst vor minus vierzig Grad (Mannoff Rainer)
VDS-NACHRICHTEN
126 Vorstandsbericht 2001 (Celnik Werner E.)
127 Das 4000ste VdS-Mitglied (Dehning Andreas)
127 VdS Mitgliederentwicklung 2001 (Guthier Otto)
131 Jubiläen 2002 (VdS-Geschäftsstelle)
132 Leserbriefe unserer Mitglieder Journal 8 (VdS-Redaktion)
VDS VOR ORT
133 Die Geburtsstunde von KOS und MOS (Walther Gerhart)
VDS-NACHRICHTEN
133 Wir begrüßen neue Mitglieder (VdS-Geschäftsstelle)
VDS VOR ORT
134 In einer Baustelle des Asteroiden-Wissens (Griesser Markus)
136 Der 3. Stuttgarter CCD-Workshop (Kowolik Silvia)
137 Die 20. Bochumer Herbsttagung 2001 (Celnik Werner E., Riepe Peter)
VORSCHAU
143 Vorschau auf astronomische Ereignisse Journal 8 (Celnik Werner E.)
EDITORIAL
1 Editorial Journal 8 (Guthier Otto, Celnik Werner E.)
Textinhalt des Journals 08
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10 25 144 Leonidenspuren 104 Seite 141 38
4 NACH REDAKTIONSSCHLUSS
Liebe Leserinnen und Leser
An dieser Stelle hat die Redaktion eine neue Rubrik eingefügt, die Sie von Fall zu Fall schnell über aktuelle Beobachtungen und Ergebnisse informieren soll. Diese Informationen gehen wegen der langen Vorlaufzeit unseres Journals meist erst nach Redaktionsschluss ein. Die Redaktion und unsere Mitarbeiter im Bild- und Textlayout versuchen hier noch im letztmöglichen Augenblick vor der Drucklegung interessante aktuelle Informationen im Journal unterzubringen. Diese Rubrik lebt von Ihren Schnellmitteilungen. Bitte schreiben Sie uns. Teilen Sie uns die wirklich ,,brandheißen News" mit. Wir werden versuchen, sie noch zu verwenden, solange der Platz und die Zeit ausreichen. Viel Spaß bei der Lektüre dieser Seiten. Sollte die Vorlaufzeit des Journals für ein wichtiges unvorhergesehenes Ereignis wirklich zu lang sein, werden wir uns weiterhin bemühen, Sie mit Hilfe des Schnellzirkulars (s.Abb. rechts) zu informieren. Der Vorstand
Komet C/2002 C1 (Ikeya-Zhang) hell am Frühjahrshimmel !
von Maik Meyer
Abb. 1: Sichtbarkeitsdiagramm der helleren Frühjahrskometen am Morgenhimmel
Abb. 2: Sichtbarkeitsdiagramm der helleren Frühjahrskometen am Abendhimmel
Visuelle Amateurentdeckungen haben in Zeiten automatischer Suchprogramme, wie z. B. LINEAR, einen hohen Seltenheitswert. Am 1.2.2002 entdeckten die Amateure Kaoru Ikeya (Japan) und Daqing Zhang (China) unabhängig voneinander visuell einen 8 mag hellen Kometen im Sternbild Walfisch. Kaoru Ikeya hat übrigens in den 60er Jahren bereits 5 Kometen entdeckt, darunter den hellen KreutzKometen C/1965 S1 (Ikeya-Seki). Die ersten Bahnrechnungen ließen erkennen, dass der Komet C/2002 C1 (IkeyaZhang) ein Perihel in geringem Sonnenabstand durchlaufen würde, und Beobachtungen kurz nach der Entdeckung zeigten ein gut kondensiertes Objekt, welches selbst in geringen Horizonthöhen leicht mit einem Feldstecher beobachtbar war. Die zweite Bahn verschob den Periheldurchgang um 10 Tage auf den 18.3.2002 bei einer Sonnendistanz von nur 0,5 AE. Nach
den aktuellsten Bahnelementen und letzten Beobachtungen könnte der Komet Ende März bis zu 3 mag hell werden. Die nachfolgende Ephemeride enthält neben den Positionen auch Angaben zur Beobachtbarkeit. Danach wird er bis Anfang April tief am Horizont abends sichtbar sein, wobei eine gute und dunstfreie Sicht erforderlich ist. In der Folge steigt er am Morgenhimmel steil höher, um im Mai im Zenit mit vielleicht 6 mag beobachtbar zu sein. Die weitere Entwicklung wird noch bis weit in den Sommer zu verfolgen sein. Der Komet wird Ende April seine geringste Erddistanz bei etwa 0,4 AE erreichen und damit ein ausgedehntes Objekt darstellen. Abschätzungen der maximalen Schweiflänge nach einer empirischen Formel von Andreas Kammerer ergeben Längen um 5 Grad Ende März, wobei dies aber eine klare Sicht erfordert. In den abgebildeten Sichtbarkeitsdia-
grammen sind auch die Kometen C/2000 WM1 (LINEAR) und C/2001 OG108 (LONEOS) dargestellt, die - wenngleich schwächer als C/2002 C1 - auch mit dem Feldstecher beobachtbar sein sollten. Aktuelle Ephemeriden und Helligkeitsangaben finden sich hierzu auf den Internetseiten der Fachgruppe Kometen http://www.fg-kometen.de.
Anmerkung der Redaktion: Am 20.2.2002 wurde auf Veranlassung des Vorstandes der VdS das Schnellzirkular Nr. 4 an die Mitglieder verschickt. Anlass war die Voraussage der hohen Helligkeit des Kometen. Der Vorstand dankt Maik Meyer für das Verfassen des Textes für das Zirkular. Die Redaktion weist in diesem Zusammenhang auch ausdrücklich auf das periodisch erscheinende Mitteilungsblatt der Fachgruppe Kometen der VdS hin: ,,Schweifstern".
Abb. 3 (rechts): Komet C/2002 C2 Ikeya-Zhang am 8.2.2002, aufgenommen von 17:22 bis 17:45 von Michael Jäger mit einer 200/300-mm-Schmidt-Kamera. Erfertigte ein Komposit aus zwei Aufnahmen an, die 13 Minuten auf Kodalith (hyp.) bzw. 6 Minuten auf TP (hyp.) belichtet wurden.
Abb. 4 (ganz rechts): Komet C/2002 C2 Ikeya-Zhang am 15.2.2002, aufgenommen von 18:05 bis 18:42 UT von Konrad Horn. Er belichtete an einem 100 / 500-mmRefraktor 30 x 60 Sek. mit einer AUDINE CCD-Kamera.
NACH REDAKTIONSSCHLUSS 5
Daten
R.A.
Dek.
2 0 0 0 .0
UT
hm
Grad
`
2002 3 1
1 01,6
0
07
2002 3 5
1 09,6
3
45
2002 3 10 1 18,6
8
50
2002 3 15 1
25,2
14 33
2002 3 20 1
27,9
20 48
2002 3 25 1
25,0
27 28
2002 3 30 1
15,3
34 21
2002 4 4
0
57,7
41 21
2002 4 9
0
29,9
48 18
2002 4 14 23 47,9
54 55
2002 4 19 22 44,3
60 31
2002 4 24 21 14,4
63 35
2002 4 29 19 33,0
62 30
2002 5 4
18 09,5
57 25
2002 5 9
17 12,8
50 09
2002 5 14 16 35,5
42 24
2002 5 19 16 10,5
35 05
2002 5 24 15 53,2
28 35
2002 5 29 15 41,0
22 58
2002 6 3
15 32,2
18 11
2002 6 8
15 26,1
14 06
2002 6 13 15 21,8
10 37
2002 6 18 15 19,1
7
37
2002 6 23 15 17,6
5
01
2002 6 28 15 17,1
2
45
Tab. 1: Ephemeride für Komet C/2002 C1 (Ikeya-Zhang)
r
delta Hell. R.A.
Dek.
Topt
H
1 9 5 0 .0
AE
AE mag h
m Grad
`
hh:mm Grad
0,66
1,17 5,4 0
59,1 -0 09 19:15 10
0,61
1,09 4,9 1
07,0 3
29 19:22 11
0,55
1,00 4,3 1
16,0 8
35 19:30 12
0,52
0,90 3,8 1
22,6 14 17 19:39 13
0,51
0,80 3,4 1
25,2 20 33 19:48 13
0,53
0,71 3,3 1
22,3 27 12 19:57 14
0,57
0,63 3,4 1
12,5 34 06 20:06 14
0,64
0,56 3,6 0
54,9 41 05 20:16 14
0,71
0,51 3,9 0
27,2 48 01 3:38 22
0,79
0,47 4,1
23 45,4 54 39 3:25
32
0,87
0,43 4,4
22 42,4 60 15 3:11
43
0,95
0,41 4,7
21 13,3 63 23 2:58
55
1,04
0,41 5,1
19 32,4 62 24 2:44
67
1,12
0,41 5,4
18 08,7 57 24 2:30
79
1,21
0,44 5,9
17 11,5 50 12 2:05
89
1,29
0,47 6,3
16 33,9 42 30 1:08
82
1,38
0,52 6,8
16 08,7 35 12 0:23
75
1,46
0,58 7,3
15 51,2 28 43 23:45 68
1,54
0,65 7,8
15 38,8 23 07 23:13 63
1,62
0,73 8,2
15 30,0 18 21 22:46 58
1,70
0,81 8,7
15 23,7 14 17 22:59 53
1,77
0,91 9,1
15 19,4 10 48 23:11 47
1,85
1,00 9,5
15 16,7 7
48 23:18 42
1,93
1,11 9,9
15 15,1 5
12 23:21 37
2,00
1,22 10,3 15 14,6 2
55 23:17 33
Bahnelemente (MPEC 2002-C60): T = 2002 - 03 - 18,9118; Länge des aufsteigenden Knotens = 93,2016 Grad ; Argument des Perihels = 34,2075 Grad ; Bahnneigung = 28,1176 Grad ; q = 0,510190 AE; e = 1,0
Erläuterungen zur Tabelle: r = Abstand zur Sonne in AE; delta = Abstand zur Erde in AE; Hell. = Helligkeit in Größenklassen; Topt = optimale Beobachtungszeit in MEZ (Sonne mindestens 16 Grad unter dem Horizont); H = Höhe am Himmel bei Topt.
6 SCHWERPUNKTTHEMA
20 Jahre VdS-Fachgruppe Astrofotografie
von Peter Riepe
Im Jahre 1982 wurde die VdS-Fachgruppe Astrofotografie anlässlich der Jubliläumstagung der Volkssternwarte Bonn gegründet. Rainer Beck - damaliges VdS-Vorstandsmitglied und reger Aktivist in Bonn sah die Notwendigkeit, den VdS-Mitgliedern endlich auch eine Gruppe astrofotografisch erfahrener Sternfreunde als Berater zur Seite zu stellen [1]. Zunächst wurde die Fachgruppe von den Mitgliedern der Astronomischen Arbeitsgemeinschaft Bochum geführt. Bald aber schon schlossen sich Sternfreunde aus ganz Deutschland an. Damals übernahm Werner Celnik die Fachgruppenleitung, die später an Peter Riepe überging. Welche Aufgaben hat die Fachgruppe? In erster Linie soll sie die VdS-Mitglieder bei der Ausübung ihres Hobbies unterstützen. Das geschieht grundsätzlich auf drei Wegen: a) durch Beantwortung von Anfragen zu
theoretischen Grundlagen und Praxis der Astrofotografie, b) durch Publikation von Artikeln in astronomischen Zeitschriften und c) durch Veranstaltung einer jährlichen astronomischen Tagung (BoHeTa), bei der der Erfahrungsaustausch mit anderen Sternfreunden Vorrang hat. Die früher ausgedehnten brieflichen Anfragen sind mittlerweile stark zurückgegangen. Sie werden heute zum größten Teil über E-Mail abgewickelt. An die E-MailAdressen der Fachgruppenmitglieder kommt man über die Homepage: http://www.vds-astro.de/fg-astrofotografie. Ab Mitte der 80er Jahre arbeitete die Fachgruppe Astrofotografie lange Zeit redaktionell mit ,,Sterne und Weltraum" (SuW) zusammen. Das bedeutete in der ,,Vor-Neckel-Zeit", dass Amateur-Artikel für SuW auch von Mitgliedern der Fachgruppe redigiert wurden. SuW-Leser können noch heute ihre AstrofotografieManuskripte zur kritischen Durchsicht der Fachgruppe zusenden. Lange Zeit gab es die von uns betreute Rubrik ,,SuW im Bild", die vielleicht einmal wieder erblühen könnte. Inzwischen ist die Einsendung astrofotografischer Artikel und Bildresultate zur Publikation im VdS-Journal gut angelaufen. Grundsätzlich gehen alle Astrofotografie-Berichte an die Fachgruppenleitung,
Abb. 1: Aus ,,alten Tagen". Bochumer Sternfreunde (Interessengemeinschaft Astrofotografie Bochum und Astronomische Arbeitsgemeinschaft Bochum) zu Besuch bei den Astrofotografen der Düsseldorfer Benzenberg-Sternwarte im Jahre 1982. Die Kontakte zwischen rheinischen und westfälischen Amateuren haben sich bis heute bestens gehalten und wurden in der regelmäßig von Bernd Koch geführten ,,Solinger Stammtischrunde" wesentlich erweitert.
selbst wenn sie vorher der VdS-Geschäftsstelle zugeschickt wurden. So hilft die Fachgruppe dem Redaktionsteam bei der Zus-
Heute umfasst die VdS-Fachgruppe Astrofotografie den folgenden Kern aktiver Astrofotografen:
Ulrich Brämer, Bochum Michael Breite, Wuppertal Peter Bresseler, Lüneburg Dr. Werner Celnik, Rheinberg Dr. Livia Cordis, Berlin Bernd Flach-Wilken, Wirges Otto Guthier, Heppenheim Philipp Keller, Pentling Bernd Koch, Sörth Michael Kunze, Moers Bruno Mattern, Hamburg Dr. Dennis Möller, Göttingen Josef Müller, Irmtraud Bernd Reitemeier, Bochum Peter Riepe, Bochum Bernd Schatzmann, Flensburg Bernd Schröter, Melle Rainer Sparenberg, Haltern Dirk Sprungmann, Sprockhövel Dr. Norbert Stapper, Monheim Dr. Harald Tomsik, Marl Volker Wendel, Mutterstadt Guido Weselowski, Köln
ammenstellung druckfertiger Manuskripte. Alle Fachgruppenmitglieder betreiben die Astrofotografie als intensives Hobby. Schwerpunkte dabei sind: Stellarfotografie mit kurzen, mittleren und langen Brennweiten (wobei unterschiedliche Teleskoptypen zum Einsatz kommen), Kometenfotografie, Mond- und Planetenfotografie, Instrumententechnik, Aufnahmetechnik und Bildverarbeitung (konventionelle Film- und Labortechnik, CCD-Technik), astrofotografische Exkursionen. Im Oktober 1993 wurde innerhalb der Fachgruppe Astrofotografie der ,,Arbeitskreis CCD-Technik" gegründet, der im März 1994 zur eigenständigen ,,VdSFachgruppe CCD-Technik" geworden ist. Wer zum Thema CCD Fragen hat, sollte unterscheiden, ob es sich um die fotografischen Anwendungen handelt (dann: Fachgruppe Astrofotografie kontaktieren) oder mehr um die technischen Probleme (dann: Fachgruppe CCD-Technik). Inzwischen ist eine enge Zusammenarbeit mit der VdS-Fachgruppe Deep-Sky entstanden. Es gibt übergreifende Projekte, z.B. ,,Galaxiengruppen" und ,,Wechselwirkende Galaxien" oder das neue Gemeinschaftsprojekt ,,Zwerggalaxien". Die von den visuellen Deep-Sky-Beobachtern jährlich auf dem Eisenberg veranstaltete ,,DeepSky-Tagung" beinhaltet grundsätzlich auch
SCHWERPUNKTTHEMA 7
einen astrofotografischen Vortragsteil unter Mitwirkung unserer Fachgruppe. Die Fachgruppe hat eine 85-seitige Informationsschrift ,,Einführung in die Stellarfotografie" herausgegeben. Diese Schrift richtet sich in erster Linie an den Anfänger, der noch nicht mit der fortgeschrittenen
Fachliteratur arbeitet. Sie kann auf dem Postweg bei der Fachgruppenleitung bestellt werden, die Kosten betragen 6 für VdS-Mitglieder (Selbstkosten = Kopierkosten + Porto) bzw. 7,50 für Nichtmitglieder (jeweils Verrechnungsscheck beifügen).
Literaturhinweise [1] P. Riepe et al.: Neue VdS-Fachgruppe
Astrophotographie; SuW 21, 538 (12/1982)
Astro-Farbfotografie unter dem Vorstadthimmel
von Bernd Bleiziffer
Abb. 1: Fokalaufnahme des Crescent-Nebels NGC 6888 mit Celestron 8 (f = 2230 mm). Belichtungszeit 150 Minuten auf Kodak Ektachrome 200 professional inkl. IDASFilter.
Abb. 2: Im Fuhrmann liegt IC 405, eine Mischung aus Emissions- und Reflexionsnebel. Instrument, Film und Filter wie Abb. 1, Belichtungszeit 108 Minuten.
Obwohl ich mich schon seit vielen Jahren der Astrofotografie - speziell im Bereich Deep-Sky - verschrieben habe, haben sich für mich seit der Anschaffung des IDASInterferenzfilters, das ich als Gelegenheit auf dem astronomischen Tausch- und Trödeltreff (ATT) in Essen im Mai 2001 erstand, völlig neue Perspektiven eröffnet. Der IDAS-Filter blockt den größten Teil des von den künstlichen Lichtquellen erzeugten Spektrums ab, lässt aber die für die Astrofotografie wichtigen Emissionen besonders im H-Bereich - weitgehend durch. Diese Eigenschaften sind nicht neu, da es bis zur Markteinführung den Lumicon Deep-Sky-Filter gab (und heute auch noch gibt), der prinzipiell den gleichen Zweck erfüllt. Neu ist aber, dass der IDAS-Filter im Gegensatz zum Lumicon Deep-Sky-Filter keinen Magentastich hinterlässt, sondern einen schönen natürlichen blaugrauen Hintergrund erzeugt. Dazu kommt noch, dass die Belichtungszeitverlängerung nicht so hoch ausfällt, so dass man problemlos auch mit Öffnungsverhältnissen von f/10 bis f/12 bei Belichtungszeiten ab 60 Min. gut gedeckte Dias bzw. Negative erhält. Natürlich hängt das auch von der allgemeinen nominalen als auch von der spektralen Empfindlichkeit des verwendeten Filmes ab, sowie von der Helligkeit des Objektes selbst. Das Beispiel Bubble-Nebel, dessen Belichtung ich unfreiwillig wegen aufziehender Zirren nach 60 Minuten abbrechen musste, zeigt das deutlich. Der Auslöser für die Anschaffung des IDAS-Interferenzfilters lag darin begründet, dass ich - bis auf Ausnahmen (z. B. Galaxienfotografie) - nicht mehr grundsätzlich bereit bin, weite Anfahrtswege in Kauf nehmen zu müssen, um unter den guten Himmelsbedingungen in der Eifel oder ähnlichen ländlichen Regionen gute bis brauchbare Astrofotos zu machen.
8 SCHWERPUNKTTHEMA
Abb. 3: Dieses Bild vom Bubble-Nebel ist ein Komposit. Die erste Aufnahme wurde 120 Minuten belichtet, die zweite 67 Minuten. Instrument, Film und Filter wie in Abb. 1.
Abb. 4: Der weniger bekannte Nebel NGC 7538 steht im Cepheus. Instrument, Film und Filter wie in Abb. 1, Belichtung 120 Minuten.
Hinzu kommt, dass ich nicht mitten in der Stadt wohne, sondern in einer Hofschaft, ganz am Stadtrand von Solingen gelegen, wo die Bedingungen deutlich besser sind als aus der Stadt selbst heraus. Sie sind aber immer noch nicht gut genug, um brauchbare Nebelaufnahmen ohne Filter machen zu können. Und genau hier zeigt sich die wahrlich überwältigende Wirkung des IDAS-Filters, der insbesondere mit dem allseits bekannten Farbfilm ,,Kodak Ektachrome 200 Professional" hervorragend harmoniert. Hinzu kommt, dass der E 200 besonders im roten Bereich extrem
empfindlich ist. Allerdings lasse ich diesen Film aufgrund des kleinen Öffnungsverhältnisses meines C8 (2230 mm, f/11) auf Pushstufe 2 (ISO 640) entwickeln, um die Belichtungszeit von standardmäßig 2 bis maximal 2,5 Stunden nicht überschreiten zu müssen, was auch nicht notwendig ist, denn der Himmelshintergrund tritt bei dieser langen Belichtungszeit auch mit Filter schon in Erscheinung. Er ist aber noch dunkel genug, so dass sich das fotografierte Objekt noch sehr deutlich abhebt. Somit ist eine wirkungsvolle Bearbeitung des Rohscans möglich.
Der Crescent-Nebel NGC 6888 (Abb. 1) war das erste Objekt meiner Begierde, das ich mit dem IDAS-Filter fotografierte. Der Schwan befand sich zum Aufnahmezeitpunkt im Südosten und war noch etwa 20 Grad vom Zenit entfernt. Von der Milchstraße kaum eine Spur zu sehen, stellte ich mit Hilfe der digitalen Teilkreise den Nebel ein. Visuell war er nicht sichtbar, aber anhand der markanten rautenförmigen Sternkonstellation, in der sich NGC 6888 befindet, konnte ich ihn schnell auf der Mattscheibe zentrieren. In der sternenreichen Region hatte ich auf Anhieb einen schwachen aber geeigneten Leitstern gefunden, im Doppelfadenkreuzokular zentriert und dieses gegen den ST-4-Kopf ausgetauscht. Nach Einstellung der Parameter konnte ich dann in den Trackmodus wechseln. Erschwerend kam jedoch hinzu, dass ich eine Integrationszeit von 7 Sekunden einstellen musste, um auf einen ausreichend hellen Wert im ValueFeld zu kommen. Er lag zwischen 10 und 15, trotz maximaler Erhöhung der Empfindlichkeit. Das mag auch am nicht besonders guten Seeing gelegen haben, das den Leitstern wahrscheinlich zu einem mehr oder weniger großen Scheibchen auf dem Pixelfeld verschmiert hat. Dann hatte ich zudem zeitweise mit einem böigen Wind zu kämpfen, besonders während der ersten 60 Minuten. Aber dank der Stabilität der G11-Montierung hat der ST-4 die Abweichungen, die durch die Windböen verursacht wurden, kompensieren können, so dass die Sterne während der insgesamt 2,5-stündigen Belichtungszeit exakt punktförmig abgebildet wurden. Bei der ersten Betrachtung der entwickelten Aufnahme fiel auf, dass der Himmelshintergrund durch die Verwendung des IDAS-Filters nicht grün wiedergegeben wird, wie es bei Belichtungen ohne Filter mit dem E 200 typisch ist, sondern sehr natürlich in einem neutralen grau-blau. Und nicht nur das: Auch die Sterne behalten weitestgehend ihre natürlichen Farben, die unter Verwendung des Lumicon DeepSky-Filters magentastichig wiedergegeben werden. Das hat zur Folge, dass sich das Objekt schon unbearbeitet sehr gut und kontrastreich abhebt. Astrofotografen, die nicht über konventionelle oder digitale Weiterverarbeitungsmöglichkeiten verfügen, erhalten damit ein Optimum an Qualität. Nach mehrwöchiger Astroabstinenz (Sommerpause) hatte ich dann Gelegenheit, am 16. Oktober 2001 die Probe aufs Exempel machen zu können, denn ich hatte
SCHWERPUNKTTHEMA 9
Abb. 5: Der farbenprächtige Reflexionsnebel NGC 1977 steht knapp nördlich von M 42, dem bekannten Orion-Nebel. Instrument und Film wie in Abb. 1, hier aber ohne Filter als Zweifach-Komposit jeweils 120 Minuten belichtet.
an diesem Abend keine Lust, meine Astroausrüstung ins Auto zu packen und mich auf einen Acker nur ein paar hundert Meter von der Wohnung entfernt zu stellen. Ich entschloss mich daher, die Sachen direkt hinter unserem Haus aufzubauen. Dabei habe ich die störende Nachbarschaftsbeleuchtung, die sich nur etwa 10 bis 30 Meter von mir entfernt befand, bewusst in Kauf genommen. Mir war es wichtig zu erfahren, wo die Grenzen des IDAS-Filters liegen, wenn in unmittelbarer Nähe störendes künstliches Nebenlicht einschließlich Weihnachtsbeleuchtung vorhanden ist. Die Aufnahmen von IC 405 (Abb. 2) und NGC 2174 (s. u.) sind unter diesen Bedingungen entstanden. An Dunkeladaption der Augen war nicht zu denken. Bei nur mäßiger Durchsicht (visuelle Grenzhelligkeit vielleicht 5 mag) war es nicht ganz einfach, die zuvor in Guide 7.0 ausgedruckte Sternkonstellation, in der sich der Bubble-Nebel (Abb. 3) befand, im Kamerasucher zu identifizieren. Ich musste mit einer Hand immer das Licht einer Lampe abschirmen, um die Sterne einigermaßen gut erkennen zu können. Das ging dann auch recht gut. Na ja, nach
Einstellung des Leitsterns und der ST-4Parameter konnte ich dann loslegen und belichtete die erste Aufnahme 2 Stunden. Während dieser Zeit zeigte mir das Display durchweg gute Werte. Da ich mich zu Hause befand und alleine am Fernrohr stand, wurde es ziemlich langweilig. Ich bin dann in die Wohnung gegangen und habe mich während der Belichtung anderweitig beschäftigt. Allerdings bin ich etwa alle 30 Minuten wieder zum Fernrohr gegangen und habe nachgesehen, ob der Autoguider gut lief, was er auch immer tat, getreu nach dem Motto: Vertrauen ist gut Kontrolle ist besser. Nach der ersten Aufnahme wollte ich für ein Komposit noch eine zweite machen, musste aber die Belichtung wegen aufziehender Zirren nach einer Stunde abbrechen. Einige Tage später brachte ich dann den Film ins Fachlabor und war begeistert: Trotz der widrigen Bedingungen hatte ich beim Bubble-Nebel quasi die gleiche Qualität erreicht wie bei NGC 6888, den ich ja unter vergleichsweise besseren Bedingungen auf freiem Feld fotografiert hatte. Etwa 4 Wochen später nahm ich dann ebenfalls direkt hinter unserem Haus den in
unmittelbarer Nähe zum Bubble-Nebel gelegenen NGC 7538 (Abb. 4) auf. Diesmal entwickelte ich die Aufnahme selbst. Ein Unterschied zu den im Fachlabor entwickelten Aufnahmen war kaum zu sehen, was mir zeigte, dass das Fachlabor, bei dem ich meine Aufnahmen entwickeln ließ, nicht nur saubere Arbeit leistete, sondern auch mit relativ frischer Chemie die Filme entwickelte. Fazit bezüglich Nebelfotografie im HBereich: Der IDAS-Filter ist für Astrofotografen, die Wert auf höchste Qualität unter lichtverschmutzem Himmel legen, ein absolutes MUSS. Zwar wären unter dunklerem Himmel noch bessere Ergebnisse erreichbar, jedoch ist es nicht mehr zwingend erforderlich, weitere Anfahrtswege in Kauf zu nehmen. Was die Belichtungszeiten bei Blende 10 bis 11 in Verbindung mit dem E 200 angeht, so erreicht man unter aufgehelltem Himmel mit Filter einen ähnlich hellen Hintergrund wie unter dunklem Himmel ohne Filter. So kam auch der Reflexionsnebel NGC 1977 farbenprächtig heraus (Abb. 5). In welchem Maße die Rohscans allerdings noch zu bearbeiten sind, ehe die endgültigen
10 S C H W E R P U N K T T H E M A
Resultate vorliegen, zeigt das Beispiel der HII-Region NGC 2174 (Abb. 6a und Abb. 6b). Zugegebenermaßen ist der IDAS-Filter mit ca. 350,- Anschaffungskosten kein billiges Vergnügen. Wenn man aber schon viel Geld in eine Montierung, Optik und sonstiges teures Zubehör investiert, dann sollte man auch hier nicht sparen, sofern es der Geldbeutel zulässt. Diese Investition lohnt sich auf jeden Fall, was auch viele Aufnahmen anderer Astrofotografen belegen.
Abb. 6: In den nördlichsten Ausläufern des Orion liegt die helle HII-Region NGC 2174-5. Abgesehen von der IDASFilterung ist noch eine intensive Bildbearbeitung der Rohscans nötig: (oben) Rohscan einer 108-minütigen Einzelbelichtung, (unten) Komposit zweier Fokalaufnahmen, 108 und 120 Minuten belichtet mit dem Celestron 8 (Endbearbeitung).
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Der Redaktionsschluß für die nächste Ausgabe (II/2002) ist der 25.05.2002
Mit dem Einsenden gibt der Autor sein Einverständnis zum Abdruck im ,,VdS-Journal für Astronomie". Das Copyright
obliegt den jeweiligen Autoren. Die abgedruckten Texte geben nicht unbedingt die Meinung der Redaktion wieder.
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Deep-Sky-Astrofotografie in lichtverschmutzten Gebieten
von Bernd Reitemeier und Dirk Sprungmann
Nur wenige Amateurastronomen genießen den Vorzug, ihr Hobby daheim unter einem dunklen Himmel praktizieren zu können. Die Mehrheit hingegen ist darauf angewiesen, die Städte zu verlassen, um Orte geringer Lichtverschmutzung aufzusuchen; das heißt, dass Mobilität verlangt wird. Allerdings hat diese Anforderung der Mobilität gerade im Hinblick auf die DeepSky-Astrofotografie mehrere entscheidende Nachteile, die effektiv dazu führen, dass das Hobby zu selten betrieben werden kann. Möchte man einen dunklen Ort abseits der Heimatstadt aufsuchen, so kostet dies aufgrund des Gerätetransportes samt Auf- und Abbau Zeit, die aus beruflichen Gründen hauptsächlich nur am Wochenende zu finden ist, leider ist dann meist das Wetter instabil oder der Vollmond zerstört die Vorfreude auf die nächtliche Fotoexkursion. Auch der Komfort ist besonders im Winter während des mobilen Einsatzes nicht groß, so dass man sich in solchen Nächten oft ins heimische Wohnzimmer versetzt wünscht - zumal man dank des ST-4 Star Trackers während der Belichtung ohnehin nicht ausgelastet ist. Es wäre daher ideal, wenn man der Leidenschaft der Deep-Sky-Fotografie auch spontan daheim nachgehen könnte und die mobilen Einsätze auf die wenigen Nächte des Jahres konzentriert, die sich hierzu anbieten. Auf diese Weise sollte die Zahl der Beobachtungen beträchtlich steigen.
Abb. 1: Feste Säule zur stationären Aufstellung der Montierung
Filme und Filter Deep-Sky-Fotografie aus der Stadt bedeutet zugleich eine Beschränkung auf Schwarz-Weiß-Filmmaterial, da aufgrund der kurzen Ausbelichtungszeiten auch geringe Objektschwärzungen zu erwarten sind, die eine hohe Gradation erfordern. Nach unserer Kenntnis kommt man daher nicht um den gehyperten Technical Pan Film von Kodak herum. Andere S/W-Filme wie der Kodak T-Max oder der Agfa Pan 400 erreichen nicht den Kontrast des TP-2415 und besitzen auch ein wesentlich größeres Schwarzschildverhalten, was den Einsatz dichter Rotfilter (z.B. RG 645, Lumicon H-Pass) hinsichtlich der Ausbelichtungszeiten erschwert. Zudem bricht die spektrale Empfindlichkeit des T-Max im H-
Vorüberlegungen Befindet sich das Heim nicht direkt inmitten eines Großstadtkernes, sondern etwas abgelegen am Stadtrand (Grenzgröße ca. 4,8 bis 5,0 mag) und besitzt man die Möglichkeit das Instrument eventuell sogar fest auf einem Balkon oder einer Terrasse zu installieren, so hat man bereits gute fotografische Voraussetzungen. Gerade wenn man in der Lage ist, das Instrument bzw. nur die Montierung fest zu installieren, erreicht man einen hohen Grad an Spontaneität, Beobachtungen durchzuführen. Abb. 1 zeigt eine Säule, die dazu dienen sollte, die Montierung fest aufzustellen, um die Polachse fixieren zu können.
Abb. 2: Transmissionskurve der Kantenfilter RG 610, RG 645 und des Interferenzfilters Lumicon Deep-Sky.
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Abb. 3: Orionnebel mit Refraktor 101/540 mm, Lumicon Deep-Sky-Filter, weitere Beschreibung s. Text.
Bereich stark ein, so dass dieser Film zum Fotografieren von HII-Regionen ohnehin ungeeignet ist. Filter dienen zudem der Kontraststeigerung, indem sie den primären spektralen Anteil der städtischen Lichtverschmutzung im Bereich 540 nm bis 630 nm absorbieren und auf diese Weise die Differenz zwischen Objektsignal und Grundschwärzung vergrößern. Dieser Wellenlängenbereich kann entweder selektiv mittels eines Interferenzfilters abgeblockt werden oder man lässt mittels eines steilen Kantenfilters erst Wellenlängen ab 630 nm passieren. Das Diagramm in Abb. 2 zeigt die Transmissionskurven () der Kantenfilter RG 610, RG 645 und die des Interferenzfilters Lumicon Deep-Sky. Dabei ist die Transmission (1 = 100%),
während die Wellenlänge des Lichtes in Nanometern darstellt. Beim Lumicon Deep-Sky erkennt man gut den lokalen Transmissionseinbruch im Wellenlängenbereich der Lichtverschmutzung.
Konkrete Filter in Kombination mit dem TP Der Einsatz bestimmter Filter richtet sich grundsätzlich nach dem zu fotografierenden Objekt. Der Einsatz eines steilen Kantenfilters, der erst ab 630 nm transparent wird, dürfte zum Ablichten eines Objektes, das bei 500 nm strahlt, wenig erfolgversprechend sein. Vor der Aufnahme sollte einem also klar sein, in welchem Spektralbereich das Objekt Licht emittiert. Probleme bereiten hier besonders Galaxien, da diese ein kontinuierliches
Spektrum aufweisen, auch Kometen können in dieser Hinsicht Schwierigkeiten bereiten; bei diesen Objekten möchte man also so wenig Licht wie möglich aus dem Gesamtfluss verlieren. Daher bietet sich in diesem Fall ein Interferenzfilter an, der lediglich den von der Lichtverschmutzung betroffenen Spektralbereich abhält. Bewährt hat sich das Lumicon Deep-SkyFilter, das auch mit T-Gewinde erhältlich ist. Seit kurzem ist von der Firma Vixen das sogenannte Tokai-Filter auf dem Markt, das sich an das Deep-Sky-Filter anlehnt. Einige Amateure konnten mit diesem Filter sogar in Farbe auf Kodak E 200 gute Ergebnisse aus der Stadt gewinnen. Bei der Fotografie von HII-Regionen, die vornehmlich im H-Licht bei 656 nm strahlen, wird man bei der Wahl des Filters flexibler. Wasserstoffnebel lassen sich ebenfalls mit dem Deep-Sky Filter von Lumicon kontrastreich darstellen. Als Beispiel hierfür dient die Aufnahme der HII-Regionen um Cygni, welche am Stadtrand von Bochum entstand. Nun kommen jedoch auch die Kantenfilter RG 610 und RG 645 von Schott zum Zuge, da die Wasserstoffnebel nur im roten Licht strahlen und der Bereich vor 656 nm daher nicht von Interesse ist. Der RG 610 ist allerdings nur eingeschränkt einsetzbar, da dieser bereits bei 600 nm transparent wird und daher noch städtisches Streulicht passieren lässt - er lohnt sich hingegen bei helleren Objekten, die nur kurze Belichtungszeiten erfordern. Der RG 645 hingegen erlaubt bereits bei relativ lichtstarken Optiken lange Ausbelichtungszeiten auf TP. Am Bochumer Stadtrand konnten wir bei einer Grenzgröße von ca. 5,0 mag im Zenit bei Blende 4 auf TP 2415 hyp. mit dem RG 645 eine Ausbelichtungszeit von 120 Min. erzielen. Interessanterweise hat sich gezeigt, dass der Kontrast von Deep-Sky-Aufnahmen steigt, wenn der Himmelshintergrund auf dem Negativ nicht andeutungsweise, sondern bereits deutlich erkennbar wird. Der Grund hierfür wird in der Anbelichtung liegen, die die Emulsion durch den diffusen Himmelshintergrund erfährt und damit für das direkte Licht des Himmelsobjektes sensibilisiert wird. Es existiert dabei ein Kontrastmaximum, da der Kontrastgewinn des Sensibilisierungseffektes bei längerer Belichtung durch das ,,Zulaufen" des Himmelshintergrundes wieder aufgehoben wird. Man kann die optimale Ausbelichtungszeit experimentell ermitteln und anschließend den ortsspezifischen Belichtungsfaktor der
14 S C H W E R P U N K T T H E M A
Abb. 4: Region um Cygni mit Refraktor 101/540 mm, Lumicon Deep-Sky-Filter, weitere Beschreibung s. Text.
Abb. 5: NGC 281 in Cassiopeia, mit 200/800 mm Newton, Lumicon Deep-Sky-Filter, weitere Beschreibung s. Text.
Himmelsaufhellung berechnen. Dies erfolgt über
k = tmax E / N (2/p)
(1)
mit den Variablen
tmax = Ausbelichtungszeit in Minuten
k
= Belichtungsfaktor resultierend
aus der Himmelsaufhellung
N = Öffnungsverhältnis der
Aufnahmeoptik
p
= Schwarzschildexponent (beim
TP 2415 hyp. ist p=1)
E = Filmempfindlichkeit in ASA
Auf die gleiche Weise können im folgenden die Verlängerungsfaktoren der entsprechenden Filter ermittelt werden :
= tfilter E / (k N (2/p))
(2)
mit den Variablen
tfilter = Ausbelichtungszeit mit Filter
= Verlängerungsfaktor des Filters
Nach unserer Erfahrung kann für den Bochumer Stadtrand ein Belichtungsfaktor von k = 125 angegeben werden. Für den Lumicon Deep-Sky Filter ergab sich ein Verlängerungsfaktor von = 4,5; der des RG 645 liegt bei = 12.
Gesichtspunkte zu den Aufnahmeoptiken Grundsätzlich können alle fotografischen Optiken auch in der Stadt genutzt werden. Dabei erweisen sich normale Fotoobjektive zur Belichtung ausgedehnter Wasserstoffnebelfelder der Milchstraße als besonders dankbar, da sie mit den relativ preiswerten Kantenfiltern (RG 610, RG 645) frontseitig bestückt werden können. Da der Himmelshintergrund auf den Aufnahmen deutlich sichtbar wird, sollte man auf eine vignettierungsfreie oder zumindest vignettierungsarme Optik achten, um später in der Dunkelkammer ein homogenes Positiv erzeugen zu können. Der zum Bildfeldrand hin zunehmende Lichtabfall kann durch Abblenden verringert werden. Gerade wenn man später in der Dunkelkammer Kontrastverstärkungen anfertigen möchte,
sollte man Wert auf eine geringe Vignettierung legen. Bei Newtonreflektoren und Refraktoren bzw. grundsätzlich bei Instrumenten größerer Öffnung müssen Filter im Strahlengang eingefügt werden. Da das Filterglas dann nicht mehr von einem parallelen sondern von einem konvergierenden Lichtbündel durchsetzt wird, findet am Filter Brechung statt, so dass der Fokus in Richtung des Films verschoben wird. Leider kann die Fokussierung durch die dichten Kantenfilter RG 645 etc. nicht mehr erfolgen, da visuell keine Sterne mehr erkannt werden können. Man muss vielmehr die optischen Dicken - also die Strecke um die der Fokus versetzt wird - der Filter vermessen und nach der filterlosen Fokussierung diese Korrektur über eine Messuhr an den Okularauszug übertragen. Mit der folgenden Gleichung kann die optische Dicke x theoretisch ermittelt werden. Da jedoch Glasdicke d, Brechungsindex n und Öffnungsverhältnis N nicht exakt bekannt sind, sollte man für jedes Filter individuell x durch einen Feinoptiker vermessen lassen.
S C H W E R P U N K T T H E M A 15
x = d - [2 N d tan [arcsin [(1/n) sin [arc-
tan (1/(2N))]]]]
(3)
Drei Fotografien als Beispiel Um einige Beispiele dafür zu liefern, was unter lichtverschmutzten Himmeln fotografisch erreichbar ist, sind drei Deep-SkyAufnahmen abgebildet, die im folgenden kurz erläutert seien. Abb. 3: Der Orionnebel M 42 wurde mit einem Genesis-Refraktor 101/540 mm 28 Min. auf Kodak TP 2415 hyp. belichtet. Als Filter kam das Lumicon Deep-Sky zum Einsatz; Aufnahmeort war der Bochumer Stadtrand mit einer abgeschätzten durchschnittlichen Grenzgröße von ca. 5,0 mag. Abb. 4: Ähnlich zu Aufnahme 1 entstand die Fotografie um Cygni. Auch hier fand der Genesis-Refraktor in Kombination mit
TP und Deep-Sky-Filter Verwendung. Die Belichtungszeit betrug 60 Min. am selben Ort. Negativentwicklung jeweils: Kodak D-19, 6min bei 20 Grad C. Abb. 5: Die HII-Region NGC 281 in der Cassiopeia entstand bereits am 18.11.1997 bei mäßig guter Durchsicht. Am Bochumer Stadtrand wurde 55 Min. durch einen 200/800 mm Newton auf TP 2415 hyp. belichtet. Als Filter kam auch hier das Lumicon Deep-Sky zum Einsatz. Negativentwicklung: Kodak D-19, 10min. bei 21 Grad C.
Zum Abschluss Wir hoffen, mit diesem Artikel gezeigt zu haben, dass Deep-Sky-Astrofotografie in lichtverschmutzten Gebieten, wenn auch begrenzt, möglich ist. Vielleicht können
wir weitere Amateure dazu ermutigen ihr fotografisches Glück auch aus der Stadt heraus zu versuchen, zumal sich mittlerweile mit Hilfe der digitalen Bildbearbeitung noch ein deutlicher Informations- und Qualitätsgewinn erzielen lassen sollte. Somit erscheint die Astrofotografie aus lichtverschmutzten Gegenden wenn auch bezüglich der Reichweite nicht optimal, so doch hinsichtlich Ausbeute und Erfahrungsgewinn sehr lohnenswert zu sein.
Literaturhinweise [1] Handbuch der Astrofotografie, Bernd Koch,
Springer-Verlag [2] City Astronomy, Robin Scagell,
Sky & Telescope Observer`s Guide
Die Dunkelwolken im südlichen Schlangenträger
von Peter Riepe und Rainer Sparenberg
Im Frühsommer kulminieren gegen Mitternacht die schönsten Partien der Milchstraße. Der Skorpion mit seinen hellen Sternen geht voran, ihm folgt der Schütze mit den ausgedehnten Sternenwolken im Bereich des galaktischen Zentrums. Im südlichen Schlangenträger zwischen Schütze und Skorpion - entdeckt man bei sehr dunklem Landhimmel bereits mit dem bloßen Auge zahlreiche markante Staubwolken. Sie verlaufen in Streifen, bilden dunkle Knoten und durchsetzen in auffälligen Mustern das Milchstraßenband. Das gilt insbesondere für die große ,,E-förmige Dunkelwolke" (Abb. 1). Dieser von uns gewählte Objektname entstammt nicht der offiziellen astronomischen Nomenklatur, sondern der Amateur-Praxis. Er spiegelt sehr treffend die Objektform wieder, auch wenn der südliche Bereich dieses spektakulären Dunkelwolkenkomplexes den meisten wohl eher als ,,Pipe Nebula" geläufig ist. Der etwa 2 Grad große Pfeifenkopf wird von der Dunkelwolke Barnard 78 (B 78) gebildet. E. E. Barnard befasste sich seinerzeit mit der systematischen fotografischen Erfassung der Dunkelwolken in unserer Milchstraße. Nach Westen setzt bei B 78 der Pfeifenstiel an, eine rund 5 Grad lange
Dunkelwolkenkette, bestehend aus B 59, B 65, B 66 und B 67. Südlich davon gibt es im Skorpion noch weitere ähnliche, aber schwächere Staubstreifen. Bei klarer Sicht entdeckt man, dass der mittlere Horizontalstrich des großen E eine lange Fortsetzung nach Westsüdwesten hat, die all-
Kugelhaufen
(2000)
NGC 6235 NGC 6266 NGC 6273 NGC 6284 NGC 6287 NGC 6293 NGC 6304 NGC 6316 NGC 6325 NGC 6333 NGC 6342 NGC 6355 NGC 6356 NGC 6401 Palomar 6
16 53,4 -22 11 17 01,2 -30 07 17 02,6 -26 16 17 04,5 -24 46 17 05,2 -22 42 17 10,2 -26 35 17 14,5 -29 28 17 16,6 -28 08 17 18,0 -23 46 17 19,2 -18 31 17 21,2 -19 35 17 24,0 -26 21 17 23,6 -17 49 17 38,6 -23 55 17 43,7 -26 13
mählich dünner werdend auf die Sternengruppe um Antares zu läuft. Die zahlreichen parallel bzw. schindelförmig angeordneten Dunkelwolken treffen relativ steil auf den galaktischen Äquator. Insofern können sie keine parallel verlaufenden Begleiter der Spiralarme unserer
d / '
mv / mag Klasse
5,0
10,2
10
14,1
6,6
4
13,5
7,15
8
5,6
9,0
9
5,1
9,2
7
7,9
8,2
4
6,8
8,42
6
4,9
9,0
3
4,3
10,7
4
9,3
7,9
8
3,0
9,9
4
5,0
9,6
-
7,2
8,4
2
5,6
9,5
8
7,2
13,6
11
Tabelle 1: Kugelsternhaufen im Gebiet um Ophiuchi. Die Klassen sind von 1 bis 12 definiert und beschreiben mit zunehmenden Werten den abnehmenden Konzentrationsgrad.
16 S C H W E R P U N K T T H E M A
Abb. 1: Der E-förmige Dunkelwolkenkomplex im Ophiuchus, aufgenommen am 16.7.1993 in Namibia (Farm Tivoli) mit 1:2,8/120 mm (Blende 4) auf Scotch Chrome 400, Belichtung 60 Minuten. Autoren: Dieter Sporenberg, Stefan Binnewies, Peter Riepe.
Galaxis sein. Auch in anderen Galaxien, z.B. in der edge-on-Galaxie NGC 891, werden solche Staubstreifen beobachtet, die kaminartig aus der äquatorialen Ebene hinauslaufen. Im unteren Drittel der E-förmigen Dunkelwolke liegt eine Anordnung von vier Sternen, die die geometrische Figur eines auf dem Kopf stehenden Drachens von 4 Grad Höhe einnehmen. Der südlichste und hellste Stern davon ist Ophiuchi, ein 3,3 mag heller und sehr leuchtkräftiger B2-Typ mit einer absoluten Helligkeit von Mv = -3 mag. In seinem Umfeld von ca. 10 Grad x 15 Grad liegt eine geballte Fülle weniger bekannter Kugelsternhaufen mit relativ kleinen scheinbaren Durchmessern (Tab. 1). Der Schlangenträger ist so reich an Kugelsternhaufen wie kein anderes Sternbild. Knapp 1,5 Grad nordnordöstlich von Ophiuchi (Abb. 2) befindet sich die Dunkelwolke B 72, die durch ihre S-Form ins Auge sticht. Dieser ,,Snake Nebula" (Schlangen-Nebel, Abb. 3) zählt nicht unbedingt zu den leichten Fotomotiven.
,,In Hartungs Handbuch ,Astronomical Objekts for Southern Telescopes' fiel mir der Snake-Nebel Barnard 72 zwar auf, dennoch dachte ich zunächst nicht an eine Aufnahme. Als ich nun in der kleinen Bibliothek der Farm Tivoli stöberte, hielt ich nach kurzer Zeit die Uranometria 2000.0 in Händen. Dort bemerkte ich eine Bleistiftzeichnung von einem anderen Sternfreund, in der die Schlangenstruktur von Barnard 72 sehr gut wiedergegeben worden war. Von dieser Zeichnung angeregt, wollte ich das Objekt in der kommenden Nacht fotografieren. Von einer anderen Fotografie des Objekts wusste ich, dass neben dem Snake-Nebel noch weitere Dunkelwolken stehen. Diese Globulen sollten unbedingt noch mit auf meine Aufnahme. Mein Vorhaben teilte ich meinen anderen mitgereisten Sternfreunden mit. Die einen stimmten mir zu und ermutigten mich, das Objekt zu fotografieren. Ein anderer gab aber zu bedenken, dass Mars dem Snake-Nebel relativ nahe stand und das Bild durch Reflexe beeinträchtigt werden könnte. Ich entschied mich trotz der Bedenken dennoch für eine Aufnahme. In der folgenden klaren Nacht lag ich nun auf den Boden der Sternwarte, um das Objekt einzustellen. Da der Snake-Nebel sehr zenitnahe stand, musste ich diese unbequeme Haltung beibehalten - in der einen Hand die Uranometria, in der anderen die Rotlichtlampe. Beim Einstellen gab es noch ein kleines Problem. Sternhaufen und leuchtende Gasnebel waren meist so hell, dass man sie gut im Sucher der Kamera sehen konnte. Beim Objekt Barnard 72 war es nicht so, es war nur anhand der Sterne in der Uranometria einzustellen. Zunächst habe ich wie gewohnt einen hellen Stern im Zentrum des Gesichtsfelds gesucht und die Elektronik darauf kalibriert. Anschließend ließ ich das Teleskop selbstständig zu dem Objekt fahren. Die Erfahrungen haben aber gezeigt, dass das Objekt nie ganz in der Mitte war und immer wieder kleinere Korrekturen durchgeführt werden mussten. Weiterhin sollten neben dem Snake-Nebel auch noch die anderen Globulen im Gesichtsfeld der Kamera sein, so dass ich die gewohnte NordSüd-Ausrichtung der Kamera entsprechend ändern musste. Ich verglich immer wieder die Sterne im Gesichtsfeld mit den Sternen der Uranometria. Nach ca. 15 Minuten des Vergleichens hoffte ich, dass ich richtig lag und die Kamera auch richtig gedreht hatte, um alle Objekte im Gesichtsfeld zu haben. Ich belichtete die Aufnahme 90 Minuten, die Nachführung mit der ST-4 lief gut. Als ich später den Snake-Nebel mit den Globulen als Negativbild betrachtete, waren die Objekte im Gesichtsfeld genau so wie ich sie mir vorgestellt hatte und ich war froh, dass ich mir so viel Zeit beim Einstellen des Objekt gelassen hatte."
Abb. 2: Tiefes Sternfeld östlich von Ophiuchi, fotografiert am 16.7.1993 in Namibia (Farm Tivoli). Schmidtkamera 1:1,65/225 mm, Belichtungszeit 60 Minuten auf TP 2415 (hyp), Rotfilter W 92. Autoren: Dieter Sporenberg, Stefan Binnewies, Peter Riepe.
Warum - das wird aus dem authentischen Bericht von Rainer Sparenberg ersichtlich (siehe Kasten). Das ,,S" des Snake-Nebels selbst hat Abmessungen von 17' x 12'. Nach Osten hin gibt es eine Fortsetzung, die gemäß Abb. 2 diffus in den mittleren Teil der Eförmigen Dunkelwolke übergeht. Der dem Stern SAO 185357 (mv = 6,7 mag, Spektraltyp K0 III) nächstgelegene Bereich von B 72 besticht durch seine extreme Schwärze. Hier dringt nur das Licht ganz weniger Sterne durch die dichten Staubmassen. Von seiner Form her ist auch das 30' x 60' große, zerfaserte Dunkelwolkensystem 1 Grad nördlich von B 72 auffällig. Die abschließenden Bögen am Nord- und Südrand erwecken
den Eindruck von Filamenten. Etwa 20' südlich von B 72 zieht sich die im Bericht genannte kleine Kette dunkler Globulen von Ost nach West. Die östlichste, B 70 mit Namen, gleicht einem tiefschwarzen Halbkreis von 8' x 5'. Extrem sind die Verhältnisse bei der nierenförmigen Globule B 68, die 20' westlich von SAO 185357 liegt. Sie ist etwa 400 Lichtjahre entfernt und hat einen wahren Durchmesser von 0,4 Lichtjahren. Messungen in verschiedenen Wellenlängenbereichen von J. Alves et al. am VLT der Europäischen Südsternwarte ergaben ein sehr genaues Dichteprofil von B 68. Daraus konnte gefolgert werden, dass diese Molekülwolke offenbar kurz vor dem Gravitationskollaps steht,
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FILMMONTAGE
18 S C H W E R P U N K T T H E M A
Objekt
(2000)
,,E-Wolke" B 72 B 68 B 70
17 22.0 - 22 45 17 23.5 - 23 38 17 22.6 - 23 44 17 23.5 - 23 58
Tabelle 2: Dunkelwolken im südlichen Schlangenträger
d
9 Grad x 6 Grad 17' x 12' 4' x 3' 8' x 5'
Abb. 3: Die Dunkelwolke Barnard 72, aufgenommen am 19.6.2001 auf Farm Tivoli/Namibia. Mit dem Hypergraphen 400/3200 mm von Bernd Schröter wurde 90 Minuten auf Fuji NHG II 800 belichtet. Autoren: Rainer Sparenberg und Volker Robering.
d. h. aus ihr wird sich ein neuer Stern der Milchstraße bilden. In SuW 40, 625 (8/2001) gab es einen Bericht dazu (,,Molekülwolke von hinten durchleuchtet"; leider unterlief ein Zahlendreher nicht B 86!). Was die Wissenschaft für die Theorie der Sternentwicklung im Inneren von Globulen dringend benötigt, ist deren Gehalt an molekularem Wasserstoff. Der aber kann bei den extrem niedrigen Temperaturen in Dunkelwolken nicht direkt gemessen werden. Anhand von B 68 wurde nun ein Verfahren entwickelt, aus parallelen Extinktionsmessungen im mmWellenlängenbereich und im IR-Bereich die totale Masse solcher Dunkelwolken zu bestimmen (ESO Messenger No. 106, 42, December 2001). Daraus wiederum lässt sich unter Annahme eines gewissen Staub/Wasserstoff-Verhältnisses der Anteil an molekularem Wasserstoff gewinnen.
Kometen mit dem T-Max 3200
von Bernd Gährken
Kometen bewegen sich oft recht schnell über den Sternenhimmel. Bei einer Nachführung per Leitstern kann dies Probleme ergeben. Die Eigenbewegung führt zu einem Verschmieren des Objekts und Detailstrukturen verschwinden. Eine Nachführung auf den Kern ist auch nicht immer einfach. Bei vielen Kometen ist er zu schwach oder verschwindet in einer diffusen Koma. Eine Alternative ist die Verwendung hochempfindlichen Films mit kurzen Belichtungszeiten. Am besten eignet sich der Kodak T-Max 3200. Er kann standardmäßig auf ISO 25000 gepusht werden, doch sollen auch ISO 50000 möglich sein! Leider ist sein Schwarzschild-
exponent mit ca. 0,7 eher mäßig und das Korn nach dem Extrempush recht grob. Durch eine Addition mehrerer Negative lässt sich jedoch die Deckung vergrößern und das Kornrauschen verringern.
Als im Sommer 2001 gerade zur Sichtbarkeit des Kometen Linear A2 der Deklinationsmotor meiner Montierung defekt war, ergab sich eine günstige Gelegenheit, die Methode zu testen. Die beste Beobachtungszeit für Linear A2 lag zwischen dem 11.7. und dem 31.7.2001. In den ersten Tagen zog er bei ca. 4 mag mit 7 Bogensekunden pro Minute über den Himmel. In den letzten Tagen lag er bei 7
mag und ca. 2,5 Bogensekunden pro Minute. Bei einem Seeing von ca. 5 Bogensekunden hätte also zu Anfang etwa 1 Min. und am Ende etwa 2 Min. belichtet werden können. Zur Vorbereitung wurde die Technik zunächst am 8 mag hellen Hantelnebel getestet. Abb. 1a zeigt eines der mit 2700 dpi gescannten 2-Min.Rohbilder. Abb. 1b ist aus der Mittelung von 12 Negativen entstanden. Die Verarbeitung erfolgte mit ,,Giotto" von Georg Dittie. Die Körnigkeit konnte so auf ein erträgliches Maß reduziert werden. Die Resultate bei M 27 waren so ermutigend, dass man den Einsatz bei Linear A2 riskieren konnte.
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Die Aufnahmen entstanden in der Nacht vom 21. auf den 22.7.2001. Zu dieser Zeit war die Helligkeit des Kometen schon auf ca. 6 mag zurückgegangen. Die Belichtungszeit lag bei 210 Sekunden. Dies führte zwar zu einer Bewegungsunschärfe von ca. 10 Bogensekunden pro Aufnahme, doch dafür ist der schwache Schweif insgesamt besser durchgezeichnet. Die Abb. 2a zeigt ein unbehandeltes Original, Abb. 2b ein digitales Komposit aus 11 Einzelbildern. Durch die Bearbeitung wurden die Sterne zu schwachen Linien auseinandergezogen, der Komet ist jedoch recht gut sichtbar. Bei Abb. 2c wurde das Bild so bearbeitet, dass der Kometenkern deutlicher aus der Koma hervortritt und dadurch der feine innere Schweifansatz sichtbar wird. Es ist interessant, die Ergebnisse mit den zahlreich publizierten CCD-Aufnahmen zu
Abb. 1: (a) M 27, eine von 12 Aufnahmen, die am 23./24.06.2001 mit einem 180-mm-Newton
2 Minuten auf T-Max 3200 (ISO 25000) belichtet wurden, mit 2700 dpi gescannt und um den Faktor 2 vergrößert. (b) Digitales Komposit aller 12 Einzelaufnahmen. Die Körnigkeit wird drastisch reduziert.
Abb. 2: (a) Eines von 11 Einzelbildern des Kometen Linear A2, mit einem 180-mm-Newton f/5 am 21./22.07.2001 auf T-Max 3200 (ISO
25.000) 210 Sekunden belichtet. (b) Mittel aus allen 11 Einzelbildern. (c) Leichtes logarithmisches Skalieren zeigt eine kleinere Koma, auch der feine Schweifansatz am Kometenkern kommt ein
wenig besser heraus.
vergleichen. Die digitalen Lichtsensoren sind immer noch mindestens um den Faktor 10 empfindlicher und die Auflösung ist eindeutig besser! Doch nicht jeder besitzt eine CCD-Kamera, die ,,klassische" Filmtechnik ist zudem handlicher und leichter zu transportieren.
,,Na Kinder... Wie hat es euch denn bei KOS und MOS auf der Sternwarte gefallen?"
,,Das war ganz toll, Tante Helga, aber der Mond müsste sein Gesicht immer
mit Clerasil waschen!"
20 S C H W E R P U N K T T H E M A
Zur Hypersensibilisierung von Farbnegativfilmen
von Jens Moser, Stefan Binnewies und Frederico Juan Fisch
Die Belichtungszeiten möglichst kurz zu halten, ist seit Entdeckung der Fotografie vor mehr als 150 Jahren ständiges Bestreben nahezu aller Fotografen. In der konventionellen Astrofotografie, der Arbeit mit Filmemulsionen, haben sich dazu drei Verfahren etabliert: die Hypersensibilisierung vor der Belichtung, die Tiefkühlung während der Belichtung und das Pushen nach der Belichtung. Dieser Artikel beschäftigt sich ausschließlich mit der Gashypersensibilisierung, insbesondere mir der Gashypersensibilisierung von Farbnegativfilmen. Allerdings sind die folgenden Handhabungshinweise auch auf Schwarz/Weiß- und Diapositivmaterial übertragbar, nur müssen für alle hier nicht aufgeführten Emulsionen Temperatur, Druck und Zeit gesondert durch Versuchsreihen ermittelt werden. Die Grenze jeder Hypersensibilisierung setzt dabei der ansteigende Grundschleier des unbelichteten Films. Auch in Zeiten der CCD-Fotografie halten wir das Arbeiten mit Filmemulsionen im allgemeinen und das Arbeiten mit hypersensibilisierten Filmen im besonderen für weiterhin sinnvoll. Dem Anfänger bietet sich so eine relativ preiswerte Möglichkeit zum Einstieg in die Astrofotografie und der alte Hase freut sich über die Möglichkeit mehrere eingescannte Negative am PC, möglicherweise noch mit einem monochromatischen CCDBild zu überlagern, um ein hochaufgelöstes und farbsattes Bild zu erhalten. Einige der spektakulärsten amateurastronomischen Ergebnisse sind so innerhalb der letzten Jahre entstanden. Seit Anfang der achtziger Jahre werden in Deutschland von Astroamateuren Filme hypersensibilisiert [1] und entsprechend der oben aufgeführten Beispiele sehen wir für dieses Verfahren weiterhin eine Zukunft.
Der Aufbau des Farbfilms Moderne Farbnegativfilme sind aus einer Vielzahl von Schichten aufgebaut. Neben den lichtempfindlichen Gelb-, Purpur- und Blaugrünschichten werden mittlerweile mehrere Filter- und Schutzschichten auf den Filmträger aufgebracht. Durch Weiterentwicklungen in der Herstellungstechnik konnte gleichzeitig die jeweilige Schichtdicke immer mehr verringert werden.
Abb. 1: Laborbelichtungsreihen eines Feldes Leuchtdioden über 2, 4 und 8 Minuten. Oben unhypersensibilisierter, unten hypersensibilisierter Kodak Supra 400 prof.
Dadurch wurde die Schärfe und Farbwiedergabe verbessert. Die gesamte Schichtdicke liegt heute bei Farbnegativfilmen zwischen 0,015 bis 0,020 mm, bei Diafilmen zwischen 0,020 bis 0,030 mm. Aufgebracht werden die lichtempfindlichen Schichten auf einen Filmträger, meist Acetylzellulose oder Polyester. Trotz des komplizierten Aufbaus ist die Handhabung eines Farbfilms in der normalen Fotografie unproblematisch, alle Parameter sind für die klassische Fotografie perfekt aufeinander abgestimmt. Wenn aber das Feld der ,,normalen" Fotografie verlassen wird, funktioniert ein Farbfilm nicht mehr so perfekt. In der Astrofotografie liegt das größte der auftretenden Probleme in der unterschiedlichen Abnahme der Empfindlichkeit einzelner Filmschichten, beispielsweise während der längeren Belichtung eines Gasnebels. So wird ein Negativfilm, dessen Gelbschicht eine über die Zeit gleichbleibendere Empfindlichkeit als die übrigen Schichten aufweist, mit zunehmender Belichtung blaustichig ausfallen. Durch die Hypersensibilisierung lässt sich allerdings das Problem der filmschichtspezifischen Empfindlichkeitsabnahme reduzieren. Das Geheimnis liegt in einer deutlichen Verminderung des von der Belichtungsdauer abhängigen Empfindlichkeitsverlustes (Schwarzschildverhalten) mit dem Ergebnis einer besseren Farbbalance bei gleichzeitig ,,schneller" werdendem Film.
Der Schwarzschildeffekt Wenn für ein Foto im Gegensatz zu einer anderen Aufnahme nur noch die Hälfte der Lichtmenge zur Verfügung steht, muss bei gleicher Blende die Belichtungszeit verdoppelt werden. Daraus folgt, dass Belichtungszeiten bzw. die zu erwartenden Filmschwärzungen linear nach dem von Bunsen und Roscoe aufgestellten Reziprozitätsgesetz errechnet werden können. So ergibt sich die Schwärzung eines Films aus dem Produkt von auftreffender Energie und Belichtungszeit. Nach dem Reziprozitätsgesetz ist es gleich, ob die Filmschwärzung aus hoher Lichtintensität und kurzer Belichtungszeit oder langer Belichtungszeit und niedriger Lichtintensität resultiert. Dieser Umstand trifft aber nur für Belichtungszeiten von unter einer Sekunde zu. Bei längeren Belichtungen, und diese sind in der Astrofotografie die Regel, treten Abweichungen vom Reziprozitätsgesetz auf. Die Zeit muss nämlich für eine Verdoppelung der Filmschwärzung überproportional verlängert werden. Dieser Effekt wurde nach dem über die fotografische Photometrie arbeitenden Astronomen Karl Schwarzschild ,,Schwarzschildeffekt" benannt. Schwarzschild hat das Reziprozitätsgesetz dann auch durch Einführung eines Exponenten p, des ,,Schwarzschildexponenten" ergänzt. Eine Herleitung dieses Sachverhaltes mit Beispielrechnungen ist in [2] zu finden. Der Schwarzschildexponent ist im übrigen ein von der
S C H W E R P U N K T T H E M A 21
Abb. 2: NGC 281 in der Cassiopeia, 40 Minuten auf unhypersensibilisiertem (links) und 40 Minuten auf hypersensibilisiertem (rechts) Agfa Optima II 400 prof. belichtet.
Nennempfindlichkeit des Film unabhängiger Wert. Es gibt genügend Beispiele, in denen ein Film mit geringerer Nennempfindlichkeit während einer Langzeitbelichtung einen ursprünglich höher empfindlichen Film auf Grund des größeren Schwarzschildexponenten ,,überholt". Bei den aktuellen Farbnegativfilmen liegt der Schwarzschildexponent p um 0,8. Für Langzeitbelichtungen bedeutet das allerdings ein erhebliches Anwachsen der notwendigen Belichtungszeiten und genau da setzt die Hypersensibilisierung an. Zur Veranschaulichung dient die Tabelle 1. Während sich bei Belichtungszeiten bis zu 5 Minuten die Verlängerungen durch den Schwarzschildeffekt noch in Grenzen halten, machen sie sich bei längeren Belichtungszeiten sehr deutlich bemerkbar. Eine Belichtung von 64 Minuten bei einem p von 1 entspricht bei einem p von 0,9 einer notwendigen Belichtung von 102 Minuten,
bei einem p von 0,8 wird die Belichtung sogar 181 Minuten andauern müssen. Nun kann aber durch die Hypersensibilisierung der Schwarzschildexponent auf Werte über 0,95 angehoben werden. Nicht wenige Filme werden erst dadurch für die Astrofotografie tauglich. Der Idealwert von p gleich 1 wird aber auch durch die Hypersensibilisierung nicht erreicht.
Dia- oder Negativfilm? Im Gegensatz zu Diapositivfilmen haben Farbnegativfilme eine deutlich flachere Gradation, d.h. sie können große Helligkeitsunterschiede differenzierter darstellen. Zudem hat ein Negativfilm bei gleicher Empfindlichkeit im Gegensatz zum Diafilm das feinere Korn. Für Objekte mit einem großen Helligkeitsumfang ist die bessere Halbtonwiedergabe des Negativfilms ein nicht zu unterschätzender Vorteil. Gasnebel wie M 42 oder M 8 aber auch
einige Galaxien brennen in ihren zentralen Regionen weniger stark aus. Allerdings benötigen Farbnegativfilme im Gegensatz zum Diafilm eine weitere Nachbearbeitung (Umkopie, Ausbelichtung, Fotoabzug). Wer aber die Möglichkeit der digitalen Bildbearbeitung besitzt und das ist eigentlich jeder, der einen Computer sein eigen nennt, muss sich davor nicht mehr scheuen. Die Möglichkeiten sind immens und zum Teil leicht erlernbar, so dass wir, wenn immer möglich, dem Negativfilm den Vorzug geben. Und für viele Diafilme gilt, dass sie nach der Hypersensibilisierung Farbstiche zeigen oder an Kontrastumfang verlieren, so dass wir zur Zeit diesbezüglich keine Empfehlungen abgeben können.
Wirkungsweise Bei der Hypersensibilisierung wird das Schwarzschildverhalten des behandelten Films durch Einwirken von Wärme und
Schwarzschildexponent
Belichtungszeit in Minuten
1,00
1
2
4
8
16
32
64
128
256
0,95
1
2
4
10
19
39
80
169
343
0,90
1
2
5
11
22
48
102
224
474
0,80
1
2
6
14
32
78
181
442
1024
Tabelle 1: Abhängigkeit der Belichtungszeit vom Schwarzschildexponenten p unter Konstanthaltung der Filmschwärzung beim Abblenden eines Objektives um jeweils eine Blendenstufe.
22 S C H W E R P U N K T T H E M A
es bereitet aber auch keine großen
Schwierigkeiten eine Anlage selber zu
bauen. Allerdings, der Zugang zu
Maschinen für die Metallbearbeitung sowie
ein zumindest mäßiges handwerkliches
Geschick sind hierbei Voraussetzungen.
Eine Zeichnung zum Bau einer Hyper-
sensibilisierungsanlage ist in der Abbild-
ung 3 beigefügt. Alternativ kann eine
Kammer zur Hypersensibilisierung auch
aus einem Schnellkochtopf hergestellt wer-
den. Eigene Erfahrungen liegen uns dazu
aber nicht vor. Ein passendes Modul für die
Temperatursteuerung wird von der Firma
Conrad angeboten, erfordert beim Zusam-
menbau aber etwas Fingerspitzengefühl.
Wer die Möglichkeiten und Fähigkeiten
zum Selbstbau hat, wird sicher nicht mehr
als 150 an Materialkosten aufbringen
müssen. Die Abbildung 4 zeigt eine solche
selbst hergestellte Anlage zur Hypersensi-
Abb. 3:
bilisierung. Formiergas wird von der Firma
Technische Zeichnung einer Hypersensibilisierungskammer. Material Aluminium,
Linde in sog. ,,Minicans" vertrieben. Das
Wandstärken zwischen 10 und 20 mm empfohlen.
sind 1 Liter-Einwegflaschen unter einem
Druck von 12 bar. Eine solche Flasche
kostet ca. 75 und reicht für den gelegent-
Gas verbessert. Auf die Grundempfind- wurde auf unhypersensibilisiertem (links) lichen Gebrauch aus. Werden allerdings
lichkeit des Films hat das aber keinen und hypersensibilisiertem (rechts) Agfa Filme öfter hypersensibilisiert, empfiehlt
Einfluss. So kann ein Film mit einer Optima II 400 jeweils 40 Minuten belich- sich die Anschaffung einer wiederbefüllba-
Empfindlichkeit von ISO 100/21 Grad nicht in tet. Die Abbildung 1 lässt wie schon die ren Gasflasche. So eine 10 Liter-Flasche
einen solchen mit ISO 400/27 Grad verwandelt Tabelle 1 erkennen, dass sich die Hyper- kostet inkl. Druckminderer und einer 150
werden. In der Literatur finden sich unter- sensibilisierung besonders mit Zunahme bar-Füllung (1.500 Liter!) ca. 600 , ist
schiedliche Angaben darüber, was dem ver- der notwendigen Belichtungszeit lohnt, allerdings bei dieser Füllmenge eine
besserten Schwarzschildverhalten eines also zumeist, wenn unter einem wirklich Investition für das Leben. Zusätzlich wird
hypersensibilisierten Films zugrunde liegt. dunklen Himmel astrofotografisch gearbei- noch eine Pumpe zur Erzeugung des
Plausibel erscheint uns die Theorie, tet werden soll.
Vakuums benötigt. Als einfache Lösung
wonach die Wasserstoffmoleküle des übli-
bieten sich Handpumpen oder Wasser-
cherweise bei der Gashypersensibilisierung Die Anlage zur Hypersensibilisierung
strahlpumpen an. Die elegante Lösung
benutzten Wasserstoffgases die in der Eine solche Anlage besteht im wesentli- einer elektrischen Pumpe ist sehr teuer, der
Filmschicht eingelagerten Wassermoleküle chen aus einem luftdicht schließenden Preis rechtfertigt die gewonnene Bequem-
ersetzen. Wasserstoff ist erheblich leichter Gehäuse, einer Temperatursteuerung mit lichkeit nicht.
anregbar als Wasser, dadurch können die Heizmanschette und einer Gasflasche mit
einfallenden Photonen die Filmschicht Druckminderer. Zumeist befüllt wird das Die Hypersensibilisierung
schneller schwärzen. Theorien, die als Gehäuse mit einem unter dem Namen Wir hypersensibilisieren Kleinbildfilme in
Grund für das verbesserte Schwarzschild- Formiergas bekannten Gasgemisch beste- der Patrone und können entgegen der weit-
verhalten die Austrocknung des Filmes hend aus 90 % Stickstoff und 10 % verbreiteter Meinung keinen Unterschied
während der Hypersensibilisierung ange- Wasserstoff. Hypersensibilisierungsan- zur Hypersensibilisierung auf einer Ent-
ben, erscheinen uns weniger wahrschein- lagen werden von verschiedenen Her- wicklerspule feststellen. Diese Vorgehens-
lich. Dann müsste die alleinige Vakuum- stellern angeboten (z. B. Firma Lumicon), weise hat den Vorteil, dass alle Arbeits-
trocknung des Films schon reichen, ein
Phänomen, das wir aber bisher nicht beobachten konnten.
Film
Druck über Normal Temperatur
Zeit
Anhand von Testbildern lässt sich die Wirkung der Hypersensibilisierung gut dokumentieren. Die Abbildung 1 zeigt Probebelichtungen eines Diodenfeldes
Agfa HDC plus 400 Agfa Optima II 400 prof. Fuji Superia 800
0,2 bar 0,2 bar 0,2 bar
57 Grad Celsius 57 Grad Celsius 57 Grad Celsius
6,0 Std. 6,0 Std. 6,0 Std.
über 2, 4 und 8 Minuten auf Kodak Supra Kodak Supra 400 prof.
0,2 bar
57 Grad Celsius
4,0 Std.
400 ohne (oben) und nach (unten) Hyper-
sensibilisierung. In der Abbildung 2 wird
dieser Effekt an Hand eines astronomi- Tabelle 2:
schen Objektes demonstriert. NGC 281 Empfohlene Hypersensibilisierungsparameter.
S C H W E R P U N K T T H E M A 23
schritte bei Tageslicht erledigt werden können und der Film nach der Hypersensibilisierung nicht mehr berührt werden muss. Allein die Rollfilme werden im Dunkeln entgegen der Wicklung etwas aufgedreht, allerdings werden auch sie nicht auf eine Spule gezogen sondern einfach in das Druckgefäß gestellt. Nach dem luftdichten Verschließen der Hypersensibilisierungskammer und Erzeugung eines Unterdrucks (das durch eine Wasserstrahl- oder Handpumpe zu erzielende ,,Vakuum" reicht völlig aus), heizen wir eine Stunde vor. Anschließend wird die Kammer kurz mit Formiergas gespült und erneut evakuiert. Dann lassen wir das Formiergas bis zu dem Druck, unter dem das Backen der Filme zu erfolgen hat, einströmen. Drücke, Temperaturen und Behandlungszeiten für besonders empfehlenswerte Filmemulsionen führt Tabelle 2 auf. Daten zur Hypersensibilisierung weiterer Filme sind auf unserer Homepage unter www.sternenphoto.de abzurufen. Nach Beendigung des Backvorgangs und Ablassen des Überdruckes werden die Filme bei -18 Grad Celsius eingefroren. Um die Rückdiffusion von Wasser zu vermindern, geben wir als Wasserfalle Silicagel dazu. Wenn wir die frisch hypersensibilisierten Filme noch am gleichen Tag benötigen, füllen wir etwas Silicagel in einen Gefrierbeutel, leiten Formiergas zu und transportieren die Filme so zu unserem Beobachtungsort. Da Wasserstoff bereits in einer Konzentration von 10 % brennbar ist, muss bei allen Arbeitsvorgängen vorsichtig mit dem Formiergas umgegangen werden.
Abb. 4: Komplette Anlage zur Hypersensibilisierung. Neben der Temperatursteuerung von Conrad und der Wasserstrahlpumpe ist auch eine Minican-Flasche der Firma Linde zu erkennen.
Eingefroren bei -18 Grad Celsius dürften sich hypersensibilisierte Farbfilme noch um einiges länger halten. Hier ergaben eigene Versuche nach 3 Monaten erste Verluste. Sehr wichtig ist jedenfalls die Vermeidung von Feuchtigkeit. Der Film sollte sich so auch nur während der Belichtung in der Kamera befinden und bis zur Entwicklung des latenten Bildes wieder in Silicagel oder besser noch unter einem Vakuum gelagert werden. Ist man sich nicht sicher, ob ein Negativfilm noch genügend hypersensibilisiert ist, kann er wenigstens für die normale Fotographie verwendet werden. Eine erneute Hypersensibilisierung empfiehlt sich allerdings nicht, zu sehr verfärbt sich sonst die Maske des Films.
Fazit Die Hypersensibilisierung von Farbfilmen ist keine Geheimwissenschaft, sie kann mit relativ einfachen Mitteln von Amateuren durchgeführt werden. Besondere Beachtung erfordern allerdings neben der Einhaltung der Sicherheitsvorschriften beim Umgang mit Wasserstoffgas die Hypersensibilisierungsparameter. Insbesondere die Temperatur lässt nur einen geringen Spielraum zu, dann folgt die Zeit und zuletzt der Druck. Eigene Versuche sind durchaus lohnenswert, es gibt sicher unter den aktuellen Filmen noch einige astrotaugliche Emulsionen zu entdecken. Und was die Zukunft bringt - wer weiß? Für die eigene astrofotografische Arbeit ist uns jedenfalls die Hypersensibilisierung von Farbfilmen weiterhin unverzichtbar.
Literaturhinweise [1] Stättmayer, P.: Gashypersensibilisierung
von Filmmaterial. Sterne und Weltraum 21, Nr. 12, 532 (1982). [2] Koch, B. (Hrsg.): Handbuch der Astrofotografie, Springer-Verlag 1995
Bezugsquellen:
Lumicon, 6242 Preston Avenue, Livermore, CA 94550, U.S.A. Conrad Eletronic GmbH, Klaus-Conrad-Str.1, D-92240 Hirschau Linde AG, Karl-von-Linde-Straße 25, D-85716 Unterschleißheim
Lagerung der Filme Hypersensibilisierte Farbfilme können in einem luftdichten Kunststoffbeutel mit etwas Silicagel bei Zimmertemperatur ca. 1 bis 2 Wochen gelagert werden. Nach unseren Tests ist nach einer Woche nur ein geringer Anstieg des Schwarzschildverhaltens zu verzeichnen gewesen.
,,So... bitte... Wir haben jetzt zwei Herschelprismen, ein Coronado-Filter, ein Daystar-Filter, einen Projektionsschirm, einen Protuberanzenansatz, diverse Sonnenfilter... Was wollen Sie denn mit dem ganzen Zeug, Herr Sonnemann?" ,,Ach wissen Sie... Mein Name verpflichtet!"
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Polarlichter vom 11. April 2001
von Udo Bojarra
Unser Rundrufsystem, das für besondere Ereignisse abgesprochen war, klappte sehr gut. Am 11. April gegen 22 Uhr rief mich Jürgen Behler an. Im Norden sei ein grünes Band zu sehen, und es könnte sich als schönes Polarlicht ausweiten. Nachdem ich meine Rundrufe beendet hatte, packte ich mein Stativ und diverse Fotoapparate, die immer bereit stehen, zusammen und machte mich auf den Weg. Da ich in einer dunklen Gegend im Sauerland wohne, brauche ich nicht weit zu gehen. Leider werde ich bei solchen Ereignissen immer sehr hektisch. Ich rannte durch den Garten, dann ein paar Treppen rauf um über den Schützenplatz zu laufen. ,,Wo ist meine Taschenlampe? Ach egal, ich kenne mich hier aus. Irgendwo hier steht doch eine Bank? Da ist sie ja! Au verflucht!" Während des Sturzes fiel es mir wieder ein, es gab hier zwei Bänke! Ich brauchte einige Sekunden, um wieder einen klaren Gedanken fassen zu können, denn beide Schienbeine schmerzten wie die Hölle. Dann bemerkte ich auch, wie ich gefallen war. Nämlich mit hoch erhobenen Händen, um Kamera und Stativ bloß nicht zu beschädigen. Zum Glück bin ich mit dem Oberkörper in weichem Gras gelandet. Benommen stand ich auf und humpelte weiter. Ich vergaß den Vorfall jedoch ziemlich schnell, als ich zum ersten Male das Himmelsschauspiel sah. Vom Osten spannte sich ein grünes Band über 180 Grad bis zum Westen, über den kleinen Ort Obermarsberg, der genau im Norden liegt. Ich machte einige Fotos und wartete darauf, dass noch mehr passieren würde. Fast glaubte ich nicht mehr daran, als innerhalb von Sekunden im Osten am Ende des grünen Bandes eine rote Säule von 30-40 Grad aufstieg. Dann kamen überall aus dem Band rote kleine Fackeln hervorgeschossen. Was sich dann ereignete, war mit Abstand das Schönste, was ich gesehen habe, und das, obwohl ich schon öfter Polarlichter im Sauerland beobachtet habe. Ein riesiger Vorhang faltete sich auf, gut 120 Grad breit und 40-50 Grad hoch. Bisher kannte ich nur die Farben Grün und Rot von Polarlichtern, aber jetzt gingen die Farben von grün, blau, Magenta bis rot. Immer wieder gab es Lichtsäulen in diesem Vorhang. Das Spektakel dauerte gut 1 Stunde, dann wurde der Vorhang
Abb. 1: Grüne und rote Lichter in Richtung Fuhrmann / Zwillinge am Westhimmel: 11.4.2001, Objektiv 2,8/20 mm, Kodak Elite 400, 20 Sek. belichtet.
Abb. 2: Strahlen im Großen Wagen: 11.4.2001, Objektiv 1,7/50 mm, Kodak Elite 400, 20 Sek. belichtet.
schwächer, und dennoch traten immer wieder rote Säulen auf. Gegen 1 Uhr kam es - wie bei einem tollen Feuerwerk - zum Finale. Das Polarlicht war nun zwar nicht mehr so hell wie vorher, aber es ging 180 Grad von Osten bis Norden und bis in den Zenit. Auch waren alle Farben wieder vertreten. Es sah einfach toll aus: Eine riesige Halbkugel aus Farben,
dazu im Kontrast die schwarze Himmelshalbkugel im Süden. Jetzt hätte man ein Fischaugenobjektiv haben müssen! Drei rote Ausläufer gingen durch den Großen Wagen, der im Zenit stand. Sie bewegten sich wie eine in Zeitlupe aufgenommene Fahne im Wind. Das erste Mal habe ich 1989 Polarlichter im Sauerland gesehen, dann im April 2000.
S C H W E R P U N K T T H E M A 25
Abb. 3: Strahlen im Wagen / Löwe: 11.4.2001, Obkjektiv 2,8/20 mm, Kodak Elitechrome 400, 20 Sek. belichtet.
INSERENTENVERZEICHNIS
APM Telescopes, Saarbrücken
13
Astro Optik Philipp Keller,
Pentling
51
Astrocom, Gräfelfing
45
Astro-Shop, Hamburg
U2
Dörr Foto-Optik-Video GmbH,
Neu-Ulm
83
Franckh Cosmos Verlags
GmbH
55
Intercon Spacetec, Augsburg
17
Meade Instruments Europe
47
O.S.D.V. Göttker/Pietsch
GmbH, Münster
U3
Teleskop-Service Wolfgang
Ransburg, München
95
Vehrenberg KG,
Meerbusch-Osterath
U4
Spektrum der Wissenschaft
Verlagsgeselschaft mbH
129
Abb. 4: Rotes und grünes Polarlicht Richtung Fuhrmann: 11.4.2001, Objektiv 2,8/24 mm, Kodak Elitechrome 400, 20 Sek. belichtet.
Werde ich wieder 11 Jahre warten müssen bis hier wieder Polarlichter zu sehen sind? Als ich meine Fotoapparate einpackte, merkte ich auch meine Schienbeine wieder. Zuhause im hellen Zimmer sah ich dann die dicken blauen Flecken an beiden Beinen.
Tipps zur Fotografie Bewährt hat sich der Kodak Elite 400 ASA
mit Reihenbelichtungen von 5, 10 und 20 Sekunden bei offener Blende (1,8 bzw. 2,8). Wer noch weitere Fotos sehen möchte, kann dieses auf meiner Internetseite www.bojarra.de. Dort findet man unter anderem auch Satellitendaten über die Aktivität der Polarlichter, diese Daten werden alle 10 Minuten aktualisiert.
,,Na KOS... Skiurlaub?" ,,Nein... Gewichte am Refraktor
ausgetauscht!!!"
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Piggyback-Astrofotografie ohne motorische Nachführung
von Christian Weis
In diesem Artikel stelle ich anhand eines bekannten Teleskops eine Art der DeepSky-Astrofotografie vor, die besonders für Schüler und Studenten in Frage kommt. Gleichzeitig zeige ich die Möglichkeiten und auch die Grenzen anhand von Beispielen auf. In jedem Buch, das sich mit Astrofotografie beschäftigt, ist sinngemäß etwa folgendes geschrieben: ,,Jeder, der den Sternenhimmel mit bloßen Augen oder mit einem Teleskop bewundert, will das Gesehene irgendwann in Bildern festhalten ...". Auch bei mir war das nicht anders. Allerdings möchte ich gleich anmerken, dass ich mich eher der visuellen Beobachtung verschrieben fühle und nur einen kleinen Bruchteil meiner zur Beobachtung verfügbaren Zeit mit der Fotografie verbringe. Die in diesem Artikel vorgestellten Fotografien bezeichne ich daher als Anfängerbilder.
Eingangsüberlegungen Kleine Brennweiten sind für große Himmelsabschnitte (z. B. für Übersichtsaufnahmen) noch gut geeignet. Die Kompensation der Erddrehung kann oftmals vernachlässigt werden, wenn die Belichtungszeit nicht zu groß gewählt wird [1, 2]. Wie aber soll man größere Brennweiten (über 100 mm) einsetzen können, wenn kein Geld für eine motorische Nachführung vorhanden ist? Die Lösung war relativ schnell nach dem Motto ,,Not macht erfinderisch" gefunden: Piggyback mit Handnachführung - was auch sonst? Bei der Piggyback-Fotografie [3, 4] wird die Kamera mitsamt dem Objektiv einfach Huckepack auf den Tubus oder die Gegengewichtsstange geschnallt und mit dem Teleskop nachgeführt. Meine Eingangskriterien waren folgende: Das vorhandene Teleskop mit Montierung (Siberia 110 M) sollte verwendet werden, eine netzbzw. batteriegebundene Nachführung mit einer Selbstbau-Nachführung schied für mich aufgrund der Transportabilität und mangels Erfahrung im Elektronikbau aus. Der finanzielle Aspekt war für mich der entscheidende. Die Kosten sollten natürlich möglichst gering sein, da ich zu diesem Zeitpunkt noch Lehrling war und mir infol-
ge dessen keine großen Luftsprünge erlauben konnte. Meine Kosten beliefen sich insgesamt gesehen lediglich auf die Kosten der Kamera, der Objektive und der Filme. Nach reichlicher Überlegung entschied ich mich, eine Kamerahalterung auf den Rohrschellen anzubringen. Dafür drehte ich noch ein zusätzliches Gegengewicht. Die Besitzer dieses Teleskops werden sich vielleicht fragen, warum ich nicht die mitgelieferte Kamerahalterung für die Gegengewichtsstange verwende. Dies hat folgenden Grund: Die Siberia 110 M (M wie manuell) ist mit jeweils einem Handrad für Rektaszension und Deklination ausgerüstet. Leider funktioniert die Verstellung in Deklination nur auf der Tubusseite, d. h. eine möglicherweise notwendige Nachführkorrektur in ,,Dec" infolge ungenauer Polaufstellung (die bei mir immer auftritt, weil ich zu faul bin, sehr genau nach Norden auszurichten) ist auf der Gegengewichtsstange nicht möglich. Des weiteren baute ich noch eine einfache Höhenverstellung, da ich oft auf unebenem Gelände fotografiere.
Vor- und Nachteile Neben den schon beschriebenen Eingangskriterien gibt es eine Reihe von Vorteilen der Piggyback-Fotografie: · Sie ist mit verhältnismäßig kleinen
Teleskopen machbar (allerdings ist eine parallaktische Montierung, wie sollte es auch anders sein, unbedingt erforderlich).
Abb. 1: Siberia 110 M mitsamt Kamera und Teleobjektiv 1:8/500 mm.
· Der Aufbau ist schnell, da der Aufwand sich nur auf das Montieren der Kamera beschränkt.
· Es ist kein besonders gutes Beobachterauge und Dunkeladaption notwendig.
· Reisetauglichkeit ist gegeben (alle neuen Zubehörteile mit Ausnahme der Kamera und den Objektiven passen in die Transportkiste des Teleskops).
Allerdings gibt es auch eine Reihe von Nachteilen, die ich nicht verschweigen möchte: · sehr unbequeme Handhabung (siehe
Text) · Die Brennweite ist nach oben scharf
begrenzt und vom Feingefühl des ,,Bedieners" abhängig; die größte von mir verwendete Brennweite beträgt 500 mm, allerdings dürften auch 800 mm noch im Rahmen des Machbaren liegen. · Die Belichtungszeit ist durch das RecHandrad begrenzt (allerdings bewegen sich die von mir verwendeten Belichtungszeiten allesamt in diesem Rahmen). · Eine starke Konzentration ist notwendig, um Fehler zu vermeiden. · Es wird ein heller Referenzstern in der Nähe des Objektes bzw. auf etwa der gleichen Deklination benötigt. · Das fotografierte Himmelsgebiet ist, besonders beim Newton, nicht einsehbar. · Während der Beobachtung sind keine anderen Tätigkeiten möglich.
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Abb. 2 (links): Die Plejaden M 45 bei 6 Minuten Belichtungszeit am 20.11.2000 mit 300 mm f/5,6.
Abb. 3 (unten): Die Region um Per (Melotte 20) bei 7 Minuten Belichtungszeit am 20.12.2000 mit 135 mm f/2.8.
· Eine stabile Montierung ist notwendig. · Die Fotografie ist eigentlich nur im
Süden bequem, im Westen stößt man evtl. mit dem Tubus an die Stativsäule oder man muss ,,über Kopf " belichten. · Es ist nur eine Kamera bedienbar, bei mehreren gleichzeitig kommt es unweigerlich zu Fehlern. · Die fotografierten Objekte sind meist nicht durch die Kamera zu sehen.
Die Fotografie Die Fotografie selbst ist denkbar einfach: Man richtet das Teleskop nach Norden aus (diese Ausrichtung muss nicht hundertprozentig genau sein, da die Deklination leicht durch das Handrad korrigiert werden kann), befestigt die Kamera auf dem Teleskop und schon kann der ,,Spaß" beginnen. Dies sieht in der Regel so aus, dass ich einen möglichst hellen Stern, den Leitstern, in der Nähe des jeweiligen Objektes aufsuche und Teleskop und Kamera auf diesen Stern einstelle. Der Leitstern kann auch eine vom Fotomotiv unterschiedliche Himmelsposition haben. Eine zu große Distanz ist aber nicht zu empfehlen, weil sonst mögliche Aufstellungsfehler deutlicher zu erkennen sind. Ist diese Sache erledigt, stelle ich den Leitstern bei höchstmöglicher Vergrösserung (162x) unscharf, so dass sich das verwendete Fadenkreuz deutlich vor dem Stern abhebt. Die Belichtung kann nun gestartet werden, wobei jedoch beachtet werden muss, dass die Nachführung schon laufen muss und keine großen Erschütterungen die Kamera erfassen. Dies kann man sehr gut mit der Hutmethode einhalten. Ebenso sollte man beachten, dass die Kamera in Stellung ,,B"
steht (der Autor hat
schlechte Erfahr-
ungen mit h + Chi
Persei bei 1/60 s
Belichtungszeit ge-
macht).
Die nachfolgenden
Minuten sind die
langweiligsten, die
man sich in der
Hobbyastronomie
vorstellen kann.
Man klebt förmlich
mit dem Auge am
Okular und führt
einen defokussier-
ten Sternenklecks
nach.
Dabei
umgreift die rechte
Hand auf der rech-
ten Seite das Rec-
Handrad und mit
der linken wird
ausgelöst bzw. das
Dec-Handrad be-
dient. Aber anson-
sten heißt es war-
ten, warten und
nochmals warten;
solange, bis der
Zeitpunkt zum
Beenden
der
Belichtung gekom-
men ist; oder man
selbst eingeschla-
fen ist (Tee und
Radio halten mich
wach). Typischer-
weise belichte ich
zwischen fünf und
zehn Minuten. An
Abb. 4: Der Große Orionnebel M 42 bei ungefähr 500 Sekunden Belichtungszeit am 25.02.2000 mit 500 mm f/8.
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Abb. 5: Doppelsternhaufen h + Chi Per bei 6 Minuten Belichtungszeit am 20.11.2000 mit 300 mm f/5.6.
sem Film liegen noch nicht vor. Bisher habe ich die (subjektive?) Erfahrung gemacht, dass Diafilme einen absolut dunklen Hintergrund zeigen, allerdings schwache Details nicht so gut herauskommen wie bei einem Negativfilm.
Fazit Ich habe mit diesem Artikel versucht zu zeigen, dass Astrofotografie nicht unbedingt teures Equipment voraussetzt. Mit ein wenig Fleiß, Geschick und Eigeninitiative sind auch für bescheiden ausgerüstete Hobbyastronomen gute Ergebnisse erzielbar.
eine Ausbelichtung ist bei diesen relativ kurzen Zeiten natürlich nicht zu denken, aber die hier gezeigten Ergebnisse zeigen doch schon eine erstaunliche Detailfülle.
Eingesetzte Filme Eigentlich habe ich nur anlässlich der Sonnenfinsternis von 1999 (die bei mir
sprichwörtlich ins Wasser fiel) angefangen zu fotografieren. Aus diesem Grunde habe ich zunächst mit weniger empfindlichen ISO 100 Farbdiafilmen fotografiert. Erst später begann ich, ISO 400 Negativfilme (Kodak Royal Gold 400) zu verwenden. Ein ISO 800 Film (Fuji Superia 800) ist in der Erprobung, erste Ergebnisse von die-
Literaturhinweise [1] Andreas Bender: Astrofotografie mit nicht
nachgeführter Kamera; Magellan 1/2001, S. 51 [2] Knapp/Hahn: Astrofotografie als Hobby; vwi Verlag, 1980 [3] B. Bleiziffer: Piggyback-Astrofotografie; is Nr. 12, 12 (Oktober-Dezember 1997) [4] K.-P. Schröder: Astrofotografie für Einsteiger
Projekt ,,Wechselwirkende Galaxien"
von Peter Riepe, Harald Tomsik und Peter Bresseler
- Teil 3 -
In diesem dritten und letzten Teil unseres Berichtes über wechselwirkende Galaxien stellen wir die wirklichen ,,kosmischen Kollisionen" vor [1]. Bei solchen Zusammenstößen - so könnte man zunächst vermuten - prallen Unmengen an Sternen aufeinander. Aber eine Kollision zweier Galaxien verläuft doch anders, denn die durchschnittlichen Sternabstände in einer Galaxie sind sehr groß. Unsere Sonne beispielsweise ist vom Nachbarstern Alpha Centauri so weit entfernt, dass man beide mit zwei 200 km voneinander entfernten Erbsen vergleichen kann. Das macht anschaulich klar, dass selbst bei einem direkten Zusammenstoß zweier Sternsysteme kein nennenswerter Prozentsatz von Sternen unmittelbar miteinander kollidieren kann. Die Galaxien werden sich durchdringen, und genau dabei laufen gewaltige physikalische Veränderungen ab. Denn die interstellare Materie beider
Einzelgalaxien prallt aufeinander, heizt sich auf und emittiert elektromagnetische Strahlung. Beobachtungen beweisen: kollidierende Galaxien verraten sich durch starke Radiostrahlung [2]. Neutraler Wasserstoff ist ein Hauptbestandteil einer gewöhnlichen Spiralgalaxie. Seine Verteilung im Galaxienkörper folgt der Spiralstruktur, verläuft darüber hinaus aber auch bis weit in den Außenbereich der Galaxie. So wurden bei M 81 Arme aus atomarem Wasserstoff gefunden, die sich mehr als doppelt so weit in den Raum erstrecken wie die optisch sichtbaren und an den Begleiter NGC 3077 heranreichen [3]. Diese kleine elliptische Galaxie hat den Wasserstoffarm höchstwahrscheinlich bei einem nahen Vorübergang vor etwa 300 Millionen Jahren erzeugt [4]. Die gemessenen Rotationskurven der meisten Sc-Galaxien zeigen, dass die Rotationsgeschwindigkeit bis weit in den Außenraum viel zu hoch bleibt und sich nicht so verhält, wie man es nach den phy-
sikalischen Gesetzen erwarten sollte. Daraus folgern die Astrophysiker, dass die Scheibengalaxien von immensen Mengen an ,,Dunkler Materie" umgeben sind [5, 6]. Dieser dunkle Halo scheint erheblich größer zu sein als bisher allgemein angenommen. So könnte der Halo des Andromedanebels wie auch der unserer Milchstraße einen Durchmesser von ca. 500.000 Lichtjahren besitzen [7]. Demnach stünden die Magellanschen Wolken im Halo unserer Milchstraße. Und selbst der Halo unserer kleineren Nachbargalaxie M 33 soll bereits bis zum Andromedanebel reichen, 50 Milliarden Sonnenmassen beinhalten und damit 10 mal mehr Materie in sich bergen als der sichtbare Galaxienanteil [5]. Als Masse für die Halos größerer Galaxien wird eine Größenordnung um 1000 Milliarden Sonnenmassen angedacht. Es scheint letztlich, als sei die eigentliche, mit leuchtenden Sternen angefüllte Galaxienscheibe nur die Spitze eines ,,Eisberges". Im Halo wird ein beachtlicher Prozentsatz an massearmen
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Abb. 1a (oben): NGC 4038/39 im Corvus. Als helle Kleckse sind einige Supersternhaufen zu sehen. Aufnahme vom 31.05.95 mit Celestron 11 f/4.8, Starlight XPress, 8 Minuten belichtet. Autor: Bernd Koch. Abb. 1b (rechts): Am 6. April 2000 aufgenommen mit Hypergraph 400/3200 mm und Apogee AM 13, Belichtung 4 x 10 Minuten. Autor: Bernd Flach-Wilken.
Sternen vermutet, z. B. die MACHO's [8], darüber hinaus gewaltige Mengen an kaltem Gas. Auch diese immense Halo-Materie prallt bei einer Galaxienkollision aufeinander, und zwar schon lange bevor sich die sichtbaren Galaxienkörper berühren. Die zusammenstoßenden Gaswolken erzeugen verdichtete Schockzonen, bei deren Abkühlung spontan eine hohe Sternentstehung stattfinden kann [9]. So wird die Bildung von Materiebrücken mit leuchtenden Gasnebeln bei engen Galaxienbegegnungen verständlich. In kollidierenden Galaxien setzt die Sternbildung in weiten Bereichen simultan ein, so dass die Rate der Sternentstehung weit über der einer normalen Galaxie liegt. Das führt zu
verstärkter Infrarotstrahlung - neben der Radiostrahlung ein weiteres Charakteristikum kollidierender Galaxien [10]. Zwei der hellsten bekannten Infrarotgalaxien (NGC 6240 und Arp 220) sind kollidierende Systeme [11]. Das Paradebeispiel eines kosmischen Unfalls spielt sich 65 Millionen Lichtjahre entfernt im Sternbild Corvus ab. Das Paar NGC 4038/39 (= Arp 244 bzw. VV 245) befindet sich in Kollision. Die Sc-Spirale NGC 4038, so zeigt die langbrennweitige Aufnahme (Abb. 1) deutlich, kollidiert mit NGC 4039, einem Smp-Typ. Zwar sind die beiden das nächstgelegene Kollisionspaar, das aber für erdgebundene Teleskope immer noch viel zu weit entfernt ist, als dass Details unter 150 Lichtjahren Durch-
messer aufgelöst werden könnten. Das Hubble Space Telescope, das seine 2,4 m Öffnung im Vakuum des Weltalls ohne Störung durch die Erdatmosphäre entfalten kann, enthüllte in NGC 4038/39 Details, wie sie mit erdgebundenen Teleskopen nur im vergleichsweise nah gelegenen Andromedanebel erkennbar sind. Derzeitiger Kenntnisstand: In der ,,Unfallzone" von NGC 4038/39 kollidiert das interstellare Gas der Einzelgalaxien miteinander, und das wiederum führte neben der Entstehung starker Radiostrahlung auch zu einer schockartig eingeleiteten Sternbildung. Die knotigen Details sind Klumpen neu entstandener Sterne und vieler großer offener Sternhaufen [12]. Die Hubble-Daten offenbarten auch zahlreiche junge Kugel-
Galaxie
NGC 520 UGC 957 NGC 2623 NGC 4038 NGC 4039 NGC 4676A NGC 4676B UGC12342
(2000)
01 24 34,2 01 24 24,4 08 38 24,2 12 01 52,8 12 01 53,8 12 46 10,07 12 46 11,23 23 04 53,5
(2000)
+03 47 46 +03 52 56 +25 45 15 -18 51 54 -18 53 06 +30 43 55,3 +30 43 21,6 +16 40 42
Ø(')
1,9 x 0,7 1,2 x 0,9 0,6 x 0,5 5,2 x 3,1 3,1 x 1,6 2,3 x 0,7 2,2 x 0,8 1,3 x 0,5
m (mag)
Typ
12,4 18 B14,4, V13,8 11,20 11,08 14,7 14,4 15,0
S pec Irr/Im pec SB(s)m pec SA(s)m pec Irr SB(s)0/a pec SB?
vr (km/s)
2266 2152 5535 1642 1641 6613 6607 8477
E (Mio. Lj)
103 97 250 75 75 300 300 380
Tabelle 1: Daten der wechselwirkenden Galaxien des Fachgruppenprojekts (NASA Extragalactic Database). Aus den Radialgeschwindigkeiten wurden die Entfernungen über H0 = 72 km / (s · Mpc) berechnet.
30 S C H W E R P U N K T T H E M A
Abb. 2: NGC 4038/39, aufgenommen mit einer FFC 1:3,5/500 mm am 15. Juli 1995 in Namibia (Negativdarstellung). OES LcCCD 11N, Belichtung 6 x 8 Minuten. Autoren: P. Riepe, H. Tomsik, S. Binnewies, B. Schröter.
sternhaufen [13, 14]. Ein gründliches Überdenken der bisher gängigen Theorien, dass Kugelsternhaufen uralte Gebilde sein sollen, scheint nötig, zumal die HSTKameras auch in NGC 1275 junge Kugelsternhaufen fanden [15]. Die fahleren, homogen wirkenden Gebiete im Außenraum von NGC 4038/39, in unserer
Abbildung sehr klar erkennbar, könnten Staubanhäufungen sein. Bei neuen Untersuchungen mit dem VLA bei 4 und 6 cm Wellenlänge wurden in NGC 4038/39 zahlreiche starke thermische und auch nichtthermische Radioquellen gefunden [16]. Bei den nichtthermischen handelt es sich um Supernovaüberreste. Die Supernovahäufigkeit liegt immens hoch, bei 0,2 bis 0,3 Ereignissen pro Jahr. Die thermischen Quellen stimmen größtenteils mit optisch sichtbaren Sternhaufen und Supersternhaufen überein. Für sie lassen sich etwa 10.000 bis 100.000 Sonnenmassen an jungen Sternen ableiten. Die stärkste thermische Quelle fällt mit einem Strahlungsmaximum bei Wellenlängen des Kohlenmonoxids zusammen. Dies wird so interpretiert, dass ein riesiger Sternhaufen sich noch in dichten Staubmassen verborgen hält. Ein Großteil der kollisionsbedingten Sternentstehung wird sich unseren Blicken entziehen. Was die weitere Entwicklung von NGC 4038/39 betrifft, so sind die Auffassungen unterschiedlich: Nach [17] werden die zur Zeit noch weit auseinanderliegenden Galaxienkerne in einigen Millionen Jahren miteinander verschmelzen und ein neues ,,Feuerwerk" entzünden. Die gegenteilige Vermutung ist, dass beide Individualgalaxien unabhängig voneinander bleiben und nicht verschmelzen, sondern nach etwa einer Milliarde Jahren wahrscheinlich wieder zur gravitativen Ordnung ihrer Kollisionsüberreste zurückfinden [18].
In der kontrastverstärkten Abb. 2 werden die zwei markanten Streamer deutlich, die NGC 4038/39 den Namen ,,AntennenGalaxien" eingebracht haben. Dabei handelt es sich um Materiewolken, die bei beginnender Annäherung der Galaxien durch eine Kombination aus Gezeitenkräften und Rotation wie ein Federbusch herausgeschleudert wurden. Die Spektren der Gezeitenschweife zeigen keinen Unterschied zu den Galaxienspektren selbst, Emissionslinien sind auch nicht vorhanden. Daher ist die Schweifzusammensetzung vermutlich wie die der Galaxien, d.h. die Antennen setzen sich aus Sternen, Staub und neutralem Gas zusammen [19]. An der Spitze des südlichen Schweifs - auf unserer Aufnahme so eben erkennbar - fanden Astronomen einen abgelösten Bereich aktiver Sternbildung [20]. Offenbar ist hier eine neue irreguläre Zwerggalaxie entstanden. Sie enthält eine Kette von Nebeln, die durch kürzlich entstandene massive Sterne ionisiert werden. Diese Sterne sind in eine Hülle gebettet, die aus HI-Gas besteht und im optischen Bereich mit niedriger Flächenhelligkeit leuchtet. Die Position dieser Zwerggalaxie ist etwa 100 kpc vom Ort der Galaxienkollision entfernt. Damit wurde eine alte Theorie des bekannten Astronomen F. Zwicky bestätigt, der bereits vor 40 Jahren vorgeschlagen hatte, Gas und anderes Material aus Gezeitenschweifen massiver kollidierender Galaxien könne zur Entwicklung neuer Zwerggalaxien führen. Inzwischen zählen
Abb. 3 (oben): ,,Die Mäuse" NGC 4676 A/B, fotografiert am 6. April 2000 mit Hypergraph 400/3200 mm und Apogee AM13, Belichtung 3 x 10 Minuten. Autor: Bernd Flach-Wilken.
Abb. 4 (rechts): ,,Rattenschwanzgalaxie" NGC 2623. Aufnahmedatum, Instrument, Kamera, Belichtung und Bildautor wie in Abb. 5.
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weitere aus Gezeitenwirkungen geborene Zwerggalaxien zu den Forschungsobjekten [4, 21, 22]. Die Galaxien NGC 4038/39 sind mit ihren auffälligen Gezeitenschweifen nicht einmalig. Ein weiteres ähnliches Kollisionspaar ist NGC 4676A/B (Arp 242 = VV 224) im Sternbild Coma Berenices (Abb. 3). Es hat eine große Ähnlichkeit mit den Antennen-Galaxien. Die ausgeprägten Gezeitenschweife dieses 300 Millionen Lichtjahre entfernten Paares erinnern an ,,Mauseschwänze", daher auch der Name
Abb. 5: UGC 12342 im Pegasus; NGT 18, f = 4080 mm, 90 min auf TP 2415 hyp am 18.10.93. Autor: Harald Tomsik.
,,The Mice" (die Mäuse). Während der nördliche Schweif ziemlich dünn und konzentriert erscheint, wirkt der südliche diffus verbreitert und kommt erst durch genügende Kontrastverstärkung einigermaßen zur Geltung. Die fotografische Erfassung ist insgesamt schwieriger als bei NGC 4038/39, zumal die Partnergalaxien bei einer Gesamtausdehnung von 2,8' x 0,6' jeweils nur über eine scheinbare Helligkeit von 14 mag verfügen. Dass die Klassifizierung der Einzelgalaxien aufgrund der Kleinheit sehr schwierig ist, spiegelt sich in
der Literatur wieder. Die eine Quelle bezeichnet den Typus von NGC 4676A als pekuliären S0-Typ, die andere Quelle als irregulär. Bei NGC 4676B wird einmal von einer pekuliären Balkenspirale geredet, an anderer Stelle von einer Sa-Spirale. An der nordöstlichen Flanke von NGC 4676B ist eine separate Materieballung wahrzunehmen - ein Staubarm oder eine Sternenwolke? Das längliche Objekt verläuft von Nordwest nach Südost und geht diffus in den südlichen Gezeitenschweif über. Zwischen den Partnergalaxien, die nur etwa 35" Distanz haben, hat sich eine kräftige Materiebrücke ausgebildet. NGC 2623 im Krebs, die ,,Rattenschwanzgalaxie" [23], ist aufgrund ihrer Entfernung von 250 Millionen Lichtjahren ziemlich unscheinbar. Bei einer Ausdehnung von nur 0,6' x 0,5' sind lange Aufnahmebrennweiten zu wählen, um die Einzelgalaxien genügend aufgelöst zu erfassen. In Wirklichkeit ist das Objekt mit den Katalognummern Arp 243 bzw. VV 79 ein Dreifachsystem. Zwei Galaxien stehen sehr dicht in Ost-West-Richtung nebeneinander, befinden sich zurzeit gerade im Stadium der Durchmischung (,,merging" [24]) und erscheinen in Abb. 4 nicht getrennt. Die dritte Galaxie liegt deutlich getrennt etwa 13" südlich von ihnen. Ein wenig bekanntes Paar ist UGC 12342 im Sternbild Pegasus (Abb. 5). Gemäß [25] handelt es sich um zwei Balkenspiralen. Das können wir aufgrund der Winzigkeit des Objektes aber nicht nachvollziehen. Die wegstrebenden Gezeitenschweife sorgen jedenfalls für eine sehr große Ähnlichkeit mit den Antennengalaxien. Die Entfernung dieses Objekts beträgt ungefähr 380 Millionen Lichtjahre.
Abb. 6a (oben): Negativdarstellung von NGC 520, aufgenommen am 16.10.99 mit einer ST-7 am Celestron 11 bei 1:5.6 und LPR- plus IRSperrfilter, 2 x 2-Binningmodus. Autor: Norbert Stapper.
Abb. 6b (rechts):Aufnahme vom 15.10.99 mit Apogee AM 13 am Hypergraphen 400/3200 mm, Belichtung 3 x 15 Minuten. Autor: Bernd Flach-Wilken.
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Die Morphologie von NGC 520 (= Arp 157 bzw. VV 231) im Sternbild Pisces ist gekennzeichnet durch zwei Gezeitenschweife, die schon in der AmateurAufnahme (Abb. 6) deutlich zu sehen sind. Sie streben in unterschiedlichen Richtungen vom Objekt weg. Großteleskopische Aufnahmen zeigen im Zentralgebiet ein chaotisches Durcheinander mit einem dunklen Band - staubförmige Materie, die für Scheibengalaxien typisch ist. In [26] wird NGC 520 als ein ,,verzerrtes oder eruptives System" bezeichnet, doch kann es keine ernsthaften Zweifel darüber geben, dass sich hier in einer Entfernung von 100 Millionen Lichtjahren eine heftige Galaxienkollision abspielt. Das System besteht zumindest aus der Scheibengalaxie NGC 520 und der Zwerggalaxie UGC 957 (= PGC 5208), die sich 6' entfernt schwach im Nordwestbereich abzeichnet. War sie schon vor dem ,,Crash" als Begleiter da oder ist sie erst jüngst entstanden? Was spielt sich außerdem im chaotischen Mittelteil von NGC 520 ab? In Computerberechnungen [27] konnte die äußere dynamische Erscheinung nur dadurch treffend simuliert werden, dass insgesamt drei Galaxien angenommen wurden. Insbesondere der südliche Gezeitenschweif und die nordwestliche Massenkonzentration ließen sich dadurch erklären, dass NGC 520 selbst aus zwei kollidierenden Scheibengalaxien besteht. Die Zwerggalaxie UGC 957, ursprünglich womöglich ein Satellit einer der beiden Scheibengalaxien, könnte den diffusen Nordschweif gebildet haben, als sie NGC 520 umrundete. Eindeutig ist, dass ein Arm aus neutralem Wasserstoff von UGC 957 auf NGC 520 hin gerichtet ist, die Zwerggalaxie selbst sitzt in einer Wasserstoffwolke [28]. Neue LangspaltSpektroskopie im Optischen und Bilder im nahen Infrarot deuten stark darauf hin, dass
,,Ich war gestern bei den beiden in der Sternwarte. Diese Astrologen sind ja sooo romantisch... Sie haben
mir erzählt, dass alle Sternbilder auf der Epileptik stehen... Was sagst Du nun?"
der Nordwestpeak der Bulge einer der zwei Galaxien im System ist. Der andere größere Bulge wird im K-Band klar erkennbar, und zwar in der Mitte des Staubbandes [29]. Die spektralen Befunde legen nahe, dass im Zentrum des größeren Bulges der Überrest eines gasreichen irregulären Systems vorliegt. An dieser Stelle soll der Bericht über das Fachgruppenprojekt ,,Wechselwirkende Galaxien" enden. Sicherlich gäbe es noch zahlreiche schöne Beispiele, die eine Veröffentlichung wert wären. Wir können uns von daher gut vorstellen, von Zeit zu Zeit über weitere Ergebnisse zu berichten.
Literaturhinweise
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Wie gut sind Kaufhausteleskope?
von Herbert Zellhuber
Vor kurzem erhielt ich einen Anruf von einer älteren Dame, ob ich Verwendung für ein kleines Teleskop hätte. Ich könnte es umsonst haben! Sie schenkte das Fernrohr vor über 20 Jahren ihrem Mann, der jedoch nicht damit zurecht kam. Wie er sagte, ist die Montierung eine ziemlich wacklige Geschichte. Nun gut, bevor es im Müll landet, hole ich das Gerät ab. Das Instrument ist ein Refraktor 60/700 mm auf einer azimutalen Montierung. Als Zubehör sind dabei: ein Sucher 5 x 24, drei Okulare mit 24,5er Steckhülse (6, 10 und 20 mm Brennweite), eine 2-fachBarlowlinse, ein Zenitprisma und jeweils ein Okularfilter für die Mond- und Sonnenbeobachtung.
Als erstes wollte ich das Objektiv testen. Mir fiel gleich auf, dass die Streulichtblende im Tubus sehr eng gewählt ist; 300 mm hinter dem Objektiv ist eine solche im Durchmesser von 26 mm angebracht. Auch das innere Rohr am Okularauszug, welches zum groben Fokussieren per Hand verscho- Abb. 1: ben wird, hat jeweils zwei wei- Dieses Kaufhausfernrohr lag 20 Jahre in einer Ecke. tere 14-mm-Blenden. Ich ent- Warum eigentlich? fernte deshalb die Blende im Tubus sowie das innere Auszugrohr, damit ich auch mit meinen 11/4"-Okularen testen konnte. Hierzu befestigte ich noch ein pas- Das Objektiv ist also nicht schlecht! Aber sendes Rohrstück am Okularauszug. Zuerst mir fiel bei der Handhabung des Instruprobierte ich mit dem 32er Okular und mentes auf, dass die Mechanik der konnte feststellen, dass das Bild recht pas- Montierung einige Macken hat. Das Einsabel war. Dann das 20er Okular: Auch hier stellen, besonders bei hoher Vergrößerung, war die Abbildung gut und von der war alles andere als einfach. Deshalb nahm ,,Farbe", also dem sekundären Spektrum, ich die mechanischen Komponenten etwas war kaum etwas zu sehen. Nun sollte das genauer unter die Lupe. Verhalten am künstlichen Doppelstern geprüft werden. Dazu wählte ich ein 6er Das Dreibein besteht aus Stahlrohren, Okular, was einer Vergrößerung von 116- wobei mit dem inneren Rohr die Höhe einfach und einer Austrittspupille von 0,5 mm gestellt wird. Mit 2 kg ist es um ein halbes entspricht. Ich war erfreut, als ich damit Kilo schwerer als mein Fotostativ, ist einen Doppelstern mit einem Abstand von jedoch nicht stabiler als dieses. Zum drei Bogensekunden leicht trennen konnte. Tragen der Montierung und dem Fernrohr
mit insgesamt 1,5 kg reicht es aber aus. Etwas kritischer sehe ich jedoch den Aufbau der Montierung. Der Tubus ist nicht wie bei einem Dobson im Schwerpunkt gelagert, sondern dieser liegt hier oberhalb. Steht der Tubus schräg und lässt man diesen los, so kippt dieser nach hinten. Deshalb muss man die Schiebestange zwischen Montierung und Tubus klemmen. Durch das Drehen der Rändelmutter an der Stange ist dann eine Höhenfeinbewegung möglich. Da die Lagerung in Azimut und noch im stärkeren Maße das Höhenlager relativ viel Spiel aufweist, hat man beim Einstellen des Fernrohrs auf ein Objekt Schwierigkeiten. Laut Bedienungsanleitung liest man folgendes: ,,Dieses Teleskop ist so gebaut, dass selbst ein Kind das Teleskop mit Leichtigkeit und Vergnügen benutzen kann." Dem kann ich jedoch nicht zustimmen! Will man ein Himmelsobjekt im Fernrohr zentrieren, so ist jedes Mal das Spiel von den Lagern und der Mechanik über Schiebestange usw. zu berücksichtigen. Und das sind immerhin mehr als 2 Grad ! Auch das Aufsuchen eines Objekts über den Sucher ist nur bedingt möglich. Bei näherer Betrachtung entpuppte sich der 5 x 24 Sucher als ein schlechter Witz. Er hat zwar eine Linse mit 24 mm Durchmesser, ist aber kurz hinter dem Objektiv auf 6 mm abgeblendet! Offensichtlich sollten damit die störenden Farbsäume des einlinsigen Chromaten unterdrückt werden. Mit dem Konstrukteur dieses ,,Suchers" würde ich mich gerne unterhalten... Hat man es trotzdem geschafft, ein Objekt am Himmel zu finden, geht es mit dem Nachführen weiter. Und dafür ist sehr, sehr viel Feingefühl nötig! Man versucht an der Montierung die azimutale Richtung sowie gleichzeitig durch Drehen der Rändelmutter die Höhe zu verstellen. Manchmal tut sich gar nichts
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und dann fängt es gleich wieder zu hüpfen an. Wie schon gesagt, das Spiel... Die Mechanik ist dann noch mit honigzähem Fett eingeschmiert, was das feinfühlige Nachführen zusätzlich erschwert. Hier kann man eher von Frust als von Beobachtungsgenuss sprechen.
Ich möchte noch kurz auf das restliche Zubehör eingehen: Das Zenitprisma ergibt in Verbindung mit dem 20er Okular ein akzeptables Bild, berücksichtigt man das geringe Eigengesichtsfeld des Okulars von 40 Grad . Das entspricht im Teleskop ca. 1 Grad . Das ist nicht viel. Mit dem 10er und 6er Okular ist ein Nachführen bei dieser Qualität der Montierung schon fast unmöglich. Bei den Vergrößerungen mit diesen beiden Okularen stößt auch das Zenitprisma an seine Grenzen, was am künstlichen Doppelstern leicht zu erkennen ist. Man könnte Planeten und Doppelsterne zwar im geradsichtigen Einblick beobachten, aber hierbei kommt mit dem unbequemen Einblickverhalten eben das noch größere Problem mit dem Nachführen hinzu. Aber
das war noch nicht alles: In der Bedienungsanleitung wird auf eine 233,3fache Vergrößerung mit der 2fachBarlowlinse hingewiesen! Als weiteres Zubehör finde ich noch ein Okularfilter für die Mond- und Sonnenbeobachtung. Es ist ja bekannt, dass ein Sonnenokularfilter höchst gefährlich ist, da es durch die enorme Hitzeeinwirkung zerspringen kann und dem Auge dann irreparable Schäden bis zur völligen Erblindung drohen! Auf einen Test dieses Zubehörteils wurde deshalb verzichtet.
Am Schluss stellt sich die Frage, ob der Kauf eines solchen Billigfernrohres sinnvoll ist. Bedenkt man, dass dieses Teleskop über 20 Jahre nur ungenutzt herumlag, war es sicher keine gute Anschaffung. Es sollte klar sein, dass an einem Fernrohr in dieser Preisklasse (ein gutes Weitwinkelokular kann durchaus teurer sein) bei der Verarbeitung eben etliche Abstriche hinzunehmen sind. Diese können so krass sein, dass ein Beobachten damit gar keinen Spaß machen kann! Wiederum ging aus dem Test
hervor, dass das Objektiv eigentlich recht gut ist. Mit einer ordentlichen mechanischen Verarbeitung des Tubus und entsprechend berechneter Streulichtblenden, um auch 11/4"-Okulare verwenden zu können, hätte man ein Gesichtsfeld von über zwei Grad zur Verfügung. Dann hätte man ein durchaus brauchbares Fernrohr zum Beobachten von Sonne (natürlich mit den nötigen Sicherheitsmaßnahmen!), Mond, Planeten und helleren Deep-Sky-Objekten. Dazu gehört natürlich ein Sucher, mit dem man auch etwas findet, und eine stabile Montierung. Die Montierung braucht dabei nicht unbedingt parallaktisch sein, man hätte aber damit gewisse Vorteile. Aber das bekommen Sie natürlich nicht zum Preis eines Kaufhausteleskops...
Erfahrungen mit dem Bresser-Pulsar 120/1000 mm
von Wolfgang Sorgenfrey
Die Berichte der Teleskopbesitzer sind außerordentlich different und spalten diese auch emotional in gegensätzliche Lager. Ich werde an die 60er Jahre erinnert, als die ersten Japaner zum Billigpreis in den etablierten Astromarkt eindrangen (und in der Tat erst einmal Schrott verkauften). Wohin die Entwicklung führte, wissen wir heute allzu gut! China wird in Zukunft nachziehen und sowohl Kaufhaus- als auch Superqualität anbieten. Noch gilt das Riesenreich als Billiglohnland und wir Verbraucher können davon profitieren. Es obliegt den Importeuren, ob wir mit der Ware zufrieden sein können, denn diese haben die Pflicht, angemessene Qualitätskontrollen durchzuführen, die bei einer so knallharten Massenfertigung einfach anzuraten sind. Ein Umtauchrecht sollte zwar selbstverständlich sein, doch zeigt eine Inanspruchnahme vielleicht nur, dass der Händler dieser Pflicht nicht genügend nachkam. Die in letzter Zeit zunehmenden kontroversen Diskussionen via Internet veranlassen mich zu folgender Feststellung: Mein
Erfahrungsbericht ist händlerunabhängig und bezieht sich auf mein über eine Flohmarkt-Zeitung erworbenes Teleskop, einem Bresser-Pulsar 120/1000 mm. Eine repräsentative Aussage ist somit nicht möglich und auch gar nicht beabsichtigt. Alle Erkenntnisse sind unter amateurastronomischen Bedingungen und Möglichkeiten gewonnen, wenn auch mit der Erfahrung einer über 40jährigen Praxis. Nun zur Sache: Das lichtstarke Teleskop mit einem klassischen Fraunhoferobjektiv wird weltweit unter den verschiedensten Vertriebsmarken angeboten (z. B. Bresser, Celestron, Sky-Watcher, Antares, Helios, Orion). Oft unterscheiden sie sich durch unterschiedliche Lackierungen, wobei mein Bresser-Pulsar in Schwarz eine gute Figur macht, aber besser bei Sonnenbeobachtungen wegen des Aufheizungseffektes eine helle Farbe haben sollte Die Bauweise ist den japanischen Vorbildern nachempfunden, die eine Unterscheidung erschwert. Das gilt auch für die dazugehörige EQ-5Montierung, die bei meinem Kauf jedoch nicht enthalten war. Augenfälligstes Merkmal ist das nicht justierbare Objektiv,
denn es ist lediglich aufgeschraubt und verhindert damit zunächst eine vielleicht anfallende Korrektur der Kollimation. Der Okularauszug, stets ein Qualitätskriterium, läuft sanft in einer 70 mm langen Dreibackenführung mit Kunststoffbelag und kann in seinen Laufeigenschaften an zwei versenkten Schräubchen korrigiert werden. Eine Feststellschraube für das Auszugsrohr ist vorhanden. Für Okulare mit großer Feldlinse ist der 2"-Anschluß vorgesehen und lässt sich reduzieren auf die Standardokulare mit 11/2" Durchmesser. Auch ein T2-Fotoanschluß ist hier vorhanden. Gut gelöst: das Reduzierstück besitzt eine Ringschwalbe, die mittels zweier Schrauben in beliebige Position geklemmt wird. Der Hub des Auszugrohres beträgt 80 mm und lässt den Einsatz meines 60 Grad Binos zu. Mit einem bisschen bastlerischen Geschick lässt sich auch anderes kritisches Zubehör, wie z. B. der Radialguider von Celestron, adaptieren. Nicht nur im Teleskoptubus sondern auch im Okularauszugsrohr befinden sich eine Anzahl Blenden, die das Streulicht in den Griff bekommen sollen. Blickt man in den
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Prüfung der mecha- war. Also raus mit dem kompletten, mehr-
nischen und opti- teiligen Auszug und dem Objektiv oben-
schen Eigenschaf- drein! Letzteres hätte nicht sein müssen,
ten vor Ort anzura- denn das Wiederanschrauben auf das recht
ten. Hilfreich ist z. unsaubere Feingewinde erwies sich als
B. die Betrachtung Geduldsspiel, denn mit jedem Versuch
eines Sternes oder erzielte ich zum Teil erhebliche Verkip-
(am Tage) eines pungen der Fassung, ohne dass sogleich
hellen punktförmi- eine spürbare Schwergängigkeit im
gen Lichtreflexes in Gewindegang fühlbar wurde. Ich habe den
der Umgebung. Ist Verdacht, dass die Chinesen diese unpräzi-
dieser bei extra- se Eigenschaft nutzen, um die entspre-
und intrafokaler chend nötige Justage ausüben zu können.
Einstellung nicht Mir jedenfalls blieb nichts anderes übrig.
deformiert und im Am Okularauszug blieb ein Auswechseln
W e s e n t l i c h e n der Kunststoffbeläge ohne Auswirkung auf
gleichmäßig, so die Shiftanfälligkeit. Auch die Mittigkeit
scheint kein gravie- des Auszugsrohres war so nicht machbar.
render Fehler an der Blieb also nur ein Überarbeiten der
Optik vorzuliegen. Gussteile, des Auszuges an seinen Pass-
Meist ist der Ver- ungen mit Hilfe der Drehbank.
Abb. 1:
käufer auch ver- Dabei verschwanden auch die hineingelau-
Serienmäßiges und Fremd-Zubehör: 1) 6x30 Sucher, 2) Stein- ständnisvoll und fenen Farblacknasen, die zur Dejustierung
heil-Mittenzwey 50 mm, 3) bis 5) Kellner 6,3 mm, 10 mm, 25 gestattet ein Rück- des Okularauszuges beitrugen. Zur exakten
mm, 6) Zenitprisma, 7) Adapter 2" / 11/4", 8) 2"-Okularaus-
gaberecht. So in- Führung des Auszugsrohres setzte ich am
zug, 9) Mikroskop-Bino mit Vergrößerungswechsler, 10)
truiert, erwarb ich vorderen und hinteren Ende des Führungs-
Celestron Radialguider mit Fadenkreuzokular und Kamera
das Gerät und rohres je eine schmale Laufbuchse ein.
Praktica VLC.
konnte den näch- Dadurch wurde Mittigkeit und ein shiftfrei-
sten klaren Himmel es Gleiten beim Fokussieren erreicht. Die
gegen den hellen Himmel gerichteten im Juli 2000 kaum erwarten.
Führungsbacken wurden überflüssig.
Teleskoptubus, kann man von weitgehend- Bis dahin nutzte ich die Zeit, um mir die Der nächste Schreck ließ aber nicht lange
ster Sreulichtfreiheit sprechen, sieht man Details des Instruments genauer anzuse- auf sich warten: Der von Objektiv und
einmal davon ab, dass die kleinen Blenden hen. Die Justierunfähigkeit des Schraub- Okularauszug befreite Teleskoptubus aus 2
im Auszugsrohr an ihren Kanten und zahl- objektivs lag mir schwer im Magen! Was mm starkem gezogenen Aluminium war
reichen Aussparungen anfällig sind. Das tun, wenn die Kollimationsüberprüfung mit deformiert. Es hob sich die Mitte einer
Fraunhoferobjektiv selbst wirkt sehr klar dem Justierset negativ ausfiel? Zudem Seite beim Abrollen auf einer Ebene um 5
(Mehrschichtvergütung), ist aber nicht hatte ich bereits entdeckt, dass der mm (!) ab, während die Gegenseite gerade
ganz staubfrei. Es kann mit einer 160 mm Okularstutzen nicht ganz korrekt in das blieb. Zuerst nannte ich das Rohr eine chi-
langen Taukappe versehen werden, die aber Zentrum des Objektivs zeigte um ca. 0,8 nesische Banane, in der eine Optik nichts
die ohnehin deutliche Kopflastigkeit des mm achsenversetzt in seiner Führung saß. zu suchen hat. Später erkannte ich, dass das
Teleskops um 600 Gramm steigert. Ein Am künstlichen Stern (Lichtleiterbündel) Rohr in seiner Gesamtheit wohl eine
Eigenbau aus schwarzem Karton ist emp- konnte ich zwar keine wesentliche Gerade, aber einseitig konkav eingefallen
fehlenswert.
Qualitätsminderung erkennen, was wieder- war. Auf die Kollimation hätte das folglich
Der 6x30-Sucher ist optisch makellos und um für eine gewisse statthafte Fehler- keine Auswirkung, jedoch ist diese
kann mit seiner einbeinigen Halterung vom toleranz sprach, aber meine Pingeligkeit Unsauberkeit dann unangenehm, wenn das
Tubus ausgeklinkt werden. Die Passung ist siegte und hatte Folgen.
Fernrohr in seinen Rohrschellen gedreht
dort recht grobschlächtig. Justiert wird mit Im Chesire war eine kleine Missweisung oder gewechselt wird: Das anvisierte Ziel
3 Schrauben, wobei eine davon federnd ist der Reflexe erkennbar, und bei stärkerer bleibt nicht im Gesichtsfeld und der
und dadurch der Mechanik unvermittelt Vergrößerung war ein Shifting des Okular- Deklinationskreis wird ungenau.
einen höherwertigen Touch verleiht.
auszuges störend, welches auch nicht mit Der Zusammenbau führte letztendlich zum
Zwei Rohrschellen mit einer Anschlus- Hilfe der Einstellschräubchen zu beheben Erfolg: das Okularrohr zeigt in die Mitte
sschiene, ein Zenitprisma (11/2") und drei
Kellner-Weitfeld (WA)-Okulare (25, 10,
und 6,3 mm) ergänzen mein Teleskop, für das mir 700,00 DM mehr als angemessen erschienen.
Name Zeta Boo
a
d
14h 41,1m 13 Grad 44´
Helligkeit 4,5 / 4,6
Distanz 1,0 "
Erscheinung eindeutig stabförmig
Mit dieser Ausstattung sollte man zufrieden sein, der Kenner aber wird genauer
ADS 4208 05h 37,2m 26 Grad 56´ 6,4 / 6,5 1,1 "
dunkler Zwischenraum
hinsehen und je nach Sensibilität im Detail
etwas nachbessern wollen. Gerade beim Tabelle 1:
Gelegenheitskauf ist schon einmal eine Testdoppelsterne für die Leistungsgrenze
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des Objektivs, und nach geduldigem Aufschrauben desselben ist die Kollimation perfekt, so dass einer optischen Prüfung am Himmel nichts mehr im Wege stand. Bei einer Vergrößerung von 33x (Celestron Ultima 30 mm) war der Anblick vom Doppelsternhaufen h + Per dermaßen überwältigend, dass ich sogleich mein 8 ,,SC-Teleskop als Vergleichsfernrohr heranziehen wollte. Nadelstichfeine, völlig farbreine kleine Diamanten auf streulichtfreiem Untergrund breiteten sich im Gesichtsfeld des Refraktors randscharf aus! Das hätte ich von einem Fraunhofer dieser Größe mit dem gewagten Öffnungsverhältnis von f / 8,3 nicht erwartet. Im 8 ,,Schmidt-Cassegrain war natürlich die Grenzgröße der Sterne und die Bildhelligkeit augenfällig, gleichzeitig aber auch die typische Bildfeldwölbung. Chromatisch gab es kaum einen Unterschied. Freilich ist der Farbreinheit im Refraktor
eine Grenze gesetzt, dann nämlich, wenn die Vergrößerung und vor allem die Objekthelligkeit hohe Werte annehmen. So empfand ich die zwar messerscharfe Venus mit ihrer blauen Umhüllung (sek. Spektrum) als Extrembeispiel weniger genussreich, Wega jedoch völlig akzeptabel mit ihrem fast unauffälligen, tiefblauen Farbsaum. Dort, wo die Helligkeiten sehr stark kontrastieren, ist also mit deutlichen Farbfehlern zu rechnen. So lassen Sonne und Vollmond bei Übersichtsvergrößerungen je nach Einblickverhalten einen gelben (objekteinwärts) oder blauen (außerhalb des Objekts) Saum erkennen. Wird die Sonne stärker vergrößert, nimmt der Kontrast an einem Sonnenfleck ab, da der sekundäre spektrale Blauanteil des hellen Umfeldes in die Umbra hineinschwappt und aufhellend wirkt. Ein Grünfilter schafft Abhilfe und der Beobachter hat ein steinhartes Bild zur Verfügung, an dessen Farbe man sich sogar schnell gewöhnt. Am Mond ist diese Maßnahme bis etwa
Halbmondphase nicht nötig, erst bei zunehmender Helligkeit empfiehlt sich auch hier ein Filter. Ganz ohne Filter kommt man bei Jupiter und Saturn aus. Letzterer zeigte sich in einer geschnittenen Schärfe, die auch durch Hinzufügen einer Barlowlinse (2x) bei V = 318x kaum vermindert wurde. Die CassiniTeilung war lediglich vor der Planetenscheibe etwas schwieriger zu verfolgen. Jupiter stand dem nicht nach und forderte regelrecht zum Zeichnen auf. Störende Farbränder waren bei V = 158x noch nicht festzustellen, erst der direkte Vergleich mit meinem 150/3000-mm-Faltrefraktor (FHOptik Lichtenknecker) ließ bei diesen die bessere chromatische Korrektur erkennen, was sich hauptsächlich durch ein neutraleres Gesamtbild, ähnlich wie im Spiegelteleskop, äußerte. Mein ,,Chinese" neigt im allgemeinen zu einer gelblichen Wiedergabe. Das Trennvermögen von Doppelsternen ist die hohe Schule eines Teleskops. Nach Dawes muss eine Teleskopoptik mit
Abb. 2: Mond am 1.4.2001 um 21:23 MESZ, mit 120/1000 mm Fraunhofer-Refraktor 6 Sek. (!) belichtet auf EFKE-KB50 plus Gelbfilter. Okularprojektion mit KE 10 mm WA. Effektivbrennweite 10 m, Öffnungsverhältnis N 83.
Abb. 3: Mond am 1.4.2001 um 21:17 MESZ, technische Daten wie Abb. 1.
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N
4
5
6
7
8
10 12 15
18
V.W. / mm 0,036 0,056 0,08 0,11 0,14 0,22 0,32 0,50 0,72
Tabelle 2: Erlaubte Vereinigungsweite in Abhängigkeit vom Öffnungsverhältnis N
fernrohr werden (bzw. das Objektiv dazu). Eine Verhütung wäre eine Sünde gewesen. Nun ist aus ihm ein richtiges As geworden!
120 mm Öffnung einen Doppelstern mit 0,97 Bogensekunden Distanz und gleicher Helligkeit beider Komponenten länglich zeigen; nach Rayleigh soll bei 1,15 Bogensekunden Abstand eine dunkle Trennlinie dazwischen sein. Bedingung dazu ist eine sehr gute Luftruhe, die man mit kleineren Teleskopen öfter vorfindet und somit die Leistung der Optik auch häufiger nutzen kann. Die Erwartungen wurden nicht enttäuscht, und ich habe am Ende meines Berichtes zwei dieser Prüfsterne aufgeführt. Auffallend auch hier das ungequälte Bild. Man glaubt, das Objekt könne unbegrenzt vergrößert werden! Bei so viel Beifall machte es regelrecht Vergnügen, am Stern die Überprüfung der Beugungsbilder vorzunehmen. Kreisrund quollen die feinen, scharfen Ringe aus dem fokalen Stern hervor, wenn entsprechend in beiden Richtungen defokussiert wurde. Die sphärischen und chromatischen Merkmale, die man daraus erkennen kann, entsprachen weitgehendst den Vorschriften. Im Zweifelsfall könnte man der Optik vielleicht eine geringe sphärische Überkorrektur bescheinigen. Eine Methode, welche diese persönliche Einschätzung definitiv in Zahlen belegt, ist die, wenn man die Vereinigungsweite zweier Zonen des Objektivs misst und daraus eine Gütezahl bestimmt. Lichtenknecker hat in einer Beilage zu den VdS-Nachrichten 12/1957 das Verfahren beschrieben und ist hier im Kasten nacherzählt. Da für das Bresser-Pulsar-Objektiv eine Vereinigungsweite von 0,15 mm erlaubt ist, liegt mein gemittelter Wert mit 0,08 mm in einem hervorragenden Bereich und erzielt eine Gütezahl von 0,55. Aufgrund seines chromatischen Korrekturzustandes ist ein Fraunhofer f / 8.3 nicht unbedingt für die Astrofotografie geeignet, und nicht umsonst werden die besten Aufnahmen mit sehr kostspieligen Apochromaten oder Spiegeloptiken gemacht. Trotzdem sollte der Qualitätsfanatiker ein Auge zudrücken und dem Anwender seine zu nichts verpflichtende Liebhaberei ausleben lassen. Zumindest in der S/W-Fotografie lässt sich mittels Gelb- oder Grünfilter der Farbfehler beseitigen. Beim Farbfilm aber muss man´s nehmen, wie es ist: je nach Hellig-
keit des Objekts oder Belichtungsdauer werden vornehmlich blaue Falschfarben und aufgeblasene Sterne das Astrofoto ,,bereichern". Einige Bildbeispiele sollen zeigen, dass man damit auch leben kann. Ein vignettierungsfreies und nahezu geebnetes Bildfeld im Kleinbildformat kann z. B. ein wichtiges Argument für den Refraktor sein. Er ist hier im Vorteil gegenüber meinem SchmidtCassegrain, der seine Domäne in der längeren Brennweite ausspielen kann, sieht man von seiner Farbreinheit einmal ab.
Fazit: Mein kleiner Chinese ist mir so richtig an`s Herz gewachsen, vielleicht auch deswegen, weil ich ihn noch ein wenig mit der Flasche aufpäppeln musste. Das ,,Kind" war in seiner derzeitigen Funktion ungewollt, es sollte nämlich mein drittes Protuberanzen-
Abb. 4: Pferdekopf- und Flammennebel im Orion, aufgenommen auf der Farm Hakos / Namibia am 20.9.2001 um 4:33. 64 Minuten belichtet auf Kodak E 200 mit Bresser Pulsar 120/1000 mm plus MinusViolett-Filter (Lumicon).
Gütezahlbestimmung eines Objektives
(sinngemäß aus: D. Lichtenknecker, Monatsbeilage der VdS-Nachrichten 12/1957)
Wurde das Objektiv als chromatisch einwandfrei befunden und zeigten sich auch keine Anzeigen für Zonenfehler im Beugungsbild, kann man aus der Differenz der Vereinigungsweite der Strahlen zweier Zonen die Güte des Objektivs bestimmen. Dazu schneidet man aus Pappe zwei Blenden, deren eine die Objektivöffnung auf 71 % des Durchmessers verringert (halbe Fläche der Gesamtöffnung), während die andere das Gegenstück dazu darstellt. Mit hoher Vergrößerung werden jeweils pro Blende einige genügend sichere Fokussierungen am Stern vorgenommen und die Stellung des Okularauszugs auf möglichst 0,10 mm genau abgelesen (Schieblehre, Messuhr). Bei der Gegenüberstellung der so erhaltenen gemittelten Messwerte stellt man fest, dass die Brennpunkte der beiden Zonen nicht zusammenfallen. Die Größe der erlaubten Differenz hängt ab vom Öffnungsverhältnis N des Objektivs und von der Lichtwellenlänge. Ist das Objektiv gut, muss der ermittelte Messwert innerhalb des erlaubten Betrages liegen (s. Tabelle 2).
Eine Gütezahl, die zum Vergleichen von Objektiven und Spiegeln geeignet ist, lässt sich ableiten, in dem man die gemessene Differenz durch die maximal zulässige dividiert. Ist die Zahl kleiner als 1, so ist das Objektiv gut. Bei größeren Werten als 1 ist der durch die ungenügende Strahlenvereinigung hervorgerufene Zerstreuungskreis größer als das durch die Größe der wirksamen Öffnung bestimmte Beugungsbild und beeinträchtigt das Trennvermögen der Optik.
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Abb. 5: Tarantelnebel im Doradus, auf genommen auf der Farm Hakos / Namibia am 19.9.2001 um 0:57. 40 Minuten belichtet auf Kodak E 200 mit Bresser Pulsar 120/1000 mm plus Minus-Violett-Filter (Lumicon).
Errata
Leider sind der Redaktion in der letzten Ausgabe ( II / 2001) einige Fehler unterlaufen. Wir danken unseren Lesern für die Hinweise:
· S. 31: Bei den Beiträgen ,,Zirkumzenitalbogen" und ,,Pollenkorona" fehlt
die Angabe des Textautors. Aus den vorliegenden Unterlagen lässt sich ver-
muten, dass der Autor Gerald Berthold ist.
· S. 36: Im Beitrag ,,Das LRGB-Verfahren mit Filmemulsionen in der digita-
len Dunkelkammer" ist der Inhalt der Abb. 1 verloren gegangen. Hier das
korrekte Bild.
· S. 51: Der Beitrag ,,Das Feuerkugelnetz des DLR" gehört nicht zur
Fachgruppe ,,Atmosphärische Erscheinungen" sondern zur Fachgruppe
,,Meteore".
· S. 52: In der letzten Zeile des Beitrags ,,Das Feuerkugelnetz des DLR"
müssen die Symbole korrekt lauten:
aR = 130 Grad , dR = 20 Grad und v· = 28 km/s
· Seite 76: Der Beitrag ,,Leoniden 2001 - ein erster Bericht" ist nicht von
der Fachgruppe Meteore eingereicht worden, wie die Seitenüberschrift
Abb. 1:
,,Fachgruppe Meteore" vermuten lässt. Der Beitrag sollte in der Rubrik
So sieht das korrekte Bild zu Abb. 1 des Beitrages
,,Beobachterforum" erscheinen.
,,Das LRGB-Verfahren mit Filmemulsionen in der
· S. 139: Bei den Impressionen muss die Bildunterschrift zu Bild 13 lauten:
digitalen Dunkelkammer" im VdS-Journal II/2001
Abb. 13 (unten): Die partielle Phase der totalen Mondfinsternis am 9.1.2001 aus.
konnte Karlheinz Seeger durch Wolkenlücken verfolgen. Ihm gelang diese
Aufnahme bei einer 1/60 Sekunde Belichtungszeit mit einem 400-mm-Objektiv
auf Agfa HDC 200 Film. Standort war Nagold.
· S. 142: Der Autor der Rezension: ,,Drehbare Kosmos-Sternkarte" ist Axel Thomas.
Wir bitten unsere Leser die Fehler zu entschuldigen.
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Ein 18"-Fensterglasdobson - ein unseriöses Spiegelschleifprojekt?
von Rüdiger Heins
Abb. 1: Grobschliff: Der Spiegel ist unten. Oben befindet sich das Schleifwerkzeug, eine mit unglasierten Badezimmerfliesen beklebte Gipsscheibe.
Abb. 2: Guss der vorgekrümmten Schleifschale aus Gips für den Feinschliff.
Die vor einigen Jahren aus den USA herüberschwappende ,,Dobsonwelle" hat das Gesicht der hiesigen Amateurastronomie verändert. Die Handhabung von Dobsonteleskopen ist leicht und man kann im Selbstbau relativ große Öffnungen realisieren. Allerdings kostet die Beschaffung eines kommerziellen Hauptspiegels, z. B. mit Durchmessern von 16 bis 20 Zoll, viele tausend Mark. Eine Alternative dazu wäre der Selbstschliff. Inzwischen gibt es einige gute Instruktionen in englischer Sprache im Internet. Besonders hervorzuheben ist hier ,,Large Thin Mirror Making" von Mel Bartels. Kurz und kompetent werden hier die Schwierigkeiten bei der Herstellung großer Optiken beschrieben. Ein weiterer, recht umfangreicher Artikel von dem amerikanischen Optiker Robert Kestner befindet sich im Anhang der ,,Dobson-Bibel" ,,The Dobsonian Telescope".
Basierend auf diese beiden Anleitungen wollte ich versuchen einen 18"-Spiegel zu schleifen. Die ersten Probleme traten schon bei der Beschaffung des Rohlings auf. In Deutschland kosten Rohlinge in dieser Größe mit einer Dicke von 5 cm ab 3.000.DM für Duran 50, bis über 8.000.- DM für Quarz. Da das Risiko des Scheiterns durchaus bestand, waren solche Investitionen für mich nicht akzeptabel. Zu diesem Zeitpunkt begann ich das erste Mal über Fensterglas nachzudenken. In beiden
Abb. 3: FeinschliffSchleifschale mit aufgeklebten Karosseriescheiben.
Anleitungen wird - obwohl hier natürlich etwas dickeres Pyrexglas favorisiert wird auch auf dünnes ,,Plateglass" eingegangen. Einige US-Spiegelschleifer haben aus diesem Material schon erfolgreich eine große Optik gefertigt. Hierzulande gibt es im Glasfachhandel ,,normales" Fensterglas bis zu einer maximalen Stärke von 24 mm. Die Kosten für eine 18"-Scheibe schwanken zwischen ca. 400.- und 600.- DM (Stand 2000). Dieser Preis schien mir für etwas mit Versuchscharakter durchaus akzeptabel, also bestellte ich.
Ein paar Wochen später lag dann der 10 kg schwere Rohling vor mir. Als Gegenstück beim Grobschliff diente eine 6 cm dicke Gipsscheibe im Durchmesser von 39 cm, welche mit unglasierten Badezimmerfliesen beklebt worden war. Der Grobschliff begann mit Karbo 60. In der Anfangsphase wurde mit dem zukünftigen Spiegel oben geschliffen, mit w-förmiger Strichführung und sehr viel Druck, um eine schnelle Aushöhlung zu erreichen. Dadurch war die Standzeit des Schleifmittels mit 4-5 Minuten sehr kurz. Nach 11/2 Stunden konnte man dann auch schon eine Vertiefung von 0,6 mm feststellen. Sie wird als Pfeilhöhe bezeichnet und mit einem Balkensphärometer gemessen. Normalerweise haben 18"-Spiegel ein Öffnungsverhältnis von f/4,5. Aufgrund des unüblichen Materials und dem Dickeverhältnis der Glasscheibe von knapp 1:20 wählte ich ein Öffnungsverhältnis von f/5,5. Die erforderliche Pfeilhöhe liegt hier bei ca. 5,2 mm. Nach insgesamt 91/2 Stunden Grobschliff betrug die Vertiefung 3,5 mm. Der Rand war in einem Bereich von 14 mm überhaupt noch nicht bearbeitet worden. Um diesen auch auszuschleifen und die sphärische Form zu gewährleisten, wurden Schleifschale und Rohling vertauscht. In einer Gesamtzeit von 18 Stunden konnte der Grobschliff nach Erreichen einer Pfeilhöhe von 5 mm beendet werden. Durch den Verbrauch von 6 kg Karbo 60 war die Schleifscheibe total verschlissen.
Von der Spiegeloberfläche machte ich für den Feinschliff und die nachfolgende
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abgesunkene Kante gesellte sich dazu. Aber dafür war jetzt nur noch lagerungsbedingter Astigmatismus nachweisbar.
Abb. 4 (oben): Vorbereitung zur Herstellung einer streifenförmigen Pechhaut.
Abb. 5 (rechts): ,,Behandlung" der abgesunkenen Kante mit dem kleinen Pech-Tool.
Politur jeweils Gipsabdrücke. Zum Feinschleifen beklebte ich die neue Schleifschale mit Karosseriescheiben. Dieser Tipp aus dem Internet funktioniert nur auf vorgekrümmten Flächen. Der nachfolgende Feinschliff, der Spiegel lag weiterhin unten, verlief wirklich erstaunlich schnell. Bereits nach 15 Minuten mit K 120 waren keine groben Löcher vom K 60 mehr zu erkennen. Zur Sicherheit arbeitete ich mit der Körnung noch eine weitere Viertelstunde. Dann folgten nach jeweils 30 Minuten K 240, K 500 und 9 My Microgrit WCA bildete den Schluss. Bis jetzt lief alles nahezu perfekt, aber die größten Hürden standen ja noch bevor: Das fehlerfreie Auspolieren und anschließende Parabolisieren. Die Herstellung einer streifenförmigen Pechhaut auf dem 39 cm durchmessenden Tool klappte auf Anhieb. Das verwendete optische Schwarzpech Härte 24 bezog ich von der Fa. Piering aus Eich in Sachsen. Als Poliermittel kam Ceroxyd von Pieplow&Brandt zum Einsatz. Es hatte sich in der Vergangenheit schon ausgezeichnet bewährt und stellt einen guten Kompromiss zwischen glatter Oberfläche und schnellem Auspolieren dar. Zum Polieren blieb der Spiegel auch weiterhin in unterer Position. Nach den ersten 45 Minuten zeigte er überall schon einen ganz ordentlichen Glanz und der erste Foucaulttest konnte beginnen. Hierzu lagerte der Spiegel in einer Schlinge. Nach dem Ausrichten zeigte sich ein mäßiger Zentralberg. In meinem Foucaulttester hatte ich einen künstlichen Stern eingebaut, um die Optik auch auf einen möglichen Astigmatismus zu überprüfen. Der dünne Spiegel muss durch die fast
Jetzt kam es darauf an, den Spiegel auszupolieren und nur gelegentlich zu testen. Nach 18 Stunden war es soweit: Der Zentralberg existierte immer noch und die abgesunkene Kante hatte sich bis zu einer Breite von ca. 10 mm ausgedehnt. Es war an der Zeit, sich um die Spiegelfehler zu kümmern. Der Kante rückte ich mit einem Pech-Tool im Durchmesser 4 cm zu Leibe. Es gelang mir, die Absenkung bis auf 5 mm zu reduzieren, was bei dieser Spiegelgröße tolerierbar war. Allerdings hatte ich nun einen Graben im äußeren Bereich.
Durch Veränderungen der Pechhaut und
unterschiedliche Strichführung konnte ich
senkrechte Lagerung astigmatische den Graben beseitigen, sowie den
Verspannungen aufweisen, die sich durch Zentralberg deutlich verkleinern. Der
elliptische, jeweils um 90 Grad gekippte Spiegel zeigte nun im Foucaulttest - bis auf
Abbildungen der intra- und extrafokalen die Reste des Zentralberges - eine perfekte
Scheibchen bemerkbar machen würden. Sphäre, so dass ich mit dem Parabolisieren
Wenn der Spiegel nur einen lagerungsbe- beginnen konnte.
dingten astigmatischen Fehler hätte, blie-
ben die Ellipsen bei Drehung des Spiegels Zur Vertiefung der Mitte benutzte ich
immer in der gleichen Orientierung stehen. abwechselnd ein 25 cm Tool und den 39 cm
So hoffte ich zumindest, aber die Polierer. Nach einiger Zeit konnte die erste
Wirklichkeit ist immer grausamer. Ein Zonenmessung vorgenommen werden. Der
deutlich sichtbarer Astigmatismus war Spiegel wurde in fünf Messzonen unter-
erkennbar und bei Drehung des Spiegels teilt. Ich verwendete dazu eine Nagelleiste,
wanderte er mit. Wahrscheinlich war eine die ich kurz vor der Spiegeloberfläche plat-
Lage Teppich doch
zu wenig, so dass
der Fehler schon
beim Schleifen
entstanden sein
kann.
Astigmatismus
auszupolieren ist
ein ziemlich aus-
sichtsloses Unter-
fangen. Ich musste
nochmals zu Karbo
240 zurück.
Auf zwei dicke
Lagen Teppich als
Unterlage ging der
Feinschliff von
vorn los und nach
relativ kurzer Zeit
konnte ich weiter-
polieren.
Im
Foucaulttest fast
alles wie gehabt:
Der Zentralberg Abb. 6:
erschien wieder Der Foucaulttester, im Hintergrund der Spiegel;
und eine leicht Messstrecke über Flur und Zimmer.
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Abb. 7 (oben): Hauptspiegellagerung mit Luftpolsterfolie.
Abb. 8 (rechts): Das Oberteil, befestigt mit vier Fahrradsattel-Spannern.
zierte. Die Nägel markierten jeweils die Mitte der einzelnen Zonen. Ein Parabelschatten war schon erkennbar und in einer erste Messreihe ergab das zur Auswertung benutze PC-Programm ,,Parabel" von Martin Trittelvitz einen Wellenfrontfehler von 1/1 Lambda. In halbstündigen Arbeitsschritten konnte ich laufend bessere Werte erhalten. Nach knapp fünf Stunden Parabolisieren schien es geschafft. Als gemitteltes Ergebnis aus sechs Einzelmessungen spuckte der PC einen Wellenfrontfehler von Lambda 1/10 aus. Die schlechteste Einzelmessung lag bei Lambda 1/6. Eigentlich zu schön um wahr zu sein, der Test am Stern würde dann zeigen was diese Messungen wirklich wert waren.
Während des gesamten Poliervorganges gab es mit dem Fensterglas keine nennenswerten thermischen Probleme. Es ließ sich obendrein schneller schleifen und polieren als z. B. Duran 50. Die Fertigstellung des Spiegels gelang nach insgesamt 60 Stunden.
Anschließend erfolgte der Bau des Dobsonteleskops. Da die Optik sehr leicht war, konnte die Spiegelbox ein wenig robuster ausfallen. Alles oberhalb des zukünftigen Schwerpunktes sollte hingegen in Leichtbauweise gefertigt werden. Ein so dünner Spiegel braucht normalerweise eine 27-Punkt-Entlastungslagerung. Ich hatte jedoch von einem Engländer gehört, der seine dünnen Optiken auf Luftpolsterfolie
lagert. Dieser Versuchung erlag ich nach kurzem Ringen, war doch der Arbeitsaufwand um ein Vielfaches geringer. Zusätzlich gab es da noch einen weiteren Vorteil der ,,Knallfolie": Da Fensterglas eine dreimal größere Wärmeausdehnung hat als Duran 50, muss es langsamer abkühlen, um seine Form nicht zu gefährden. Hierzu bildet die Folie ein ausgezeichnetes Isoliermaterial. Zusätzlich wurde der Spiegel seitlich mit Neopren umfasst. Als Grundplatte für die Folie dient eine MDF-Platte. Normales Sperrholz könnte sich bei Feuchtigkeit, bedingt durch die Maserung, in eine Richtung verziehen und Astigmatismus erzeugen. Die sichelförmigen Höhenräder wurden ein wenig bei Bernd Schatzmann abgeguckt und als Gegenfläche für das Teflon mit Alustrukturblech belegt. Als Oberteil wählte ich einen einzelnen Holzring, der noch aufgebohrt wurde. Gegenüber dem NGFOkularauszug verhindert eine abnehmbare Gegenlichtblende aus Isoliermatte den Streulichteinfall.
Aufgrund der Brennweite von 2,5 Metern war es möglich, einen Fangspiegel mit nur 65 mm Durchmesser zu verwenden. Für alle zu fertigenden Rundungen hatte ich mir von einem Freund eine Oberfräse ausgeliehen. Diese Maschine war eine Offenbarung, alles ging viel leichter, schneller und präziser. Zu schade, dass ich sie wieder zurückgeben musste. Die Verbindung zwischen Ober- und Unterteil erfolgte mit Alu-Zeltstangen. Die Enden
waren werkseitig schon gequetscht und durchbohrt. Sie sind preiswerter als die Alurohre aus dem Baumarkt und über den Campingfachhandel Fritz Berger zu beziehen. Die Stangen wurden am oberen Ende paarweise zusammengefasst. Die Befestigung am Oberteil erfolgt mit Fahrradsattel-Spannern. Unten erfüllen Flügelschrauben ihren Zweck. Das Dobson wurde recht zügig fertiggestellt und ich hatte schon bald - mit noch unverspiegelter Optik - ,,First Light". Ziemlich aufgeregt blickte ich zuerst durch
Abb. 9: ,,Second Light" vor der Haustür.
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mein 30 mm Leitz-Okular auf einen mittelhellen Stern im Pegasus, der sich dann auf den Punkt scharfstellen ließ. Das beruhigte, reichte aber noch nicht; erst bei hoher Vergrößerung ist eine wirkliche Beurteilung der optischen Qualität möglich. Mit den Bewertungsmustern aus dem Buch ,,Star Testing Astronomical Telescope" im Kopf und einem 9 mm Nagler ging es weiter. Hierbei war dann ein Hauch Unterkorrektur feststellbar, aber besser als Lambda 1/4 und ein klein wenig schlechter als Lambda 1/8. Das reichte als Grund, um die Sektkorken fliegen zu lassen.
Nach dem Belegen wurde der Spiegel weiter ausgiebig getestet. Die wirklich gute optische Qualität bestätigte sich. Die Formveränderung durch thermische Schwankungen hält sich in Grenzen. Im Laufe der Nacht kommt es zu einer leichten Überkorrektur, die aber immer noch innerhalb der Beugungsgrenze liegt. Planeten
werden bei entsprechendem Seeing - auch bei hoher Vergrößerung - sehr kontrastreich und detailliert abgebildet. Beim Saturn zeigte sich manchmal die EnckeTeilung. Planetarische Nebel gehen auch noch bei 700-facher Vergrößerung. Also ein fast optimales Teleskop ohne irgendeine Macke? Nicht ganz. Gelegentlich tritt Astigmatismus auf, der sich aber meistens durch einen leichten Tritt gegen die Spiegelbox beseitigen lässt. Wenn er mal hartnäckiger ist, muss ich den Spiegel um 90 Grad drehen. Das war's dann aber wirklich. Es ist also tatsächlich möglich, einen Parabolspiegel für visuelle Zwecke aus Fensterglas zu schleifen, der sich vor kommerziellen Optiken nicht zu verstecken braucht. Die Herstellung ist nicht einmal übermäßig schwierig und mit etwas Geduld gut zu schaffen. Wer so etwas plant, sollte aber schon einen kleineren Spiegel erfolgreich geschliffen haben.
Abb. 10: Bis zum BTM 2001 wurden zwecks Gewichtserleichterung noch einige Löcher ausgesägt und eine größere Blende montiert.
Über den Dächern der Stadt Lüneburg Eine Dachsternwarte im Selbstbau
von Peter Bresseler
Die mangelnde Stabilität der Mechanik, direktes Streulicht und die langen Rüstzeiten für das Auf- und Abbauen der Ausrüstung haben mich veranlasst, einem lang gehegten Wunsch nachzugehen, den Aufbau einer eigenen Sternwarte. Als meine Planungen konkreter wurden, sammelte ich Anregungen zu diesem Thema in der einschlägigen Literatur und im Internet. Dabei wurde schnell deutlich, dass es keine Patentlösung gab und das sich die Amateurvorhaben stark an den individuellen Ansprüchen und an der eingesetzten Gerätekombination orientieren.
Standortfrage Die bisherigen Beobachtungsaktivitäten führte ich primär von der Gartenterrasse unseres Hauses durch. Die Bedingungen waren insgesamt nicht ideal. Einerseits wurde die sichtbare Hemisphäre durch die umliegenden Häuser und Bäume eingeschränkt, andererseits erlaubte der aufgehellte Stadthimmel visuell nur eine Grenzgröße von 5,0 bis 5,2 mag. Dennoch favorisierte ich eine ,,räumlich nahe" Lösung, da das Thema Lichtverschmutzung bei der Deep-Sky-CCD-Astrofotografie - meinem Beobachtungsschwerpunkt -
Abb. 1 NGC 7479, aufgenommen mit C14-SCT bei f/7 mit ST-8-CCDKamera, Maßstab 18m / Pixel entspr. 1,5"/ Pixel, 600 Sek. belichtet.
auch unter urbanen Beobachtungsbedingungen beherrschbar ist und ich der schnellen und spontanen Beobachtungsmöglichkeit eine hohe Priorität einräumte. Bedingt durch die Lage und Ausrichtung schien ein ebenerdiger Beobachtungsplatz keine wesentlichen Vorteile zu bringen, daher tendierte ich zu einer Sternwarte im Dach unseres Stadthauses.
Vorbereitungen und Umsetzung Vorab stellte sich neben der technischen Umsetzung die Frage, ob bei einem solchen Standort das ,,lokale" Seeing eine Beobachtung stark einschränkt bzw. gar nicht erst zulässt. Schließlich soll meine Sternwarte primär für die langbrennweitige CCD-Astrofotografie mit einem C14 genutzt werden. Ein System mit einer Brennweite von 3.911 mm und Öffnung von 14 Zoll reagiert naturgemäß sehr empfindlich auf atmosphärische Störungen. Daher führte ich über einen Zeitraum von mehreren Wochen Testbeobachtungen aus dem angrenzenden Dachfenster durch. Doppelsterne unterschiedlicher Helligkeiten und Abstände gehörten zu meinen Beobachtungskandidaten. Den Bereich hinter dem Dachfenster trennte ich provisorisch vom übrigen Dachboden ab, so dass ein kleiner isolierter Raum entstand. Die Beobachtungsergebnisse verbesserten sich schlagartig, da kaum noch Zugluft entstehen konnte. Erst danach waren die Ergebnisse vielversprechend. Die spätere Dachöffnung sollte sich primär am Schwenkbereich der Kombination ,,Montierung und Tubus" orientieren, und der betrug bei meiner Gerätekombination,
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Abb. 2 NGC 7331, aufgenommen mit C14-SCT bei f /7 mit ST-8-CCDKamera, Maßstab 18m / Pixel entspr. 1,5"/ Pixel, 600 Sek. belichtet.
Abb. 3 NGC 1023, aufgenommen mit C14-SCT bei f /7 mit ST-8-CCDKamera, Maßstab 18m / Pixel entspr. 1,5"/ Pixel, 300 Sek. belichtet.
dem C14 und der Alt 5-ADN, ca. 1,20 m. Unter Berücksichtigung der Abstände der Dachsparren und des notwendigen Bewegungsspielraumes ergab sich letztendlich ein optimales Öffnungsmaß von 140 cm x 180 cm. Nach Absprache mit einem Dachdecker plante ich ein großzügig dimensioniertes Fenster. Da die avisierten Öffnungsmaße sich aber nicht mit den gängigen Fenstergrößen am Markt ansässiger Hersteller deckten oder konstruktionsbedingt unzweckmäßig waren, kam nur eine Lösung in Eigenregie in Betracht. Zunächst fertigte ich den Fensterrahmen, der einerseits die Öffnung begrenzt und andererseits die Kräfteverteilung sicherstellt, aus massiven 60-mm-Leimholz. Da das Fenstermaterial nicht unbedingt lichtdurchlässig, aber beständig, hagelschlagfest und abgedichtet sein musste, entschied ich mich für ein 1 mm starkes V2AStahlblech. Das Material bezog ich aus dem Fachhandel. Ebenfalls fand dort die Grundbearbeitung des Bleches wie der Zuschnitt und das Abkanten nach meinen Anforderungen statt. Um ein Durchbiegen zu verhindern, verschraubte ich auf der
Rückseite des V2A-Bleches Aluminiumwinkelprofile. Eine umlaufende SiliconIsolierung dichtete das Fenster mit dem Holzrahmen ab. Seitlich angebrachte Schnappverschlüsse verschließen das Fenster sturmsicher, mit Hilfe großdimensionierter Scharniere ist das Öffnen sichergestellt. Die Aufstellung der Montierung bereitete eigentlich die größten Probleme, denn der tragende Fußboden bestand nicht aus Beton, sondern aus einer Kombination aus Spanplatten und tragende Holzsparren. Ein kräftiger Tritt auf den Fußboden ließ die unmittelbare Umgebung vibrieren. Daher musste der Unterbau so verändert und stabilisiert werden, dass einerseits mögliche Schwingungen kompensiert werden und andererseits keine Masseverlagerung unter der permanenten Last der Geräte stattfinden konnte. Wenigstens war die Aussage des Statikers eher beruhigend, denn die maximale Tragkraft datierte er auf ca. 250 kg/m2. Zunächst fertigte ich einen Unterbau aus schachbrettartig angelegten Holzbalken und verschraubte darauf Leimholzplatten. Holz lässt sich einerseits gut bearbeiten, andererseits zielte ich auf die schwingungsdämpfenden Eigenschaften dieses Materials. Auf diesem neuen Unterbau platzierte ich einen Schlitten, auf Metallrollen gelagert und auf einem Winkelprofil geführt, der ein Heranführen der Montierung aus einer zurückliegenden Position (Parkposition) an die Fensteröffnung ermöglicht. Durch einen einfachen Hubmechanismus, basierend auf Gewindestangen, lässt sich das gesamte System zur Beobachtung auf Schwingmetallpuffer absenken, so dass der Schlitten fest und vibrationsfrei auf dem neuen Unterbau sitzt. Nach der Beobachtung wird der Schlitten angehoben, in die Parkposition zurückgeführt und dort gesichert. Im Frühjahr 2000 erfolgte dann der Einbau des Fensters fachmännisch durch einen Dachdecker. Das erste Öffnen war schon ein spannender Moment und ein tolles
Abb. 4 NGC 1275, aufgenommen mit C14-SCT bei f/7 mit ST-8-CCDKamera, Maßstab 18m / Pixel entspr. 1,5" / Pixel, 600 Sek. belichtet.
Abb. 5 Cygnus A, aufgenommen mit C14-SCT bei f/7 mit ST-8-CCD-Kamera, Maßstab 18m / Pixel entspr. 1,5" / Pixel, 600 Sek. belichtet.
Gefühl, die sichtbare Hemisphäre erheblich größer als vorher von der Terrasse aus. Der freie Blick war lediglich durch den Dachfirst im Norden und durch hohe Bäume im Westen eingeschränkt.
First Light Nach dem Auskühlen des Tubus zentrierte ich den 1,3 mag hellen Regulus mit der Primärbrennweite von knapp 4 m. Phasenweise vergrößerte und verkleinerte sich sein Zerstreuungskreisdurchmesser merklich - ein Zeichen für die starke Luftunruhe, die zur Beobachtungszeit vor-
Aufnahmedaten
NGC 7479
C14
NGC 7331
C14
NGC 1023
C14
NGC 1275
C14
Cygnus A
C14
f/7
18µ Pixel
f/7
18µ Pixel
f/7
18µ Pixel
f/7
18µ Pixel
f/7
18µ Pixel
ST-8
600 s.
ST-8
600 s.
ST-8
300 s.
ST-8
600 s.
ST-8
600 s.
Die Winkelauflösung betrug bei sämtlichen Aufnahmen ca. 1,5 Bogensekunden pro Pixel. Die Aufnahmen sind in etwa Maßstabsgetreu, wobei es sich wegen vorhandener Vignettierung jeweils um Bildausschnitte handelt.
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Abb. 6 Außensicht im geschlossenen Zustand. Die Einbauhöhe beträgt ca. 7 m. Der Holzrahmen wird durch eine Bleimanschette vor Feuchtigkeit geschützt.
herrschte. Der untergehende Mond, der sich anschickte, den Dachfirst zu berühren, zitterte und waberte unruhig. Wie schon in den vorherigen Tests deutlich wurde, schien das Problem vorhandene Zugluft zu sein. Daher trennte ich die Sternwarte vom übrigen Dachgeschoss durch eine Leichtbauwand ab, so dass kein permanenter Luftaustausch stattfinden kann. Eine eingelassene Tür stellt den Zugang sicher. So entstand ein kleiner Raum mit einem Volumen von ca. 6 m3. Diese Maßnahme war entscheidend und brachte eine durchschlagende Verbesserung in der Abbildungsgüte. Des weiteren platzierte ich sämtliche wärmeproduzierenden Geräte außerhalb des Beobachtungsraumes, die Ansteuerung der Montierung und der CCD-Kamera erfolgte via PC von außen. In den darauffolgenden Monaten sammelte ich Erfahrungen mit dem Umgang der Geräte und der Einrichtung. Die bautechnischen Vorkehrungen verfehlten glückli-
Abb. 7 Seitenansicht. Das Fenster wurde zum Auskühlen der Geräte um einen kleinen Spalt geöffnet.
cherweise nicht ihre Wirkung, Schwing-
ungen waren kaum noch nachzuweisen
bzw. wurden recht schnell kompensiert.
Ebenso war eine Verschlechterung des
Seeings durch ,,selbstverursachte" Faktoren
nicht festzustellen. Nach dem Öffnen fand
sofort ein kompletter Luftaustausch statt,
warme Innenluft konnte durch die
Raumkapselung nicht mehr nachströmen.
Die besten Aufnahmen sind mir dann
gelungen, wenn die Optik und die
Sternwarte vollständig ausgekühlt waren
und ein leichter Wind vorherrschte. Dann
gelang mir mit der ST-8 in Verbindung mit
dem C14 bei f/ 7 und einer Belichtungszeit
von 20 Minuten eine stellare Grenzgröße
von ca. 20 mag! Interessant war ebenso
festzustellen, dass bei visueller
Beobachtung
keine
merkliche
Verschlechterung der Abbildung bedingt
durch meine Anwesenheit festzustellen
war.
Fazit Von den ersten Planungsansätzen bis hin zur Fertigstellung verging fast ein ganzes Jahr. Das lag letztendlich daran, dass ich einerseits handwerkliches Neuland betrat, andererseits sämtliche Aktivitäten in der
Abb. 10 Innensicht: Rot- oder Normalbeleuchtung ist von außen einschaltbar.
Freizeit umgesetzt wurden. Der Aufwand hat sich aber gelohnt. Ein nächtelanges Durchbeobachten kann ich mir aus beruflichen Gründen nicht mehr leisten, um so mehr hat sich der Wunsch nach spontaner Beobachtung, allein oder mit Freunden, voll erfüllt und dem Hobby eine neue Qualität gebracht. Den Erfolg dieses kleinen Projektes sollen die hier illustrierten Deep-Sky-Aufnahmen zeigen. Die Material- und Lohnkosten beliefen sich auf ca. zweitausend Mark. Der größte Teil, der hierbei natürlich nicht ins Gewicht fällt, sind die vielen eigenen Arbeitsstunden, die zur Realisierung notwendig waren. Für weitere Informationen in diesem Zusammenhang sei auf meine Homepage verwiesen unter http://home.t-online.de/ home/pbresseler, unter der weitere detaillierte Informationen zu allen Phasen der Erstellung abgerufen werden können.
Abb. 8 Das C14 in der Beobachtungsposition. Das Fenster wurde komplett nach unten heruntergeklappt und wird durch zwei links und rechts angebrachte Ketten gehalten. Als Sicherung dienen jeweils zwei 5 mm Stahlseile.
Abb. 9 Das C14 in Parkposition: Fensterspalt leicht geöffnet zum Auskühlen der Instrumente.
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Abb. 11 (links): Teleskop in ,,Parkposition". Unten, zugluftgeschützte Kabelführung zum PC oder zu den Netzteilen. Abb. 12 (rechts oben): Schlitten und Hubmechanismus. Aus der Parkposition wird der Schlitten in die Beobachtungsposition gerollt und mit Hilfe der Gewindestangen auf die Schwingmetallpuffer abgesenkt.
Abb. 13 (rechts unten): Schlitten vor der Beobachtungsposition. Seitlich werden Kabel nach außen geführt.
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46 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
Name: Typ:
46 Grad - Ring
Brechungshalo (90 Grad )
Medium:
kurze hexagonale Säulchen, Hauptachse regellos orientiert
Häufigkeit: weniger häufig, nur rund 2 % aller Erscheinungen
bekannt seit: Altertum
Beschreibung: Ein Ring um die Sonne mit einem Radius von 46 Grad . Er ist breiter als der 22 Grad - Ring, aber seine Helligkeit ist geringer. Dafür sind seine Farben etwas besser entwickelt. Meist sind nur Bruchstücke sichtbar. Bei geringen Sonnenhöhen ist eine Unterscheidung zwischen 46 Grad -Ring und Supralateralbogen meist nicht möglich. Die unterschiedliche Häufigkeit des 46 Grad -Rings und des 22 Grad -Rings trotz gleicher Kristallart legt die Vermutung nahe, dass die Qualitätsanforderungen an die Kristallstruktur beim 46 Grad -Ring wesentlich höher sein müssen. Text: Gerald Berthold Abbildung: Simulation eines 460-Ringes, innen ist der 220-Ring zu erkennen.
Name:
Horizontal-
kreis
Typ:
Spiegelungshalo
Medium:
Plättchen und Säulchen, Hauptachse streng orientiert, spiegelnde Flächen senkrecht
Häufigkeit:
weniger häufig, nur rund 3 % aller Erscheinungen
bekannt seit: Altertum
Beschreibung: Ein weißer Ring durch die Sonne, parallel zum Horizont verlaufend, der den ganzen Himmel umspannen kann. Seine Breite ist bei optimaler Kristallausrichtung ebenso breit wie der Sonnendurchmesser. Ist die Kristallausrichtung und Homogenität der Zirrusschicht weniger perfekt, treten Verdickungen auf, was die Identifizierung seltener Nebensonnen schwierig macht. Meistens treten nur Bruchstücke auf, selten ist das Auftreten eines vollständigen Horizontalkreises, was nur ca. 1 bis 2 mal im Jahr vorkommt (dann meist bei höher stehender Sonne). Oft ist der geschlossene Horizontalkreis Bestandteil eines Halophänomens, da dann der Himmel mit Eiskristallen hoher Qualität angereichert ist, welche meist auch seltenere Haloerscheinungen mit hervorrufen.
Text: Gerald Berthold Foto: Wolfgang Hinz, 15. April 2000, Chemnitz
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48 F A C H G R U P P E > C C D T E C H N I K
Aus dem Pixelkästchen...
Mancher Pixelfreund wird sich nach dem Auslesen des Journal 2/2001-Kästchens sicher gewundert haben, den entsprechenden Beitrag für die als jüngste Schöpfung der Selbstbaukameras angekündigte MR_084 nicht gefunden zu haben.
Die diesbezügliche Ursache ist weder ein Dunkelbild noch ein eklatanter Blooming-
Effekt, als blank-frame bekannt - vom Pixelfresser ganz zu schweigen! Auch wurde der Artikel nicht in meinem Archiv gebunkert - so etwas soll es ja geben - denn ich habe schon Mühe, meine eigenen Dateien zu verwalten. Vielmehr kann man besser von einer asynchronen Signalaufbereitung sprechen als Folge von Kapazitätsdefiziten, denen auch
die Ausgewogenheit der Beiträge zum Opfer gefallen ist. Mit dem größeren Platzangebot durch das dritte Jahresheft soll das alles besser werden, auch was manches bisher scheinbar vergeblich eingesandte CCD-Bild angeht.
Ihr Hans-Joachim Leue
Selbstbau-CCD-Astrokamera für jedermann
von Matthias Rimkus
- Teil 1 -
Vor sechs Jahren habe ich mir, nach dem Buch von Richard Berry, ,,The CCDCamera-Cookbook", eine Kochbuch Kamera gebaut. Aufgebaut mit diskreten Bauteilen, stellte die Kamera im Jahre 1995 eine preiswerte Alternative zu kommerziellen Kameras dar. Leider wurde das Projekt von Berry nicht weitergeführt, so dass das Kameradesign nach heutigen Maßstäben veraltet ist. Deshalb habe ich mich im Sommer 2000 entschlossen, mit der Entwicklung eines eigenen CCD-Kamera-Bausatzes zu beginnen. Um auch dem interessierten Neueinsteiger das Thema nahe zu bringen, werden zuerst alle wichtigen Eigenschaften einer CCD-Kamera dargestellt. Alle Besitzer einer ,,Cookbook"-Kamera können aus dieser Einleitung die Weiterentwicklung der CCD-Technik seit 1995 ableiten.
Der wichtigste Teil einer Kamera ist der CCD-Chip Er bestimmt die wichtigsten Parameter der Kamera wie Chipfläche, Anzahl der Pixel, Dunkelstrom, spektrale Empfindlichkeit und Ausleserauschen. Deshalb stand die sorgfältige Auswahl eines CCD-Chips an erster Stelle.
Die drei CCD-Sensor-Grundtypen Die meisten kleinen oder preiswerten Kameras verwenden CCD-Chips aus der Videotechnik. Diese haben alle einen gemeinsamen Nachteil. Beim Fernsehen wird das Bild aus zwei sich abwechselnden Halbbildern erzeugt (interlaced mode). Halbbild Eins enthält die Bildzeilen 1, 3, 5 ... und Halbbild Zwei die Bildzeilen 2, 4, 6 ... . Auf dem CCD-Chip sind jedoch nur
(z. B 640 x 240) Pixel untergebracht. Die Verdopplung der vertikalen Bildzeilen geschieht während der Belichtung der Halbbilder durch das Anlegen unterschiedlicher Spannungen am Chip. Dies hat einen Effekt, als ob der Chip vertikal um einen halben Pixel hin und her geschoben würde. Bei Langzeitbelichtungen können jedoch nur effektiv vorhandene Pixel zur Ladungssammlung benutzt werden. Damit haben diese CCD-Chips für eine Astroanwendung immer nur die halbe vertikale Auflösung. Um weitgehend rechteckige Pixel zu erhalten, werden deshalb noch zwei vertikale Pixel zu einem Pixel zusammengefasst. Somit ergibt sich aus der ursprünglichen
Videoauflösung von 640 x 400 Pixel eine Auflösung von 320 x 200 Pixel für Astrozwecke. Nach diesem Verfahren arbeitet zum Beispiel die Kochbuch-Kamera CB245. Der Vorteil bei der Verwendung dieser Chips liegt darin, dass sie ein Massenprodukt sind und zur Belichtungssteuerung einen elektronischen Shutter besitzen. Mit dem elektronischen Shutter kann die Belichtungszeit über ein elektrisches Signal gesteuert werden. Fehlt diese Steuermöglichkeit, sollte die Kamera für Kurzzeitbelichtungen einen mechanischen Shutter besitzen. Damit sind wir bei der zweiten Gruppe von CCD-Chips angelangt: den Chips speziell für astronomische Anwendungen. Sie wurden speziell für die Langzeitbelichtung optimiert. Deshalb fehlt ihnen ein elektronischer Shutter. Der am meisten bekannte Chip dieses Typs dürfte der KAF400 von Kodak sein. Der KAF400, sowie sein
Abb. 1: Gesamtansicht MR_084.
Abb. 2: MR_084 am 4"-Refraktor.
F A C H G R U P P E > C C D T E C H N I K 49
Abb. 3: Spektrale Augenempfindlichkeit.
Abb. 4: Spektrale Empfindlichkeit verschiedener CCD-Sensoren.
größerer Bruder der KAF1600 wird in den meisten im Preis höher liegenden Kameras verwendet, wobei auch der mechanische Shutter seinen Anteil zum Preis beiträgt. Die effektive Anzahl von Pixeln z. B. 768 x 512 beim KAF400 kann für die Belichtung benutzt werden. Um eine möglichst große Empfangsfläche pro Pixel zu erreichen, besitzt der KAF400 kein Antiblooming. Mit Antiblooming bezeichnet man die Fähigkeit des CCDSensors, bei Überbelichtung einzelner Pixel ein Überlaufen der Ladungen auf benachbarte Pixel zu vermeiden. Wird dieses Überlaufen nicht vermieden, ergeben sich weiße Streifen im Bild , die von der Stelle der Überbelichtung nach außen wandern. Schaut man sich Hubble-TeleskopBilder mit überbelichteten Sternen an, so sind diese Streifen auch dort sichtbar, da auch der im Hubble- Teleskop verwendete Chip kein Antiblooming besitzt. Hat die Kamera keinen mechanischen Shutter, geht die Belichtung weiter, während das Bild aus dem CCD-Sensor in den Computer eingelesen wird. Dies führt zu zwei Effekten: Wird z. B. 10 Sek. belichtet und es werden 10 Sek. für die Übertragung zum PC benötigt, so weisen die ersten Pixel eine Belichtungszeit von 10 Sekunden und die letzten eine Belichtungszeit von 20 Sekunden auf. Für photometrische Anwendungen sollte dies bedacht werden. Erst wenn die Belichtungszeit viel größer als die Auslesezeit ist, kann dieser Effekt vernachlässigt werden. Viel schlimmer wirkt sich das fehlende Antiblooming bei hellen Objekten und kurzen Belichtungszeiten aus. Werden z. B 100 ms für die Ausbelichtung von Marsbildern benötigt, so erfolgt während
einer Auslesezeit von 10 Sekunden eine 100-fache Überbelichtung dieses Bildbereiches. Die CCD-Chips aus Videoanwendungen besitzen Antiblooming, jedoch wird für die Leitungen zum Ableiten der überlaufenden Ladungen Chipfläche benötigt. Dadurch sind die Empfangsflächen und Ladungsspeicher bei einem Chip mit Antiblooming immer kleiner. Seit etwa drei Jahren entwickelte sich eine dritte Gruppe von CCD-Chips, die ,,non interlaced" CCD Sensoren. Ihre Anwendung finden diese Sensoren für Digitalkameras, PC-Videoanwendungen, Bildverarbeitung usw., wo die volle Auflösung eines Bildes ohne Halbbilder benötigt wird. Somit ist die volle Anzahl der angegeben Pixel auch für Astroanwendungen nutzbar. Nach der Überprüfung einiger Datenblätter kam ich zum Schluss, dass die beiden Sony-Chips ICX084 und ICX085 die beste Leistung bieten. Interessanterweise verwenden die LISÄÄ, sowie die HX-Kameraserien von Starlight-Xpress die gleichen CCD-Chips.
Die spektrale Empfindlichkeit Die spektrale Empfindlichkeit gibt an, wie viel Prozent der einfallenden Photonen in Elektronen umgewandelt und gespeichert werden. Die Empfindlichkeit ist nicht für jede Wellenlänge gleich. So ist die Rotund Infrarotempfindlichkeit meist höher als die Blauempfindlichkeit. Dies führt dazu, dass bei Farbaufnahmen der Blauanteil länger als der Rotanteil belichtet werden muss. Durch die hohe Rot/Infrarotempfindlichkeit des Sensors wird der Rotanteil des Bildes falsch dargestellt. Durch das Zwischenschalten eines
Infrarot-Sperrfilters bei der Aufnahme des Rotanteils lässt sich dies teilweise korrigieren. Jedoch sinkt dadurch die Empfindlichkeit, da die Maximalempfindlichkeit des Sensors ja im Infraroten liegt. Für Farbaufnahmen ist deshalb ein Sensor ideal, welcher der spektralen Empfindlichkeit des Auges angepasst ist. In Abb. 3 ist die relative Augenempfindlichkeit und in Abb. 4 sind die absoluten Empfindlichkeit verschiedener CCDSensoren dargestellt. Man sieht, dass die spektrale Empfindlichkeit des ICX084 am besten zur Empfindlichkeit des Auges passt. Eine weitere nicht zu vernachlässigende Tatsache ist, dass Optiken nur für den sichtbaren Spektralbereich optimiert wurden. Kurzwellige Blauanteile sowie langwellige Rotanteile werden zu einer großen Beugungsscheibe verschmiert. Bei hochauflösenden Bildern sollte deshalb der Infrarotanteil immer ausgefiltert werden. Zu Testzwecken habe ich den Stern Wega mit meinem 4"-Fraunhofer-Refraktor und der CCD-Kamera CB245 über ein Beugungsgitter aufgenommen. In der Bildmitte der Abb. 5 und 6 ist jeweils Wega mittig und links und rechts davon das Beugungsspektrum erster Ordnung sichtbar. Abb. 5 zeigt das Spektrum ohne und Abb. 6 mit Infrarotsperrfilter. In Bild Abb. 5 ist die Zerstreuung des Lichts insbesondere bei Wellenlängen größer als 650 nm sichtbar. In Abb. 6 wurde der Infrarotanteil ausgefiltert; die Zerstreuung des Lichts im Infraroten verschwindet. Da die Maximalempfindlichkeit des ,,Cookbook"-KameraChips TC245 bei circa 750 nm liegt (siehe Abb. 4), gehen durch das Infrarotsperrfilter circa 70 % der Gesamtempfindlichkeit verloren.
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Abb. 5: Spektrum der Wega ohne IRSperrfilter.
Abb. 6: Spektrum der Wega mit IRSperrfilter.
rauschen von (0,01 x 600) = 2,5 Elektronen. Der Dunkelstrom sollte deshalb kleiner als 0,01 Elektron/ Pixel/Sek. sein, um die maximale Leistungsfähigkeit einer CCD-Kamera zu gewährleisten. Das minimale Ausleserauschen wird durch den inneren Aufbau des CCD-Sensors begrenzt. Wird ein 16 bit Analog/DigitalWandler mit sauber aufgebautem Messverstärker verwendet, ist sein Beitrag am Ausleserauschen zu vernachlässigen. Bei einem 12 bit A/D Wandler ist der Beitrag des Wandlers am Ausleserauschen cirka 50 %. Um keine Empfindlichkeit am CCD-Sensor zu verschenken, sollte immer ein 16 bit A/D-Wandler eingesetzt werden.
Insbesondere im blauen und grünen Bereich bietet der ICX084 eine wesentlich höhere Empfindlichkeit als der TC245 oder der Kodak KAF400/1600 Chip. Der blauverbesserte KAF400 bietet eine gleiche Blau/Grün-Empfindlichkeit wie der ICX084, jedoch sind mehr als 50 % der Gesamtempfindlichkeit im Infraroten und gehen beim Einsatz eines Infrarotsperrfilters verloren. Für eine hohe Empfindlichkeit im sichtbaren Bereich sowie für farbgetreue Bilder ist der ICX084 also bestens geeignet.
Dunkelstrom, Ausleserauschen und Messelektronik Der Dunkelstrom einer CCD- Kamera wird in Elektronen pro Sekunde und Pixel angegeben. Er ist prinzipiell durch das Design des CCD-Chips vorgegeben, halbiert sich aber bei jeweils sechs Grad Temperatur-
absenkung. Der Dunkelstrom wird durch thermische Elektronen erzeugt, die den Ladungsspeicher jedes Pixels langsam füllen. Die Chiptemperatur sollte über ein Peltier-Kühler soweit gesenkt werden, dass das Dunkelstromrauschen nach einer typischen Belichtungszeit (30 Sek. ...10 Min.) noch zu vernachlässigen ist. Bei angenommenen 1 Elektron/Pixel/Sek. und 10 Min. Belichtungszeit ergeben sich im Mittel 600 thermische Elektronen pro Pixel. Diese erzeugen ein Rauschen von cirka (1 x 600) = 25 Elektronen. Bei angenommenen 10 Elektronen Ausleserauschen ist der Betrag des Dunkelstromrauschens also 2,5 mal so groß wie das Ausleserauschen. Von Vernachlässigung des Dunkelstromrauschens bei 1 Elektron/Pixel/Sek. kann also nicht gesprochen werden. Wird ein Dunkelstrom von 0,01 Elektron /Pixel/Sek. angenommen, ergibt sich ein Dunkelstrom-
Netzteil, Peltier-Kühler und Temperaturregelung Die CCD-Kamera sollte einen Spannungseingang für 12 V besitzen, so dass die Kamera wahlweise mit einem Steckernetzteil oder einer Batterie betrieben werden kann. Alle notwendigen Spannungen zum Betrieb sollten innerhalb der Kamera aus der 12V-Eingangsspannung abgeleitet werden. Werden die zum Betrieb notwendigen Spannungen extern in einem 220 VNetzteil erzeugt, ergeben sich zusätzliche Störeinstreuungen und Kabelsalat; ein direkter Feldbetrieb mit Batterie ist nicht möglich. Das 220 V-Netzteil muss sich immer innerhalb eines Gebäudes im Trocknen befinden, da eine mögliche Taueinwirkung zu einem Stromschlag führen kann! Der Energieverbrauch der Kamera sollte so gering wie möglich sein, um nicht während einer Nachtsitzung eine Autobatterie zu entleeren. Der Peltier-Kühler sorgt für die nötige Kühlung des CCD-Chips, um den Dunkelstrom zu verringern. Je weniger Abkühlung für einen kleinen Dunkelstrom notwendig ist, um so besser ist es. Tiefe Kühltemperaturen erfordern mehr Kühlleistung und die Gefahr für Reifbildung auf dem CCDSensor wächst. Da sich der Dunkelstrom mit der Temperatur ändert, ist eine Temperaturregelung am CCD-Sensor sinnvoll. So können alle Aufnahmen bei der exakt gleichen CCD-Temperatur aufgenommen werden. Auf die Aufnahme von Dunkelbildern während der Aufnahme kann somit verzichtet werden, da bei der späteren Bildverarbeitung früher aufgenommene Dunkelbilder verwendet werden können.
,,Hallo KOS... Ja - schöner Sternenhimmel... selbstverständlich in der Sternwarte... Was... Ja... Nehme gerade mein Lieblingsgerät in Betrieb!"
Weiter geht's im nächsten Heft.
S E R V I C E 51
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52 F A C H G R U P P E > C C D - T E C H N I K
Astrofotografie mit der Nikon Coolpix 990
von Stefan Korth
CCD-Kamera ganz anders... Seit 1994 beschäftige ich mich der Astrofotografie per CCD-Technik. Mein ganz persönliches himmelsfotografisches Weltbild ist damals dank der Möglichkeiten dieser Kameras und der digitalen Nachbearbeitung auf den Kopf gestellt worden.
Beeindruckt hat mich aus Sicht des Großstadtbeobachters die Perspektive, auch unter starkem Streulichteinfluss Deep-Sky-Objekte erreichen zu können, die der konventionellen Astrofotografie unter vergleichbaren Bedingungen verschlossen blieben. Bei Planetenbildern wiederum konnte dank der hohen Grundempfindlichkeit einer Starlight XPressCCD-Kamera mit deutlich verkürzten Belichtungszeiten gearbeitet werden selbst an einem 36-cm-Spiegelteleskop war es so möglich, beugungsbegrenzte Aufnahmen zu erzielen.
Abb. 1: Die Nikon Coolpix 990, am 11/4"Steckanschluss eines Vixen 20-cmNewton-Reflektors mit den VixenDigitalkamera-Adaptern befestigt. Dieser Adapter erlaubt ausschließlich die Verwendung von Vixen LVOkularen.
Schade nur, dass diese Resultate lediglich als Schwarz-Weiß-Abbildungen vorlagen. Dreifarbenkomposite von Planeten per Filterrad zu gewinnen, erschien mir angesichts der sehr stark schwankenden Seeingbedingungen und der Vielzahl benötigter Einzelaufnahmen für ein brauchbares Endresultat zu mühsam.
Seit dem Frühjahr 2001 weiß ich aber, dass es auch anders und vor allem einfacher geht: Die Astrofotografie per Digitalkamera bietet eine Reihe von Vorzügen, die diese neuen Fotosysteme zu einem vielversprechenden Arbeitsmittel für den Himmelsbeobachter machen können.
Ab Januar 2001 stand mir eine Nikon Coolpix 990 zur Verfügung. Bei dieser Digitalkamera wird ein CCD-Chip mit bis zu 1.536 x 2.048 Pixel Bildgröße verwendet. Der CCD-Chip der Nikon Coolpix 990 hat eine Größe von 5,1 x 7,6 mm, somit liegt die Ausdehnung der einzelnen Pixel bei 3,3 x 3,7 µm.
Diese Kamera besitzt ein fest montiertes elektronisches Zoom-Objektiv, dessen Brennweiten zwischen 8 und 24 mm verändert werden kann. Da der CCD-Chip der Coolpix-Kamera immer noch deutlich klei-
ner ist als das Kleinbildformat, entsprechen diese Werte in etwa den Brennweiten von 38 bis 115 mm einer Kleinbildoptik. Dieses Objektiv kann nicht entfernt werden, es ist fest in das Kameragehäuse eingebaut! Dieser Umstand ist sehr wichtig, denn somit scheidet die gewohnte Montage der Kamera per T-Ring und Kameraadapter an einem Teleskop aus. Außerdem lässt das Vorhandensein eines nicht entfernbaren Objektivs nur das Arbeiten mit der sogenannten ,,afokalen Methode" zu: Um überhaupt ein fokussierbares Bild zu erhalten, muss eine Zwischenoptik in Form eines Okulars her. Somit ist klar - diese Digitalkamera kann wie die Systeme anderer Hersteller ausschließlich per Okularprojektion verwendet werden.
Abb. 2: Halbmond im Vixen 20 cm-f/4Newton-Teleskop. Als Zwischenoptik wurde ein 25 mm-LV-Okular von Vixen verwendet. Die Belichtungszeit betrug 1/56 Sekunde bei Einstellung ISO 100.
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Abb. 3: Jupiter am 31.1.2001 als Komposit aus 7 Einzelaufnahmen mit 1/15 bis 1/60 Sekunde Belichtungszeit (ISO 100). Die Aufnahmeoptik war ein Vixen 20-cm-Field-MaksutovReflektor mit 20-mm-LV-Okular.
Abb. 4: Diese Saturn-Aufnahme entstand am 9.2.2001 mit derselben Teleskop-Okular-Kombination wie Abb. 8. Das Komposit wurde aus 17 Einzelbilder à 1/30 Sekunde (Empfindlichkeitseinstellung ISO 400) erstellt.
Die Montage am Teleskop Um Digitalkameras oder Camcorder mit festem Objektiv am Okularauszug eines Teleskops befestigen zu können, haben sich Amateure eine Reihe teilweise sehr aufwändiger Adapter einfallen lassen. Seit dem Herbst 2000 bietet die Firma Vixen für verschiedene Kamerasysteme Adapter an, die man direkt in das Objektivfiltergewinde einschrauben kann - vorausgesetzt, die Kamera verfügt über ein solches (Abb. 1).
Am anderen Ende des Adapters wird ein Vixen LV-Okular eingesetzt. Da der Adapter ,,von hinten" über das Okular geschoben wird, ist eine herstellerunabhängige Lösung nicht möglich, dieser Adapter kann nur mit LV-Okularen funktionieren. Da diese aber über einen Augenabstand von 20 mm verfügen, sind sie ohnehin besser für die afokale Methode geeignet als z. B. Plössl-Okulare. Der Grund: Bei einem so großen Augenabstand ist es einfacher, die Austrittspupille und die Frontlinse des Objektivs zueinander zu bringen. Auf diese Weise lässt sich die Randabschattung des Okulars reduzieren oder gar komplett beseitigen.
stecken kann. Dieser Weg hat zwei Vorteile: Beim Zentrieren des zu fotografierenden Objekts kann man schnell zwischen Kamera und Aufsuchokular wechseln und erleichtert sich so den Einstellvorgang. Außerdem können so auch Teleskope für die Astrofotografie eingesetzt werden, für die es sonst keine
Kameraadapter gibt und die ausschließlich über einen 11/4"-Okularanschluss verfügen.
Die Coolpix 990 in der Praxis Für meine ersten Versuche mit der Nikon Coolpix 990 habe ich ein Vixen VMC200L verwendet. Bei diesem Teleskop handelt es sich um einen Field-Maksutov-Cassegrain-
Abb. 5: Die Mondformationen Apeninnen, Kaukasus und Mare Serenitatis, bei leichtem Dunst mit 1/15 Sekunde (Einstellung ISO 100) fotografiert. Zum Einsatz kam ein Vixen 20-cmField-MaksutovReflektor mit 20mm-LV-Okular. Das Bild wurde mit unscharfer Maskierung leicht nachgeschärft.
Ein weiterer afokaler Adapter ist vom amerikanischen Hersteller TeleVue für dessen Radian-Okulare erhältlich. Auch dieser wird von hinten auf das Okulargehäuse gesetzt, ebenso verfügen auch diese Okulare über einen Augenabstand von 20 mm. Setzt man Okular, Adapter und Kamera zusammen, dann hat man ein Einheit, die man als Ganzes direkt in den 11/4"-Okularstutzen eines Teleskops ein-
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Abb. 6: Auf dem ITV 2001 entstand diese Sonnenaufnahme mit einem Vixen-ED114-SS-Apochromaten und 18-mm-LVOkular. Aus der ursprünglichen RGB-Datei wurde nur der Blau-Kanal bearbeitet, weil so größtmöglicher Kontrast erzielt werden konnte. Bei der Einstellung ISO 100 wurde 1/419 Sekunde mit einem AstroSolar-Sonnenfilter belichtet.
Abb. 7: Sonnenflecken im Detail - ein weiterer ,,Schuss" vom ITV, dieses Mal an einem Vixen-140-mm-Neoachromaten mit 10mm-LV-Okular, montiert auf einer New-Atlux-Montierung. Dank des verwendeten Herschel-Keils war bei ISO 100 eine Belichtungszeit von nur 1/668 Sekunde möglich. Auch hier ist nur der Blau-Kanal der ursprünglichen Farbdatei wiedergegeben.
Reflektor mit 200 mm Öffnung und 1.980 mm Brennweite. Dieses wurde mit einem Vixen 20-mm-LV-Okular kombiniert. Ebenfalls zum Einsatz kam eine Vixen GP DX-Montierung mit Skysensor 2000 PCComputersteuerung.
Als erster Schritt wird das gewünschte Objekt im Okular zentriert und fokussiert. Anschließend verbindet man Okular und Adapterring, schaltet die Kamera ein und hat bereits einen ersten optischen Eindruck vom zu fotografierenden Himmelsobjekt. Da die Coolpix ein geteiltes Gehäuse mit drehbarem Monitorblock besitzt, kann man auf ein Zenitprisma verzichten und hat sehr bequeme, individuell einstellbare Betrachtungspositionen. Das 28 x 37 mm messende TFT-Display ist deutlich bequemer als jeder übliche Kamerasucher. Um sicher zu stellen, dass das Objekt auch nach der Montage von Adapter und Kamera noch im Feld ist, sollte man vor dem ersten Bild die kürzeste Objektivbrennweite wählen.
Meine ersten Beobachtungsobjekte waren Jupiter und Saturn, bei denen ich nach dem Zentrieren direkt auf die maximale Objektivbrennweite von 24 mm gezoomt habe. Die Voreinstellungen im CoolpixSetup erlauben in Verbindung mit dem
manuellen Betriebsmodus der Kamera die Wahl zwischen den Empfindlichkeiten ISO 100, 200 oder 400. Ich habe mich zugunsten kurzer Belichtungszeiten für die höchste Empfindlichkeitsstufe entschieden, da auf diese Weise auch der Einfluss der Luftunruhe spürbar reduziert werden konnte. Die Coolpix erlaubt eine Vielzahl an Belichtungsmessungen, aber ich habe hier einfach ein wenig mit der manuellen Belichtungssteuerung experimentiert. Bei Jupiter wurde üblicherweise 1/60 Sekunde belichtet, bei Saturn variierte dieser Wert zwischen 1/15 und 1/30 Sekunden. Unglaublich einfach lief der Fokussiervorgang ab, denn ich konnte mich tatsächlich auf den Autofokus der Coolpix verlassen! Hier wurde wirklich der Wunschtraum vieler vergeblicher Fotonächte Wahrheit, denn so manchmal hatte ich mir Planetenfotografie per Autofokus gewünscht...
Leider hat die Coolpix 990 wie die meisten Digitalkameras keinen Anschluss für einen mechanischen Fern- bzw. Drahtauslöser. Um daher eventuell auftretende Wackler während des Auslösevorgangs zu vermeiden, habe ich mit der Vorauslösung gearbeitet, die der Montierung 3 bzw. 9 Sekunden Zeit zum Ausschwingen gibt. In den folgenden Wochen wurde die Coolpix an unterschiedlichen Teleskopen
und Objekten getestet, die Abbildungen 2 bis 10 stellen die Resultate vor. Die Tatsache, dass Okular, Adapter und Kamera eine sehr handliche, leicht bedienbare Einheit bildet, haben sich vor allem auf dem Teleskoptreffen am Vogelsberg bewährt - dort konnte ich ,,pixelschnorrend" von Gerät zu Gerät ziehend unterschiedlichste Eindrücke sammeln. Den Höhepunkt waren dabei H-Aufnahmen mit einem azimutal montierten 4"Apochromaten buchstäblich ,,aus der hohlen Hand" geschossen (Abb. 9).
Im Langzeitbereich kamen die Grenzen modernen Digitalkameras noch deutlich zutage: Bei 8 Sekunden Belichtungszeit war ein deutliches Rauschen zu erkennen, das zeigt, wie sehr der CCD-Chip von der elektronischen Abwärme im Kameragehäuse beeinflusst wird. Dennoch hat es auch seinen Reiz, einmal auf diese Weise den Orion-Nebel abzulichten (Abb. 10). Es sollte in diesem Zusammenhang aber auch erwähnt werden, dass in diesem Fall und auch bei anderen Versuchen mit mehr oder weniger hellen Fixsternen im Feld der Autofokus völlig versagt hat. Kein Wunder, denn beim Hin- und Herfokussieren registrierte die Kameraelektronik plötzlich das Abbild des Fangspiegels vor dem unscharfen Sternscheibchens - und versuchte die-
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sen Bildeindruck zum Scharfstellen zu verarbeiten. Schnell war die im Lieferumfang der Kamera enthaltene 16-MB-CompactFlash-Speicherkarte voll (bei der von mir gewählten Auflösung fasste sie je nach Motiv 30 bis 40 Aufnahmen). Das Auslesen der Bilddaten erfolgte problemos direkt über Kabel an die USB-Schnittstelle von Macintosh- wie auch Windows-PCs.
Bildbearbeitung Einmal gespeichert musste vor allem bei den Planetenbildern noch viel Zeit in die Bildbearbeitung am Rechner investiert werden. Um die auf den Einzelbildern vorhandenen Informationen gut darstellen zu können, wurden diese daher als Komposite weiterverarbeitet. Unter Windows habe ich hierzu das Freeware-Programm ,,AstroStack" von R.J. Stekelenburg (Niederlande) verwendet, das dem Beobachter die mühseelige Mittelung vieler Einzelbilder abnimmt (ein sehr empfehlenswertes Freeware-Program, beziehbar über die
Website http://utopia.ision.nl/users/rjstek/ english/software/index.htm. Die weitere Bearbeitung wie z. B. Tonwertanpassung und Nachschärfung erfolgt mit ,,Adobe Photoshop 5.0 LE", das im Lieferumfang der Nikon Coolpix 990 enthalten ist. Dank der hohen Rechengeschwindigkeit dieser professionellen Software und ihren gut beherrschbaren Funktionen ist die Bildverarbeitung ein Spaß für sich. Vor allem die Anpassung von Gradationskurve und Tonwerten sowie die exzellente unscharfe Maskierung sind unverzichtbare Werkzeuge.
Bei der Bearbeitung von Deep-SkyAufnahmen wie in Abb. 10 ist es mir merkwürdigerweise nicht gelungen, trotz Dunkelbild das Rauschen zu beseitigen. Über die Photoshop-Funktion ,,Pixel Interpolieren" konnten die das Rauschen abbildenden Bildelemente fast vollständig entfernt werden. Da sich Sterne bei DeepSky-Aufnahmen in Okularprojektion immer über mehrere Pixel ausbreiten, war
dies ein legitimer und letzlich auch erfolgreicher Weg, um ein entrauschtes Bild vom Orion-Nebel zu erzeugen. Wie auch sonst bei der digitalen Astrofotografie hat sich hier einmal mehr gezeigt, dass das gelungene Endresultat einer elektronischen Himmelsaufnahme ebenso viel Zeit erfordert wie früher die Arbeit in der Dunkelkammer. Was man an Zeitaufwand sparen könnte, dass investiert man nun in die unzähligen Möglichkeiten einer leistungsfähigen Bildverarbeitungssoftware. Aber was soll´s, dafür ist ja die Freizeit da...
Fazit Meine letzten analogen Astroaufnahmen waren die der totalen Sonnenfinsternis vom August 1999. Und dabei wird es wohl auch bleiben, denn dank der Möglichkeiten einer Nikon Coolpix 990 steht für mich fest: An einem Teleskop hat Film nichts mehr verloren. Während mir gekühlte CCD-Kameras im Langzeitbereich unter mäßigen Großstadtbedingungen neue
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Abb. 8 (links): Kein April-Scherz - am 1.4.2001 hatte ich das Glück, während eines Besuchs der Volkssternwarte Hof mit dem dortigen 80-mm-Protuberanzenfernrohr beobachten zu können. Die Belichtungszeit betrug 1/119 Sekunde bei Einstellung ISO 200.
Abb. 9 (unten): Ebenfalls auf dem ITV 2001 gelang am 25. Mai diese HSonnenaufnahme an einem 4"-Apochromaten mit CoronadoAF90-Interferenzfilter auf azimutaler Giro-II-Montierung. Bei 1/125 Sekunde wurde ISO 400 als Empfindlichkeitseinstellung gewählt.
Horizonte erschlossen haben, zeigen die Möglichkeiten einer Digitalkamera, dass auch gelungene Sonnen-, Mond- und Planetenfotos viel einfacher zu erlangen sind. Es begeistert mich, wie unkompliziert man auch an den verschiedensten Teleskopen mit verhältnismäßig wenig Aufwand schnell zu akzeptablen Resultaten gelangt.
Für mich ist klar, dass Astrofotografie per Digitalkamera sehr viel mehr Spaß macht - und darum geht es schließlich beim Hobby Astronomie. Abschließend noch ein Wort zur Kamera: Die Nikon Coolpix 990 wird inzwischen nicht mehr vertrieben, sie ist durch das Nachfolgemodell Coolpix 995 ersetzt worden.
Wer an einzelnen Rohbilder interessiert ist, der kann sich gerne an mich wenden, ich sende sie ggfs. per E-Mail zu. Sie erreichen mich unter Stkorth@aol.com.
Weitere Digital- und CCD-Aufnahmen sind außerdem auf meiner Website www.astrodigital.de zu finden.
Abb. 10: Das Zentrum des
Orion-Nebels nach 8 Sekunden
Belichtungszeit (ISO 400).
Teleskop und Okular wie in
Abb. 8.
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Fotografische Meteorbeobachtung eine kurze Einführung
von Ulrich Sperberg
Gerade ist der Leonidenschauer vorüber und schon findet man in Zeitschriften oder im Internet eine Vielzahl schöner Aufnahmen dieses Ereignisses. Vielleicht sind auch dem einen oder anderem Leser einige Fotos gelungen. Leider sind solche herausragenden Ereignisse mit Zenitraten über Tausend selten. Sind so viele helle Meteore wie bei den Leoniden im November 2001 zu sehen, kann man bei der Fotografie praktisch nichts falsch machen. Aber wie ist vorzugehen, wenn die Rate, wie im Normalfall, gering (10-20 Meteore pro Stunde und Beobachter) oder durch die Aktivität eines oder mehrerer Ströme wie der Quadrantiden, Perseiden oder Geminiden vielleicht die Marke 100 pro Stunde und Beobachter erreicht. Dazu sollen hier einige Hinweise gegeben werden.
Einleitung Die Fotografie von Meteoren unterscheidet sich von der anderer astronomischer Objekte besonders durch den Fakt, dass der Beobachter nicht weiß, wann und an welchem Ort ein Ereignis stattfindet, also die nächste Sternschnuppe oder Feuerkugel erscheint. Die Position eines planetarischen Nebels kann im Sternatlas gefunden werden, ein Meteor kann überall am Himmel auftauchen. Der Nebel steht auch morgen und übermorgen noch an der gleichen Stelle und hat sein Erscheinungsbild im Normalfall nicht verändert, ein Meteor ist eine kurzlebige Erscheinung, deren Dauer nur selten länger als ein oder zwei Sekunden ist. Somit ist die Belichtungsdauer nicht von der Himmelshelligkeit oder der Meteorhelligkeit sondern allein von der Aufleuchtdauer der Sternschnuppe begrenzt. Dies macht das Fotografieren von Meteoren so schwer und so leicht zugleich. Schwer deswegen, weil der Zufall die Meteorspur immer neben dem Gesichtsfeld der Kamera erscheinen lässt, leicht weil die technischen und apparativen Anforderungen vergleichsweise gering sind. Eine normale Kleinbildkamera reicht aus um gute Ergebnisse zu erbringen. Aus diesem Grunde ist gerade die Meteorfotografie ein ideales Betätigungsfeld für Einsteiger in die Astrofotografie. Welchen Sinn macht es eigentlich Meteore aufzunehmen? Erster Punkt: Es macht
Spaß! Zweiter Punkt: Man kann mit den Bildern auch noch ,,was machen". Das ist z. B. die Bestimmung der genauen Position des Radianten von schwachen Meteorströmen, die Bestimmung der atmosphärischen Bahn, die gerade bei hellen Feuerkugeln wichtig ist, bei denen auch Meteoritenfälle möglich sind. Des weiteren ist eine Bestimmung des Orbits des Meteoroiden vor der Kollision mit der Erde möglich.
Kamera und Objektiv Die Anforderung an die Kamera sind denkbar gering, da sie im wesentlichen nur als Filmhalter fungiert. Wichtig ist die Möglichkeit der Dauerbelichtung, in der Regel mit ,,B" bezeichnet. Außerdem sollte ein Drahtauslöser oder ähnliches anschließbar sein. Je weniger Elektronik die Kamera hat, desto weniger kann schief gehen. Also möglichst alle automatischen Funktionen abschalten. Gerade in kalten Winternächten versagen elektronische Kameras oft ihren Dienst, da die Batterien nicht ausreichen, den Verschluss offen zu halten. Eine einfache, gebrauchte, mechanische Kamera reicht aus, ist oft sogar die beste Lösung. Ein Stativ ist hilfreich, notfalls kann die Kamera aber auch auf den Boden gelegt werden. Dann kann natürlich nur in Zenitrichtung fotografiert werden. Eine Montierung mit Nachführung ist nicht notwendig.
Von größerer Bedeutung ist das Objektiv. Für jedes Objektiv sind zwei Werte entscheidend:
- Die Grenzhelligkeit (LM) des Objektives, also mit welcher Helligkeit m ein Meteor gerade noch aufgenommen werden kann
- Die Effektivität (E) des Objektivs, die einen Vergleich mit anderen Objektiven erlaubt. Ein Objektiv mit E = 2 bildet in der selben Zeit doppelt so viele Meteore ab wie eines mit E = 1.
Die Grenzhelligkeit des Objektivs hängt von der Brennweite f ab. Je größer die Brennweite, desto geringer das Gesichtsfeld. Somit hat das Licht vom Meteor weniger Zeit eine bestimmte Stelle des Films zu belichten. Ein weiterer Faktor ist die freie Öffnung d. Je größer die Öffnung, desto
mehr Licht kommt in die Kamera. Natürlich spielt auch die Filmempfindlichkeit (g) eine Rolle. Empfindlichkeiten von ISO 800 sind ausreichend, höhere natürlich effektiver. Die Grenzhelligkeit kann dann näherungsweise nach folgender Formel (Hawkins 1964) berechnet werden. Sie gilt nur für perfekten Himmel!
LM = 2,512 · log10 (d2 · f -1 · g) - 9,95 (1) Erläuterungen zur Formel siehe oben, LM in mag, d und f in mm, g in ISO. Die Effektivität kann im Brennweitenbereich 15 mm bis 80 mm mit folgender Formel berechnet werden:
E = d2/ f
(2)
Für einige gebräuchliche Objektive sind in Tabelle 1 die Grenzhelligkeiten angegeben.
f in mm f . d-1 d in mm LM in mag
28
2,8 10,0 -1,3
35
1,8 19,4 -0,1
35
2,8 12,5 -1,0
50
1,4 35,7 +0,9
50
1,7 27,8 +0,3
50
2,8 17,9 -0,6
75
4,5 16,7 -1,2
Tabelle 1: Grenzhelligkeiten für gebräuchliche Objektive für Kleinbildkameras, bezogen auf ISO 800/30 Grad Film.
Film und Belichtungszeit An dieser Stelle ein Wort zum Film. Wichtig ist, sich im Vorfeld klar darüber zu werden, welches Ziel man mit seinen Aufnahmen verfolgt. Will man nur ,,schöne" Bilder, ist man sicherlich mit einem Farbpositiv- oder -negativfilm gut bedient. Sollen jedoch Lichtkurven der Meteore bestimmt werden, so ist dies nur mit Schwarzweiß-Filmen möglich. Gute Ergebnisse sind z. B. mit dem Ilford HP5 erzielbar. Er lässt sich von ISO 400 problemlos auf ISO 6400 pushen. Bei Objektiven mit geringerer Öffnung oder unter exzellenten Bedingungen ist auch der
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-Capricorniden (CAP)
Radiantposition Drift Sichtbarkeit Maximum Populationsindex Zenitrate Geozentrische Geschwindigkeit Anfangshöhe Endhöhe Mutterkörper
307 Grad (20h28m)
-10 Grad
+0 Grad .9
+0,3 Grad
03. 07. - 15. 08.
127 Grad (30. 07.)
r
2,5
ZHR
4
v 98 km
25 km/s
86 km
(2101) Adonis oder 45P/Honda-Mrkos-Pajdusakova
Radiantenhöhen
für verschiedene geografische Breiten
Geografische Breite
Ortszeit 30 Grad N 40 Grad N 50 Grad N 60 Grad N
22
42
34
25 17
23
48
39
29 19
00
50
40
30 20
01
47
38
28 19
02
40
32
24 15
03
25
20
14 8
04
18
14
9
9
Bahnelemente -Capricorniden (2101) Adonis 45P/Honda-Mrkos-Pajdusakova
126 Grad .9 350 Grad .58 89 Grad .17
270 Grad .2 41 Grad .69 326 Grad .02
i 7 Grad .3 1 Grad .36 4 Grad .2
e 0,758 0,764 0,824
q [AE] 0,587 0,443 0,533
a [AE] t [a]
2,421
3,8
1,87
2,6
3,03
5,3
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Abb. 1: Geminid im Dezember 1996, Aufnahme von Jürgen Rendtel, Potsdam.
Abb. 2: Typischer Perseid
Ilford Delta 3200 eine gute Wahl, der sich wiederum bis ISO 12500 pushen lässt. Vorteil dieser Filme ist, dass nach der Belichtung durch die Entwicklung die Empfindlichkeit festgelegt werden kann und so auf die speziellen Umstände bei der Belichtung reagiert werden kann. Die Belichtungszeit richtet sich natürlich nach den örtlichen Gegebenheiten, zum Teil auch nach dem Zweck der Aufnahmen. Sollen vor allem schwache Meteore aufgenommen werden, benötigt man einen empfindlichen Film und belichtet eher kürzer, wenn es darum geht z. B. nur Feuerkugeln, also sehr helle Meteore ab etwa -5 mag aufzunehmen, kann man auch deutlich überbelichten, die Feuerkugel ist trotzdem noch zu sehen. In diesem Fall langen auch zwei bis drei Aufnahmen über die ganze Nacht. Auf jeden Fall sollte man mit Probebelichtungen die optimale Zeit bestimmen. Die nachfolgende Tabelle 2 kann als Anhaltspunkt dienen.
Wann und wo sollte fotografiert werden? Auch hier ist wieder das Ziel entscheidend. Je öfter Aufnahmen gemacht werden, desto öfters sind auch Meteore auf dem Film zu erwarten. Betrachtet man die Zeit außer-
halb der großen Ströme, kann man etwa mit einem Meteor pro hundert Stunden Belichtungszeit rechnen. Natürlich ist die Ausbeute in Zeiträumen mit aktiven großen Strömen höher, aber auch über das ganze Jahr können helle Meteore und Feuerkugeln auftreten. Gerade die sind wichtig zu dokumentieren, könnte es doch sein, dass es sich um einen sogenannten Meteoritendroper handelt, also um eine helle Feuerkugel, bei der nach dem Verlöschen die restliche Masse als Meteorit zur Erde fällt. Oft sind diese gewiss nicht, aber leider sind, wenn sie dann vorkommen, oft nur visuelle Beobachtungen, meist von Zufallsbeobachtern vorhanden und die sind zwangsläufig ungenauer. Das
Auffinden von Meteoriten ist z. B. ein Ziel des DLR-Feuerkugelnetzes [3]. Für Überwachungszwecke eignen sich am besten Fish-Eye-Objektive, die fast den ganzen Himmel abdecken können. Geht es bei der fotografischen Beobachtung aber mehr darum, Stromradianten genau zu bestimmen, eine Aufgabe, die heute mehr und mehr durch Videobeobachtungen wahrgenommen wird, sind am besten Felder um den Radianten des entsprechenden Stromes geeignet. Sinnvoll ist es, dazu verschiedene Felder zu nutzen, z. B. östlich und westlich des Radianten. Letzterer muss nicht im Gesichtsfeld der Kamera liegen. Je näher die Meteore am Radianten auftreten, desto langsamer sind
ISO 400
sehr dunkler Himmel, kein Dunst 40
dunkler Himmel, kein Streulicht 30
klarer Himmel, entferntes Licht 20
dunstiger Himmel, Stadtnähe
10
ISO 800 ISO 1600 ISO 3200
30
20
15
20
15
10
15
10
5
5
-
-
Tabelle 2: Mögliche Belichtungszeiten in Minuten für verschiedene Filmempfindlichkeiten unter verschiedenen Himmelsbedingungen für Objektiv f/1,8, f = 50 mm.
60 F A C H G R U P P E > M E T E O R E > P L A N E T E N
sie, im Radianten erscheinen sie punktförmig. In den Morgenstunden erscheinen mehr Meteore als in den Abendstunden. Wer also kann, sollte auch nach Mitternacht noch aktiv bleiben. Eine interessante Aufgabe sind sogenannte DoubleStation-Beobachtungen. Dazu wird von zwei Beobachtern, die etwa 50 Kilometer entfernt voneinander beobachte, dasselbe Atmosphärenvolumen fotografiert. Ein Meteor kann dann von beiden Kameras aufgenommen werden, natürlich an einer anderen Position am Himmel. Die Auswertung solcher Fotografien ermöglicht es dann, die Bahn des Meteoroiden zu berechnen. Um für zwei oder mehr Kameras die entsprechenden Areale berechnen zu können existiert das kleine DOSProgramm QRicht von Marc de Lignie, welches bei ftp://ftp.imo.net/pub/software/ qricht zum Download bereitsteht [1]. Ein ganz wichtiger Aspekt ist bisher noch nicht zur Sprache gekommen. Es handelt sich um die Zeitbestimmung. Um aus nicht nachgeführten Aufnahmen die genauen Koordinaten des Meteors bei bekannter Aufleuchtzeit bestimmen zu können, sind exakte Zeitangaben unumgänglich. Es sollte zur Gewohnheit werden, sowohl Anfang als auch Ende der Belichtung mit Sekundengenauigkeit anzugeben. Das gleiche gilt für helle Meteore, die im Gesichtsfeld der Kamera beobachtet werden.
Sinnvolles Zubehör Wer regelmäßig versuchen will, Meteore aufzunehmen, für den empfiehlt sich weiteres Zubehör. Erstens sollte die Kamera
dann auf einem sicheren Stativ betrieben werden. Sinnvoll ist auch eine Objektivheizung, da sich gerade bei langen Belichtungen Tau auf den Linsen niederschlägt.
Auf eine weitere Ergänzung soll etwas ausführlicher eingegangen werden. Es handelt sich dabei um einen rotierenden Shutter, der vor der Kamera platziert wird. Dieser besteht zumeist aus zwei oder vier Flügeln, die mit einem Synchronmotor betrieben vor der Linse rotieren und den Strahlengang etwa 15 mal in der Sekunde unterbrechen. Der Shutter bewirkt, dass das Meteor auf dem Bild in mehrere kleine Abschnitte ,,zerhackt" wird. Bei bekannter Frequenz des Shutters ist so eine Bestimmung der Aufleuchtdauer und der Geschwindigkeit des Meteors möglich. Ein weiterer Vorteil ist, dass bei kontinuierlichen Aufnahmen, also Aufnahmen ohne Shutter, verschiedene andere Objekte am Himmel wie Meteore erscheinen, etwa Satelliten, Flugzeuge oder anderes. Besonders die Satelliten bewegen sich aber so langsam, dass sie bei geshutterten Aufnahmen weiter als Linie erscheinen, Meteore aber wie beschrieben unterbrochen werden. Ein weiterer nicht unwichtiger Aspekt ist, dass durch den Shutter die Hintergrundhelligkeit reduziert wird, da ja die Belichtungszeit des Himmelshintergrundes sich auch reduziert. Macht man seine Beobachtungen also oft an relativ hellem Himmel in der Nähe der Wohnung, ist es sinnvoll einen Shutter zu konstruieren, dessen Flügel z. B. je 120 Grad abdecken. Dadurch wird der Himmel pro Einsatzstunde der
Kamera nur 20 Minuten belichtet. Auch die Helligkeit der Sternstrichspuren reduzieren sich im gleichen Maße. Auf die Empfindlichkeit für Meteore hat der Shutter aber keinen Einfluss, einzig, dass einige Details in der Helligkeitsentwicklung (z. B. Endblitz) verloren gehen. Ich hoffe mit diesem Artikel etwas Lust gemacht zu haben, Lust auf fotografierte Meteore. Wie wäre es mit dem vorgestellten Strom der Capricorniden? Auch wenn die Aktivität mit einer stündlichen Zenitrate von vier nicht gerade hoch ist, so ist er doch über einen langen Zeitraum aktiv, die geozentrische Geschwindigkeit der Meteore mit 25 km/s niedrig, sogar niedriger als die des ekliptikalen Stromsystems, wodurch die Wahrscheinlichkeit steigt, sie auf den Film zu bannen und der Populationsindex von 2,5 verspricht einige helle Schnuppen.
Literaturhinweise [1] de Lignie, M.: Practical Meteor
Photography Part V: Planning of DoubleStation Photography, WGN, the Journal of the IMO 24:6 (1996), 200 [2] Hawkins, G.: Meteors, Comets & Meteorites. McGraw-Hill Book Co. 1964 [3] Heinlein, D.: Das Feuerkugelnetzes des DLR, VdS-Journal für Astronomie II/2001, 50 [4] Rendtel, J.: Handbook for Photographic Meteor Observations. International Meteor Organization Monograf No 3, Potsdam 1993 [5] Sperberg, U.: Atlas der Meteorströme, Arbeitskreis Meteore, Salzwedel 1998
Jupiterreport 2001
von Andre Nikolai
Seit August 2001 ist Jupiter wieder vom Morgenhimmel an beobachtbar und wurde zum Jahreswechsel 2001/02 zum am Himmel hochstehenden, lang beobachtbaren Objekt. Seine Oppositionsstellung war das erste astronomische Neujahrsereignis, am 1. Januar 2002. Der maximale scheinbare Durchmesser wird zwar nicht mehr ganz erreicht, ist aber immer noch recht groß.
Die interessantesten Ereignisse sind derzeit die weitere Entwicklung des White Oval Spot WOS-BA. Es ist ja das letzte verblie-
bene Oval, das sich aus dem Verschmelzen der drei WOS-FA, BC und DE gebildet hat. Anfang Februar schickt sich das Oval an, den GRF zu passieren. Es gibt im Moment Spekulationen darüber, ob das WOS mit dem Große Rote Fleck (GRF) interagiert und sich eventuell auflösen könnte. Die weiteren Wochen werden zeigen, wie es weitergeht.
Der GRF ist derzeit bei etwa 80 Grad (System II) und wandert langsam retrograd, d. h. in der entgegen gesetzten Rotationsrichtung Jupiters.
Auffällig sind mehrere Störungen. Die ersten beiden sind sogar sehr markant und relativ leicht zu beobachten. Einmal eine helle Unterbrechung (NEB-RIFT), die sich sehr lang quer durch das nördliche äquatoriale Band (NEB) zieht. Es hat sich in den letzten Wochen deutlich in die Länge gezogen, was zeigt, dass diese Störung von den beiden Rotationssystemen I und II beeinflusst wird. Gleiches gilt für die direkt benachbarte dunkle Störung, die am Nordrand des NEB mit einem dunklen Barren (Fleck) endet und sich nahezu parallel zur hellen Störung durch das NEB zieht.
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Abb.1: Eine mit Hilfe einer Phillips-Webcam erstellte Gesamtkarte Jupiters zu seiner Oppositionsstellung am 1.1.2002 von Patrick Chevalley, Genf. Norden ist oben, vorangehend rechts.
Abb.2: Driftkarte Jupiters. Die roten Kreise markieren die Positionen des GRF, während die leeren Kreise das WOS-BA darstellen. Die Kreuze sind weiße Flecken im SSTB/SSTZ.
Abb.3: Videobild Jupiters von Jörg Meyer et al. von der Schulsternwarte Gudensberg, 3.1.2002, 22:43 UT. Das Bild zeigt noch einmal sehr schön die im Text beschriebenen Einzelheiten.
Die anderen beiden Störungen sind etwas weniger auffällig in der südlichen Hemisphäre gelagert. In der südlichen subtropischen Zone (StrZ) hat sich dem GRF vorangehend wieder ein Band gebildet, wie auch schon 1998 beobachtet. Der Anfang dieser Störung liegt bei etwa 50 Grad (System II) und bildet zugleich den Auslöser einer weiteren Störung, der schon länger bekannten STB-Dislocation (STB-DISLOC). Das neue Band in der StrZ drängt das STB weiter nach Süden.
Eine weitere Störung ist ebenfalls weiter vorangehend im südlichen gemäßigten Band (STB) zu beobachten. Dort gabelt sich das STB in zwei schräg zueinander stehende Fragmente auf. In dem weiter südlicher gelegenen SSTB tritt auf selber Länge eine auffällige Verdickung auf.
Weiter gut zu beobachten sind die Barren am Nordrand des NEB und die ebenfalls dort zu findenden weißen Flecken.
Wer Beobachtungsergebnisse hat, sende sie mir bitte zwecks Auswertung zu. Dazu ist jedoch eine genaue Datierung (besonders bei CCD und Video) notwendig, damit die Objektpositionen genau erfasst werden können.
Literaturhinweise [1] www.jupos.de [2] www.schulsternwarte-gudensberg.de
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Erfahrungsbericht über die Saturnbedeckung vom 03.11.2001
von Giovanni Caronti
Meine letzten Planetenaufnahmen habe ich am 20.11.2000 gemacht, am Tage der Jupiteropposition. Darüber habe ich im VdS-Journal I/2001 berichtet. Damals hatte ich mir als nächstes Ziel vorgenommen, Mars aufzunehmen, der am 13. Juni 2001 in Opposition zur Sonne gelang. Leider hatte ich bei diesem geplanten Vorhaben nicht daran gedacht, dass der rote Planet im Juni 2001 bei einer Deklination von etwa -27 Grad recht tief am Horizont herumwandern würde und ich mit meinem LX 200, der in meiner Gartensternwarte permanent installiert ist, lediglich Objekte bis maximal -16 Grad aufnehmen kann. Deshalb habe ich meinen Plan auf das Jahr 2003 verschoben, in dem die Marsopposition wesentlich günstiger ausfallen wird. Auf meine erste Planetenbedeckung, die Saturnbedeckung vom 3.11.2001, wartete ich deshalb nach langer PlanetenAbstinenz besonders gespannt. Es galt mehrere Hindernisse zu bewältigen: Das Wetter, die Sichtverhältnisse, die Wahl der Brennweite, die Wahl der richtigen Belichtungszeit bei Eintritt des Ringplaneten in den von der Sonne voll beleuchteten Mondrand und bei Austritt aus dem nicht beleuchteten Mondrand. Bei Eintritt hatte ich mir keine Hoffnungen gemacht, mit einer einzigen Belichtungszeit zwei stark unterschiedlich helle Objekte auf ein Bild so festzuhalten, dass beide Planeten richtig belichtet sind. So beschloss ich im voraus, meine Belichtungszeit auf Saturn zu konzentrieren und unmittelbar nach der vollständigen Bedeckung den Mond aufzunehmen und beide Aufnahmen digital zu kombinieren. Als erste Vorbereitungsmaßnahme hatte ich in TheSky die Saturnbedeckung eingestellt und sowohl den Ein- als auch den Austritt ausgedruckt. Dabei zeigte mir das Programm folgende Daten: Beginn der Bedeckung 22:01 Uhr, Vollständige Bedeckung nach einer guten Minute. Beginn des Austritts um 23:05 Uhr, Vollständige Sichtbarkeit nach gut einer Minute.
Die ersten Aufnahmen habe ich dann um 21:49 Uhr gemacht. Leider waren in Planetennähe ein paar kleinere Schleierwolken, die bei mir etwas Unruhe verur-
Abb. 1: Saturn kurz vor der Bedeckung, 3.11.2001, 22:00:21, Belichtungszeit Saturn: 590/1000 Sek., Mond: 6/1000 Sek., technische Daten s. Text. Aufnahme Giovanni Caronti.
Abb. 2: Saturnring berührt Mondrand, 22:00:57, weitere Daten wie Abb. 1.
Abb. 3: Saturn zu 1/3 bedeckt, 22:01:16, weitere Daten wie Abb. 1.
Abb. 4: Saturn zur Hälfte bedeckt, 22:01:34, weitere Daten wie Abb. 1.
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genau auf einen Stern ausgerichtet hatte, hat sich als sehr hilfreich erwiesen.
Abb. 5: Dunkler Mondrand bedeckt Teil des Ringes beim Austritt, 3.11.2001, 23:06:27, Belichtungszeit 131/1000 Sek., technische Daten s. Text, Aufnahme Giovanni Caronti .
sachten, die aber dann gnädigerweise kurz vor der Bedeckung weitergezogen waren. Die kurz nacheinander mit meiner Pictor 416 xt gemachten Aufnahmen habe ich dann in PhotoShop kombiniert (Abb. 1 bis 4). Nachdem ich den Eintritt erfolgreich aufgenommen hatte, blieb bis zum Austritt über eine Stunde Zeit. Hier gab es das Problem, dass ich nicht genau vorhersagen konnte, ob meine Teleskopnachführung nach einer Stunde Nachführung Saturn genau in die CCD-Chipmitte festhalten
Abb. 6: Saturn wieder in voller Größe sichtbar, 23:06:45, weitere Daten wie Abb. 5.
könnte. Ich vertraute meiner Nachführung, zumal ich erst vor ein paar Wochen nach der Scheinermethode mein Teleskop ausgerichtet hatte.
Etwa eine halbe Stunde vor Austritt ging ich wieder in die Sternwarte und überprüfte zunächst durch Mondaufnahmen den Focus. Es lief alles nach Plan. Durch mein Nachführteleskop verfolgte ich die Mondoberfläche bis zum Verlassen des beleuchteten Randes. Das Nachführteleskop, das ich mit dem Hauptteleskop
Kurz vor 23 Uhr begann ich mit den CCDAufnahmen. Etwas Hektik kam dann auf, als ich bei den Aufnahmen ab 23:05 Uhr auf dem Bildschirm nur Teile des Mondes erblicken konnte. Wo war Saturn geblieben? Als ich dann durch das Leitfernrohr schaute, stellte ich fest, dass die Nachführung nicht so genau gearbeitet, wie ich mir vorgestellt hatte. Saturn war außerhalb des CCD-Chips! Ich konnte durch das Leitfernrohr den äußeren Ring Saturns gerade erkennen wie er plötzlich aus dem dunklen Mondrand auftauchte, und versuchte, gleich über die Handsteuerbox Saturn im beleuchteten 9 mm FadenkreuzOkular, das in eine 2-fach-Barlowlinse steckte, zu zentrieren. Dies gelang mir in der Hektik aber leider zu spät. Lediglich das erste Bild (Abb. 5) zeigt, dass der Mondrand einen Teil des linken Saturnringes bedeckt. Die weiteren Aufnahmen (Abb. 6) zeigten bereits Saturn in voller Größe. Schade.
Insgesamt gesehen war die Saturnbedeckung durch den Mond sowohl visuell als auch fotografisch ein voller Genuss. Meine Frau, die sich immer mehr von der erlebten Astronomie begeistern lässt, war ebenfalls sehr angetan, als Sie durch das Nachführfernrohr bei einer Vergrößerung von etwa 100 und wahrlich ausgezeichneten Sichtbedingungen die Annäherung und auch die Bedeckung Saturns durch den Mond beobachten konnte.
Ich war von diesem Erlebnis so stark inspiriert worden, dass ich beschloss, sobald wie möglich, den Ringplaneten mit einer größeren Brennweite aufzunehmen. Durch das wunderbare Wetter, das bis Mitte November andauerte, konnte ich am 10.11.2001, kurz nach Mitternacht, meine bisher beste Saturnaufnahme in Farbe machen (Abb. 7).
Mein nächstes Ziel ist die Aufnahme der Jupiter-Bedeckung am 23. Februar 2002. Hoffentlich spielt der Wettergott mit. Bis dahin wünsche ich allen Astrofotografen das Gelingen schöner Aufnahmen.
Abb. 7: Saturn am 3.11.2001 mit LX 200 SCT, Effektivbrennweite 9,6 m, Belichtungszeiten mit Pictor 416 xt CCD-Kamera in LRGB 1 / 1 / 3 Sek., Aufnahme Giovanni Caronti.
Weitere Aufnahmen und Videosequenzen können Sie auf meiner Homepage sehen: http://home.t-online.de/home/caronti/ astrofotografie.htm
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Der Komet C/2000 WM1 (LINEAR) im Herbst/Winter 2001/02
von Andreas Kammerer
Der Komet C/2000 WM1 (LINEAR) wurde mehr als ein Jahr vor seinem Periheldurchgang entdeckt. Die Bahnbestimmung zeigte, dass dieser Komet sein Perihel am 22. Januar 2002 in der Sonnendistanz von 0,56 AE durchlaufen und der Erde am 2. Dezember 2001 bis auf 0,32 AE nahe käme. Eine durchschnittliche Helligkeitsentwicklung vorausgesetzt wurde eine maximale Helligkeit von 4 mag prognostiziert, was ein nettes Fernglasobjekt ergäbe.
Mit entsprechender Spannung wurde daher das Sichtbarwerden des Kometen am morgendlichen Sommerhimmel erwartet. Die ersten visuellen Schätzungen gelangen im August und zeigten den Kometen mit etwa 14 mag rund 1 mag schwächer als prognostiziert. Bis etwa zum 10. November, als der Komet eine Helligkeit von 8,5 mag aufwies, blieb die Entwicklung hinter den Erwartungen zurück, so dass die maximale
Helligkeit mit nur noch 6 mag prognostiziert wurde. Auch der Durchmesser der mäßig kondensierten (DC 3) Koma war trotz der relativen Erdnähe erst auf 5' (190.000 km) angewachsen.
In den Folgetagen veränderte sich die Entwicklung aber zum Positiven. Über drei Wochen hinweg stieg die Aktivität überproportional an: die Helligkeit stieg auf 5,7 mag und lag damit nur noch 1 mag unter den ursprünglichen Prognosen. Deutlich angewachsen war auch die Koma: Ihr absoluter Durchmesser lag nunmehr bei 320.000 km, was aufgrund der kontinuierlich abnehmenden Erddistanz zu einem scheinbaren Durchmesser von knapp 20' führte.
Der Höhepunkt für mitteleuropäische Beobachter wurde in der ersten Dezemberwoche erreicht. Die Helligkeit betrug nunmehr 5,4 mag, der scheinbare Koma-
durchmesser stagnierte bei knapp 20'. Letzteres bedeutete aber, dass die Koma absolut gesehen bereits wieder geschrumpft war (auf 290.000 km). Die Koma selbst war deutlich kondensiert (DC 5) und wies einen etwa 11 mag hellen, sternförmigen "false nucleus" auf. Bis zum Verschwinden über dem Südhorizont war die Helligkeit wieder leicht zurückgegangen und der scheinbare Komadurchmesser - als Folge der wieder zunehmenden Erddistanz - auf nur noch 11' geschrumpft, während er absolut gesehen nur geringfügig auf 250.000 km zurückging.
Erste Schweifsichtungen wurden Mitte Oktober gemeldet. Mitte November konnte der nach Westen gerichtete Schweif visuell über eine Länge von 0,4 Grad erkannt werden. Am 20. November kreuzte die Erde die Kometenbahnebene und als Folge hiervon drehte der Schweif innerhalb weniger Tage von West nach Ost! In der ersten
Abb. 1 (oben): Zeitliche Entwicklung der Helligkeit und des Komadurchmessers beim Kometen C/2000 WM1 (LINEAR)
Abb. 2 (rechts): Komet C/2000 WM1 (LINEAR) am 12.10.2001 um 22:42 UT mit Schmidt-Kamera 255/435 mm f/1,7 von Gerald Rhemann 9 Min. belichtet auf TP 6415 hyp. Film, Koma-Durchmesser 2'.
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Abb. 3: Komet C/2000 WM1 (LINEAR) am 19.10.2001 um 20:19 UT mit SchmidtKamera 140/225 mm f/1,6 von Gerald Rhemann 9 Min. belichtet auf TP 6415 hyp. Film, Koma-Durchmesser 2'.
Abb. 5: Komet C/2000 WM1 (LINEAR) am 23.11.2001 um 21:30 UT mit SchmidtKamera 200/350 mm f/2,3 von David Bender 11 Min. belichtet auf TP hyp. Film, Koma-Durchmesser 19', Helligkeit 5,5 mag.
Abb. 4: Komet C/2000 WM1 (LINEAR) am 10.11.2001 um 18:50 UT mit SchmidtKamera 200/350 mm f/2,3 von David Bender 10 Min. belichtet auf TP hyp. Film, Koma-Durchmesser 6', Helligkeit 8,5 mag.
Abb. 6: Komet C/2000 WM1 (LINEAR) am 1.12.2001 um 7:44 UT mit Refraktor 100/500 mm und AUDINE-CCDKamera, 20 x 60 Sek. belichtet von Konrad Horn.
Dezemberhälfte wurden schließlich Längen von etwa 1 Grad gemeldet. Insgesamt war der Schweif visuell aber eher schwierig zu erkennen.
Bis zum 26. Januar konnten die Südhemisphärenbeobachter die abnehmende Entwicklung des Kometen weiter verfolgen. Nicht nur, dass sich der Komet wieder von der Erde entfernte, die Aktivität hatte erkennbar abgenommen. Bis zu diesem Tag war die Helligkeit auf 6,2 mag zurückgegangen und die Koma auf 4' geschrumpft; der Schweif konnte aufgrund der geringen Horizonthöhen in diesem Zeitraum kaum ausgemacht werden.
Am 27. Januar, 5 Tage nach dem Periheldurchgang, kam es dann aber zu einem deutlichen Helligkeitsausbruch, der den Kometen drei Tage später bis 2,9 mag hell und damit mit bloßem Auge erkennbar werden ließ! Die Koma war in jenen Tagen hochverdichtet (DC 8) und zeigte im Fernglas die klassische Parabelform und im Teleskop Jetstrukturen. Der Schweif konnte visuell, trotz der ungünstigen Sichtbarkeitsverhältnisse, über mehr als 3 Grad Länge ausgemacht werden.
Bis zum 6.2. war die Helligkeit wieder auf 4,5 mag zurückgegangen. Die weitere Entwicklung ist naturgemäß schwierig vorherzusagen. Der Komet kann wieder zu seinem ursprünglichen Helligkeitsverlauf zurückkehren, überproportional schnell schwächer werden (Erschöpfung der Gas-/ Staubvorräte) oder insgesamt heller bleiben als vor dem Ausbruch (Aktivierung eines größeren Reservoirs durch den Ausbruch). Ich selbst tippe auf das letztere Szenario mit einer Helligkeit etwa 1 mag über den Prognosen im letzten VdS-Journal (S. 63/64).
Der Helligkeitsverlauf vor dem Ausbruch kann mit Hilfe der folgenden Formeln befriedigend simuliert werden:
T< -55d: m=7,2 mag+5· log D+ 10·log r (1) T>-55d: m=7,5 mag+5·log D+6,8·log r (2)
Die weitere Entwicklung bleibt spannend. Der Komet wird für Mitteleuropa in den letzten Februartagen wieder sichtbar. Sollte sich die Helligkeit wie von mir erwartet entwickeln wird der Komet mit einer Helligkeit von etwa 7 mag nochmals im Fernglas sichtbar sein.
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Abb. 7: Komet C/2000 WM1 (LINEAR) am 9.12.2001 um 19:05 UT mit Schmidt-Kamera 255/435 mm f/1,7 von Gerald Rhemann 2 x 5 Min. belichtet auf Fuji NPH 400 6x6-Film, Komahelligkeit 5,3 mag.
Abb. 9: Komet C/2000 WM1 (LINEAR) am 9.12.2001 um 19:15 UT mit SchmidtKamera 140/225 mm f/1,6 von Stefan Beck 7 Min. belichtet auf TP 2415 Film, Koma-Durchmesser 5,2'.
Abb. 8: Komet C/2000 WM1 (LINEAR) am 9.12.2001 um 18:42 UT mit Schmidt-Kamera 255/435 mm f/1,7 von Gerald Rhemann 10 Min. belichtet auf TP 6415 hyp. Film, Koma-Helligkeit 5,3 mag. Das Bild zeigt einen stark gestörten Schweif, der sich nach ca. 1,5 Grad teilt. Der Staubschweif ist gekrümmt.
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Kleinplanetenpositionen 2001 im deutschsprachigen Raum
von Gerhard Lehmann
Die Astrometrie, also die
Positionsastronomie, stellt
schon immer eine an-
spruchsvolle Aufgabe für
den engagierten Amateur-
astronomen dar.
Noch vor wenigen Jahren
wurden die Positionen mit
Hilfe der Fotografie ge-
wonnen. Es scheiterte aber
oft an der Auswertung,
denn ein geeignetes Koor-
dinatenmessgerät oder ein
genauer Sternkatalog
waren für viele Stern-
freunde das Problem.
Heute, wo die Positionen
mit einer CCD-Kamera
ermittelt werden, helfen
Computerprogramme beim
Messen, aber auch bei der
Bereitstellung geeigneter
Sternkataloge. Informa-
tionen werden dank des
Internets in Sekunden-
schnelle von einem Ende
der Welt zum anderen aus-
getauscht.
Abb. 1:
Da ist es nicht verwunder- Kleinplanetenstationen im deutschsprachigen Raum
lich, dass auch die Zahl
der astrometrierenden
Sternfreunde zugenom-
men hat. Allein im vergangenen Jahr 2001 Die Abbildung 1 zeigt, dass sich im
haben sich die an der Astrometrie beteilig- deutschsprachigen Raum weit mehr
ten Stationen um 5 auf 19 erhöht.
Amateursternwarten der Astrometrie wid-
men, als professionelle Sternwarten. Von den dort gezeigten konnten 78 % Kleinplanetenpositionen für das Jahr 2001 verbuchen. Seit 1998 wird eine kleine Statistik über die Positionen geführt, die durch Amateursternwarten im deutschsprachigen Raum erhalten wurden, von denen 78% in der FG vertreten sind. Waren es 1998 noch ca. 4.100, hat sich die Zahl auf ca. 9.700 im Jahr 2001 erhöht. Das bedeutet eine Steigerung um immerhin 136%. Über die Jahre 1998 bis 2001 gezählt ergeben sich ca. 30.000 Positionen. In der Abbildung 2 ist die Verteilung der Positionen für das Jahr 2001 zu sehen. Von den dort aufgeführten 19 Stationen sind 16, also 84%, Mitglied der FG Kleine Planeten der VdS. Im gleichen Jahr konnten an 4 Stationen 103 Kleinplaneten neu entdeckt werden. Wenn Sie nun Lust bekommen haben, mit Ihrer CCDKamera an der Astrometrie von Kleinplaneten mitzuwirken, dann sind Sie dazu recht herzlich eingeladen. Informationen zur FG Kleine Planeten der VdS, aber auch zur Beobachtung, finden sie im Internet unter http:// www.kleinplanetenseite.de/.
Alljährlich treffen sich die Mitglieder der FG Kleine Planeten der VdS zu ihrer Jahrestagung. In diesem Jahr findet vom 22.-23.Juni 2002, zum 5. Mal in Folge, die Kleinplanetentagung in der traditionsreichen Sternwarte Sonneberg/Thüringen statt. Wenn Sie wollen, nehmen Sie teil und treffen Sie sich mit Gleichgesinnten.
Abb. 2: Kleinplanetenpositionen im Jahr 2001
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Kleinplanetenjagd am Südhimmel
Über Kleinplaneten-Beobachtungen und eine Neuentdeckung an der Sternwarte der IAS in Namibia im Mai/Juni 2001
von Dieter Husar
Ist es heutzutage vermessen, nur mit Amateur-Ausrüstung noch auf Kleinplanetenjagd zu gehen? KleinplanetenEntdeckungen durch Amateure finden im deutschsprachigen Raum überwiegend an gut eingerichteten Volkssternwarten (z. B. Bergisch-Gladbach, Drebach, Heppenheim) statt, die sich auf die systematische Verfolgung von Kleinplaneten spezialisiert haben. Kleinplanetenjagd erscheint heute als Gebiet, in dem die Blütezeit für Amateure schon fast wieder zu Ende geht, nachdem sich große Survey-Programme amerikanischer Institutionen dieser Aufgabe annahmen und haufenweise Neuentdeckungen produzieren. Hier ist das Ziel, bis zum Ende dieses Jahrzehnts 90 % aller Erdbahnkreuzer ausfindig zu machen. Alles noch kein Grund aufzugeben, denke ich.
Dies hat mich in die neue Sternwarte der IAS (Internationale Amateur-Sternwarte e.V.) nach Namibia gelockt. Sie liegt auf dem Gelände der Gästefarm Hakos (Länge 16 Grad 21' O, Breite 23 Grad 14' S, Höhe 1.832 m), 140 km südwestlich von Windhoek. Das erste größere Instrument, das dort seit Anfang 2001 zur Verfügung steht, ist ein 35-cm-Schmidt-Cassegrain (C14) auf stabiler Montierung. Weitere Informationen finden sich auf der Homepage der IAS [1]. Etwas Glück gehört schon dazu, einen neuen Kleinplaneten zu entdecken. Immerhin gibt es schon über 25.000 bekannte und bereits nummerierte Objekte. In guten Beobachtungsnächten, wenn eine Grenzgröße von 20 mag erreicht wird, findet man aber gar nicht so selten unbekannte Objekte. Nach einer solchen Neuentdeckung stellt sich dann sofort als Hauptaufgabe die Wiederauffindung des Objektes in einer folgenden Nacht. Dies wird in Deutschland oft durch ungünstige Witterung vereitelt. In Namibia gibt es dagegen viele klare Nächte mit ausgezeichneter Transparenz und bestem ,,Seeing". Das im Südwinter sehr konstante Wetter trägt wesentlich dazu bei, das Wiederauffinden eines neuentdeckten Objekts in einer Folge-Nacht zu erleichtern. Zudem stehen in Äquatornähe pro Nacht ca. 12 Stunden Beobachtungszeit zur Verfügung eine ziemliche Herausforderung!
Die gute Transparenz des Himmels in Namibia erlaubt mit dem C14 das Erreichen einer stattlichen Grenzgröße unter 20 mag nach wenigen Minuten Belichtungszeit. Bei typischen WinkelGeschwindigkeiten von Kleinplaneten von 30"/h bringen Belichtungszeiten über 6 Minuten in der Regel kaum zusätzlichen Gewinn, wenn man von einer Sternabbildung mit 3" Halbwertsbreite ausgeht. Immerhin ist 20-21 mag die Grenzgröße des Palomar Observatory Sky Survey, der mit dem dortigen 1,80 m Schmidtspiegel durchgeführt wurde. Diese Grenzgröße konnte mit einer CCD-Kamera ST8E am C14 in der Regel erreicht werden. Bei reduzierter Brennweite (fª2,70 m) wurde die Kamera im 2 x 2-binning mode (entsprechend 18 mm Pixelgröße) eingesetzt. Das ergab meist Halbwertsbreiten von 1,52,0 Pixel (entsprechend 2-3"). Die eingesetzte Methode der Bildaddition (9 Aufnahmen mit jeweils 30 Sek. Belichtungszeit werden zu einem ,,Median"Bild zusammengesetzt) unterdrückt störende Bildfehler, was das Auffinden schwacher Objekte erleichtert.
Mit solchen CCD Aufnahmen hat man gute Erfolgsaussichten auf seiner KleinplanetenEntdeckungsreise. Alles weitere ist inzwischen relativ einfach geworden: Astrometrie bedeutet heutzutage nicht mehr stundenlange Vermessungen oder Berechnungen auszuführen! Hierfür stehen gute und preiswerte Astrometrie-Software (z. B. Astrometrica [2], PinPoint [3]), sowie Sternkataloge auf CD (USNO-SA2.0, USNO-A2.0) zur Verfügung. Mittels einer CCD-Kamera und der genannten Software ist heute jeder Amateur in der Lage, Positionen mit einer Genauigkeit von <0,5 Bogensekunden zu bestimmen. Vor zehn Jahren erforderte das noch einen immensen Aufwand! Neben einer automatischen Detektion für hellere Objekte, verfügt jedes dieser Programme über einen Blink-Mode, der auch das Aufspüren lichtschwacher Kleinplaneten ermöglicht. Beobachtungsergebnisse werden international am MPC (Minor Planet Center der Harvard University [4]) gesammelt. Es ist sinnvoll, sich dort zunächst mit der
Astrometrie von helleren Kleinplaneten (ca. 14 bis 16 mag.) zu qualifizieren. Man erhält dann einen ,,Observatory-Code". Wie das geht, hatte ich bereits zuhause geübt: Seit 1998 bin ich mit dem ,,obs code 637 Hamburg-Himmelsmoor" für das MPC von Hamburg aus tätig. Erwartet wird eine ,,regelmäßige" Beobachtungstätigkeit und der Nachweis, dass man in der Lage ist, Astrometrie mit ca. 1 Bogensekunde Genauigkeit durchzuführen.
Nun benötigt man noch einen Überblick über bereits bekannte Objekte. Dazu dient die Datei ,,MPCORB" des MPC mit allen Kleinplaneten-Bahndaten, deren neuste Version ich mir noch zuhause aus dem Internet beschaffte [4] (ca. 6 MB groß). Damit konnte ich mir alle bis zu diesem Zeitpunkt bekannten Objekte auf dem Rechner für jedes Beobachtungsfeld darstellen lassen (z. B. mit dem Programm ,,Guide7" [5]).
Weiterhin muss man in der Lage sein, die Positionen zur Wiederauffindung am Folgetag zu berechnen. Zu Hause nutze ich hierzu den praktischen EphemeridenRechner, über eine Internet-Seite des MPC [4]. Hier kann man auf der Basis der gemessenen Positionen eines Objekts dessen Bahn für die nächsten Tage berechnen. Ohne Internetzugang vor Ort fehlte diese Möglichkeit leider und musste durch ein eigenes Programm zur Extrapolation der Bahn ersetzt werden.
Wichtig ist auch die genaue Uhrzeit. Funkuhren oder eine Software, die vor Beobachtungsbeginn über Modem oder Internet die PC-Uhr stellt, funktionieren in Namibia leider noch nicht. Da bleiben nur der Empfang von Zeitzeichen über Kurzwelle oder ein GPS-Empfänger (GPS = ,,global positioning system"). Letzteres hat auch noch den Vorteil - neben der genauen Zeit - die exakte Position der Sternwarte liefern zu können.
Beobachtungsergebnisse Zunächst wollte ich mir einen viel beobachteten Schnellläufer nicht entgehen lassen: Der erdnahe Kleinplanet 1999 KW4
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Abb. 1: Spur des Kleinplaneten 1999 KW4 am 29.5.2001, 40 Minuten von 21:24 bis 22:07 UT belichtet.
Als Beispiel möge die Lichtkurve des Kleinplaneten Heidelberga (325) dienen, die aus Messdaten von drei Nächten mit einer Periode von 6,737 Stunden reduziert wurde. Die Amplitude des Lichtwechsels beträgt lediglich 0,175 Größenklassen.
Wenig spektakulär, jedoch eine wichtige Aufgabe für Amateure sind ,,Recovery"Beobachtungen und astrometrische Messungen zur Bahnverbesserung von noch nicht nummerierten Kleinplaneten (Kleinplaneten mit provisorischen Bezeichnungen). Einige Objekte zeigten Positionsabweichungen von mehreren Bogenminuten zu den berechneten Positionen.
Was wurde nun aus der Suche nach neuen Kleinplaneten? Hier wollte ich ,,ganz nebenbei" ja auch mitspielen!
Abb. 2: Gesamt-Lichtkurve des Kleinplaneten (325) Heidelberga, aus Messungen vom 8.-10.6.2001 mit einer Periode von 6,737 Stunden reduziert.
konnte 16 Bogenminuten entfernt von der berechneten Position aufgefunden werden. Abbildung 1 zeigt die 15 Bogenminuten lange Spur des Kleinplaneten. Die Belichtungsdauer betrug für jedes Spursegment 60 Sekunden.
Roddy, Toronto) wurden jeweils in mehreren Nächten fotometriert. Der Lichtwechsel dieser Objekte war mehrheitlich bislang nicht bekannt und kann nun dazu genutzt werden, um Aufschluss über die Form dieser Objekte geben.
Während Astrometrie und Lichtwechselmessungen auch während der anfänglichen Vollmondphase gut möglich waren, erwies sich in dieser Zeit die Kleinplanetenjagd natürlich als erschwert, da eine Grenzhelligkeit unter 19 mag nur schwer erreichbar war. Bereits 4 Tage nach Vollmond gelang jedoch am 10.6.2001 die erste Kleinplaneten-Neuentdeckung auf Hakos (von mir zunächst ,,IAS001" genannt) in der Nähe der Kleinplaneten Heidelberga (325) und 2000 AE53.
Die Grenzhelligkeit lag bei der Entdeckungsaufnahme unter 20 mag. Das neu entdeckte Objekt mit einer Helligkeit von ca. 19,7 mag (V) erhielt vom Minor Planet Center die vorläufige Bezeichnung ,,2001 LD18". Voraussetzung dafür war, dass ich es in der folgenden Nacht erneut beobachten konnte. Insgesamt wurden in 4 Nächten 50 Positionen ermittelt. Leider
Mit einer astrometrischen Mess-Serie am Kleinplanet (3873) RODDY begann die eigentliche Arbeit: Mit diesen Daten konnte vom Minor Planet Center der Harvard University der ,,observatory code" 221 für die IAS Sternwarte erlangt werden. Da ich zuhause hauptsächlich auf dem Gebiet der Veränderlichenbeobachtung arbeite, interessierten mich Untersuchungen des Lichtwechsels von helleren Kleinplaneten. Dies stellt allein schon ein interessantes Gebiet dar und erfordert aufgrund der Bewegung der Messobjekte durch das Sternenmeer viel Umsicht.
Abb. 3: Entdeckungsaufnahme des Kleinplaneten ,,2001 LD18" (IAS001), in der Nähe der Kleinplaneten Heidelberga (325) und 2000 AE53 (=K00A53E).
Einige Kleinplaneten (Balder, Heidelberga, Merman, Moguntia, Odysseus,
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verhinderte dann meine Abreise die weitere Verfolgung des Objektes und der beobachtete Bahnbogen blieb mit 5 Tagen recht mager. Es ist sehr fraglich, ob dies zur Wiederauffindung in der nächsten Opposition ausreicht. Immerhin reichen die Beobachtungen, um sicher zu sein, dass der kleine ,,Brocken" mit ca. 5 km Durchmesser der Erde nicht gefährlich nahe kommen wird, sondern im Hauptgürtel seine Bahn zieht. Bis zu einer Wiederauffindung und ggfs. Nummerierung mit anschließender Namensgebung (erfordert weitere Beobachtungen in mehreren Oppositionen) ist es noch ein weiter, spannender Weg. Vielleicht haben Sie jetzt Lust bekommen, sich in der IAS mit Kleinplaneten-Beobachtungen zu engagieren - die IAS freut sich über neue Mitglieder!
Literaturhinweise [1] IAS: http://www.ias.webwide.de/ [2] Astrometrica:
http://www.astrometrica.at/astrometrica.html [3] PinPoint: http://www.dc-3.com/ [4] MPC: http://cfa-
www.harvard.edu/iau/mpc.html [5] Guide7: http://www.projectpluto.com/
Erdbahnkreuzer
Planetoid 2001 YB5
von Hans-Günter Diederich
Der 300 m große Planetoid 2001 YB5, ein PHA und NEA, näherte sich am Abend des
Vermutung, dass er die Erde treffen würde. Aufgrund intensiver Beobachtungen konn-
te diese Möglichkeit inzwischen für die nächsten 90 Jahre ausgeschlossen werden. Träfe er die Erde, würde er dort einen Krater von 6 km Durchmesser schlagen ...
4.1.2002 der Erde, um am darauf folgenden Wochenende in einem Abstand von nur 830.000 km (zweifacher Erde-MondAbstand) an der Erde vorbeizufliegen.
Aufnahmetechnik 7-Zoll-Mak f/15 in Alt-Az montiert, Fokalreduktor f/6.3, ST-7 (bei minus 12 Grad Celsius Umgebungstemperatur ungekühlt), Einzelbilder nicht reduziert. Der Hinweis kam über ,,AstroAlert", die Bahnelemente wurden vom MPC übernommen.
Das Summenbild, aus der Addition von 27 Einzelbildern a 15 Sek. entstanden, zeigt die Spur des Planetoiden von 20:59:08 bis 21:17:43 MEZ. Entdeckt am 27.12.2001 bestand die ersten Tage danach die
Abkürzungen
PHA = Potentially Hazardous Asteroid NEA = Near Earth Asteroid MPC = Minor Planet Center
Spektroskopie für Einsteiger
mit dem Baader-Gitter
von Martin Federspiel
Teil 1: Visuelle Beobachtungen
Im ersten Teil dieses Beitrages wird das Baader-Blaze-Gitter vorgestellt und die visuelle Beobachtung von Sternspektren mit diesem kleinen Zusatzinstrument beschrieben. Der zweite Teil beschäftigt sich mit der Aufnahme von Sternspektren mit dem Gitter in Verbindung mit einer CCD-Kamera. Anwendungsmöglichkeiten für den Astroamateur werden aufgezeigt.
,,Woher weiß man das eigentlich alles: wie heiß und schwer sind die Sterne, woraus bestehen sie? Da ist doch noch keiner gewesen und hat das alles nachgemessen!" Ungläubiges Staunen schwingt in dieser Frage mit, die jeder wohl schon einmal so oder ähnlich gehört hat, der Interessierten durch sein Fernrohr tieferen Einblick in das Universum gewährt hat. Seit es das Baader-
Gitter gibt, lässt sich die Antwort ohne großen Aufwand direkt am Fernrohr zumindest illustrieren. Es ist die Strahlung - hier konkret das sichtbare Licht, die eine Fülle von Informationen über die Lichtquelle, z.B. einen Stern, in verschlüsselter Form enthält. Mit einem Spektroskop wird diese Strahlung analysiert, d.h. nach Farben (genauer Wellenlängen) sortiert abgebildet. Je nach Lichtquelle erscheint dabei ein Muster aus hellen und dunklen Linien, die sogenannten Fraunhofer- oder Spektrallinien. Diese Linien sind die Fingerabdrücke der chemischen Elemente, aus denen die Lichtquelle besteht, und den physikalischen Bedingungen, die dort herrschen. Seit den Pionierzeiten von Fraunhofer, Kirchhoff und Bunsen hat die Physik
gelernt, diese im Spektrum verborgenen Informationen zu dechiffrieren. Jeder kann diesen Schlüssel bei seinen Beobachtungen anwenden und zum Beispiel einen heißeren Hauptreihenstern wie Wega oder Sirius von einem kühleren Roten Riesenstern (z. B. Beteigeuze oder Antares) anhand seiner spektralen Eigenschaften unterscheiden. Das ist live erlebte Astrophysik!
Wie ein Spektrum entsteht Spektren lassen sich auf zweierlei Weise erzeugen: durch Brechung oder Beugung. Fällt weißes Licht (ein Gemisch verschiedener Farben) auf ein Glasprisma, so wird der blaue Lichtanteil durch das Glas stärker gebrochen als der rote. Auf einem Schirm hinter dem Prisma werden die verschiedenen Farben nicht alle auf den gleichen
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Fleck, sondern zu einem farbigen Band auseinandergezogen abgebildet. Der Spektroskopie mit einem optischen Gitter, das man sich als eine regelmäßige Anordnung von Spalten nebeneinander vorstellen kann, liegt dagegen das Prinzip der Beugung zugrunde. Beim Durchgang von weißem Licht durch das Gitter entstehen an jeder Gitterfurche (,,Spalt") sogenannte Elementarwellen. Die Elementarwellen aus verschiedenen Gitterfurchen überlagern sich nun wie Wellen an der Wasseroberfläche. Je nach Wellenlänge und Richtung verstärken sie sich gegenseitig zu Maxima bzw. löschen sich gegenseitig aus (Minima). Bei einem Gitter entstehen so mehrere Spektren in - wie man sagt - verschiedenen Ordnungen. Abbildung 1 zeigt schematisch den Versuchsaufbau, wie er im Allgemeinen zur Erzeugung eines Spektrums verwendet wird. Das Licht passiert zunächst einen Spalt, der im Brennpunkt einer Sammellinse (Kollimator) steht. Nach dem Durchgang durch die Kollimatorlinse ist das Licht parallel und wird im Prisma/Gitter nach Wellenlängen zerlegt. Dahinter übernimmt ein Objektiv die Abbildung des Spektrums. Weitere Einzelheiten zur Funktionsweise eines Spektroskops/ Spektrografen entnehme man bitte einschlägigen Optikbüchern.
Das Baader-Gitter Das holografisch hergestellte BaaderGitter hat 207 Linien/mm und ist in einer 11/4-Zoll und einer 2-Zoll-Variante erhältlich [1]. Es wird in Durchsicht (Transmission) betrieben. Bei der Astrospektroskopie hat man es meist mit lichtschwachen Objekten zu tun; jedes Photon ist kostbar. Die Furchen des Baader-Gitters sind daher so geformt, dass möglichst viel Licht in eine der beiden ersten Ordnungen gelenkt wird (Blaze-Gitter). Diese erscheint viel heller als die andere erste und als die höheren Ordnungen. Im Folgenden werden wir nur in der ersten geblazten Ordnung beobachten. Spektroskopie mit dem Baader-Gitter ist bestechend einfach und relativ preiswert: Das Gitter wird wie ein Filter in eine mitgelieferte Halterung oder direkt ins Okular eingeschraubt. Kein Spalt, kein zusätzlicher Kasten am Teleskop. Diesem großen Vorteil steht freilich ein gravierender Nachteil gegenüber: Da das Gitter nicht im parallelen Licht, sondern im konvergenten Strahlengang in Fokusnähe betrieben wird, leidet das spektrale Auflösungsvermögen erheblich. Bei meinen Versuchen mit rela-
Abb. 1: Entstehung eines Spektrums mit einem Transmissionsgitter. Das Licht fällt zunächst auf einen Spalt (z. B. aus zwei Rasierklingen), der im Brennpunkt eines Kollimators (z. B. ein Teleobjektiv) steht. Das vom Spalt kommende Licht verlässt den Kollimator als paralleles Bündel und trifft auf das Gitter. Durch Beugung an den Gitterfurchen entstehen Elementarwellen, die sich in bestimmte Richtungen konstruktiv überlagern (,,Maxima in verschiedenen Ordnungen"). Diese Interferenz ist wellenlängenabhängig, d. h. die Maxima verschiedener Farben liegen innerhalb einer Ordnung in verschiedenen Richtungen. Das so nach Wellenlängen zerlegte Licht wird schließlich durch ein Objektiv (z. B. Auge, Fernglas, kleines Fernrohr) zu einem Spektrum abgebildet. Der Übersichtlichkeit halber ist nur eine der meist zahlreichen Ordnungen eines Gitters eingezeichnet.
tiv langbrennweitigen Schmidt-Cassegrain-Optiken mit f/10 konnte ich mit dem 11/4-Zoll-Gitter lediglich ein Auflösungsvermögen von etwa 25 Å (1 Å = 0,1 nm = 10-10 m) erreichen, während der theoretische Wert des Gitters bei rund 1 Å liegt. Bei lichtstärkeren Optiken wird das erzielte Auflösungsvermögen noch schlechter sein. Um die Qualität des Gitters zu testen, habe ich es in einem Versuchsaufbau wie in Abb. 1 im parallelen Licht verwendet. Ein Spalt aus Rasierklingen, ein Teleobjektiv als Kollimator und ein Fernglas als Objektiv dienten als weitere optische Komponenten. Zunächst beeindruckte im Sonnenspektrum bei visueller Beobachtung die Fülle von Spektrallinien. Die beiden etwa 6 Å auseinanderliegenden Natriumlinien D1 und D2 erschienen ohne Schwierigkeiten getrennt. Das Gitter an sich ist also qualitativ hochwertig, zumindest wenn es sich um ein neueres aus der zweiten Generation handelt. Leider gelang es in diesem ersten Versuch nicht, die visuell beobachteten Details auch fotografisch zu dokumentieren (Abb. 2a).
Visuelle Beobachtung von Sternspektren Das Baader-Gitter macht aus einem durch die Teleskopoptik annähernd punktförmig abgebildeten Stern in den verschiedenen Ordnungen farbige Spektralfäden. Der Spektralfaden der geblazten ersten Ordnung ist dabei besonders hell. Spektrallinien werden erst sichtbar, wenn dieser
Spektralfaden mit Hilfe einer mitgelieferten und auf das Okular gesteckten Zylinderlinse aufgeweitet wird. Besonders dankbare Objekte für die visuelle Beobachtung sind helle Sterne mit auffälligen Spektren: Sterne der Spektralklasse A, bei denen die Wasserstofflinien der Balmer-Serie ihre maximale Stärke haben, sowie kühlere Riesensterne der Klassen K und M, deren Spektren durch Titanoxid (TiO)-Banden dominiert werden. Man teilt Sternspektren aufgrund ihrer Charakteristika in diese Spektralklassen ein. Die Hauptklassen werden historisch bedingt mit den Buchstaben OBAFGKM bezeichnet. Die Spektralklassen sind eine Sequenz abnehmender Temperatur. Die Klasse O enthält die heißesten Sterne, während unter M kühle Sterne zusammengefasst werden. Die unterschiedliche Energieverteilung verschieden heißer Sterne fällt bei der Beobachtung unmittelbar ins Auge. Bei den kühleren Sternen erscheint der rote Teil des Spektrums vergleichsweise heller als der blaue; bei heißen Sternen ist es gerade umgekehrt. Weitere spektrale Einzelheiten sind visuell meist nur schwer zu erkennen. Da die Anordnung spaltlos ist, macht sich starke Luftunruhe (schlechtes Seeing) dadurch bemerkbar, dass die Spektrallinien bis zur Unkenntlichkeit verschmieren können. Der fehlende Spalt lässt auch nur die Beobachtung von punktförmigen Objekten zu. Eine Ausnahme bilden Planetarische Nebel mit hoher Oberflächenhelligkeit. Von die-
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Abb. 2: Fotografische Beispielspektren aufgenommen mit dem Baader-Gitter im parallelen Licht (optische Anordnung wie in Abb. 1). a) Vermutlich wegen zu geringer Brennweite des abbildenden Objektivs und nur bedingt geeignetem Filmmaterial (Fuji Sensia 100 Diafilm) sind im Vergleich zur visuellen Beobachtung nur wenige Absorptionslinien im Sonnenspektrum zu erkennen. Das visuell klar getrennte Natrium-Dublett (Na D1/2) erscheint hier nicht aufgelöst. Die Helligkeitssprünge sind eine Folge der Zusammensetzung des Spektrums aus unterschiedlich belichteten Teilspektren. b) Von Emissionslinien dominiertes Spektrum einer Energiesparlampe.
sen kann man im günstigsten Fall mehrere (evtl. überlappende) Bilder der verschiedenen Emissionslinien sehen. Die Grenzgröße für die visuelle Beobachtung von Sternspektren mit dem Baader-Gitter liegt nach meiner Erfahrung bei etwa 2 mag in Kombination mit einem Teleskop von 20 cm Öffnung. Damit bieten sich am ganzen Himmel rund 100 Sterne als Beobachtungsobjekte an. Das Sonnenspektrum und Spektren von Gasentladungslampen (die meisten Straßenlampen und Leuchtstoffröhren) können ebenfalls mit dem Baader-
Gitter ganz einfach und sogar ohne Teleskop betrachtet werden: An einem Ende einer Pappröhre, in der sonst Poster verschickt werden, bringt man einen engen Spalt an (z. B. aus zwei 0,5 mm auseinanderstehenden Rasierklingen). Das Gitter befindet sich am anderen Röhrenende in der Nähe des Auges (ohne Okular und weitere Optik). Richtet man dieses ,,PapprohrSpektroskop" auf eine helle Wolke, die das Sonnenlicht reflektiert und das Spektrum kaum verändert (Vorsicht mit direktem Sonnenlicht!) oder eine Lampe, so werden
viele für die jeweilige Lichtquelle charakteristische Spektrallinien sichtbar. Noch mehr spektrale Details treten hervor, wenn das Gitter mit Zusatzoptik im parallelen Licht wie in Abb. 1 verwendet wird. (Siehe dazu auch Abb. 2; die dort gezeigten Spektren wurden zwar im parallelen Licht aufgenommen, erreichen jedoch nicht die visuell beobachtete Detailfülle.)
Literaturhinweise [1] Baader Planetarium GmbH, Zur
Sternwarte, 82291 Mammendorf, http://www.baader-planetarium.de
Virginis bedeckt
- vom Krater Eichstadt über Magellan zum Houtermanns -
von Eberhard H. R. Bredner
Prolog Natürlich -!- immer wenn ich ins Freie trete, richten sich meine Augen fragend zum Himmel: Wie könnte sich das Wetter zum Abend / zur Nacht entwickeln? - gibt es wohl Beobachtungsmöglichkeiten heute? Und das besonders sehnsüchtig um die Zeit des ersten und letzten Viertels, denn meine Leidenschaft sind Sternbedeckungen durch den Mond.
Abb. 1: Video-Ausrüstung : oben - Restlichtverstärker und Kamera etwa 1990; unten - Kamera mit gesteigerter Empfindlichkeit von 2001; weitere Beschreibung siehe Text.
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Voraussetzungen: <Start für Anfänger> Für eine auch wissenschaftlich verwertbare Messung einer Sternbedeckung sind drei Angaben notwendig: Ort, Zeit und Stern. Heutzutage ermittelt ein Amateur Koordinaten und Höhe seines Beobachtungsortes ausreichend genau mit einem GPSEmpfänger. Den Zeitpunkt seiner Messung kann er in Mittel-Europa, etwa 1.500 km um Frankfurt herum, über das Signal des Zeitzeichen-Senders DCF 77,5 bestimmen. Die Angaben zum Stern entnimmt man Jahrbüchern oder speziellen Vorhersagen (IOTA/ES, ILOC-Japan). Wer noch nie eine totale Sternbedeckung durch den Mond beobachtet hat, sollte mit der Beobachtung eines hellen Stern am dunklen Mondrand beginnen und sich so prüfen, ob das ein Arbeitsgebiet sein kann.
Die 10tel Sekunde: <Fortgeschrittene> Visuelle Beobachtungen von totalen Sternbedeckungen leiden unter der Reaktions-,,Trägheit" des Beobachters, wir sprechen dabei von der ,,persönlichen Gleichung". Ein sehr guter Beobachter wird eine Zeitverzögerung von 0,2 Sekunden erreichen (zumindest anstreben), bei ungünstigen Bedingungen können es aber auch 0,8 Sekunden werden, und das ist immer abhängig von der Tagesform. Es liegt nahe, den Ablauf per Videoaufzeichnung zu objektivieren.
Video am Fernrohr <Vergangenheit/Gegenwart> Leider hatten Video-Kameras noch vor gar nicht langer Zeit (1990) nur geringe Empfindlichkeiten, deshalb ,,sahen" sie immer viel weniger Sterne als ein geübter Beobachter. Mit zusätzlichen Restlichtverstärkern konnte man den Bereich ausweiten. Abbildung 1 zeigt eine Lösung: Oben Restlichtverstärker mit angeschlossener Video-Kamera (Grenzbereich etwa 9. Größe für Sternbedeckungen am C8), unten auf dem Bild sieht man eine neue Kamera (2001) mit vergleichbarer Empfindlichkeit wie die der Kombination, aber viel kleiner und auch viel preiswerter. Diese Kamera liefert noch ein Bild bei einer Helligkeit von nur 3 Millilux (0,003 Lux), auch damit will der Umgang gelernt sein.
Virginis Am Abend des 31. Januars 2002 passte mal alles - der Himmel war klar, die angekündigte Regenfront verspätete sich um einige Stunden. Dolberg Observatory (siehe VdSJ I/2001, S. 89) wurde aus dem Keller auf
Abb. 2: Sternbedeckung von Virginis am 31.1.2002, Einzelheiten siehe Text.
die Terrasse geschleppt, alles justiert und dann die Annäherung des Sterns an den hellen Rand des Mondes verfolgt, wie es etwa die Abbildung 2 zeigt. Der Mond war zu 87 % beleuchtet, der Terminator (Schattengrenze) ist durch Pinn-Nadeln angedeutet, rechts von den Nadeln ist der Mond unbeleuchtet. Aber weder mit dem Photonensauger ,,Auge" noch mit dem CCD-Chip war die Bedeckung beobachtbar, der leichte Dunst am Mondrand überstrahlte den Stern. Dabei sollte Virginis am linken Mondrand in der Nähe des Kraters Eichstadt verschwinden, etwa auf der markierten Linie hinter dem Mond her wandern, um dann am unbeleuchteten Mondrand beim Krater Houtermanns wieder aufzutauchen. Und das ist gerade mit einem transportablen Gerät nicht einfach zu beobachten. Bei einem zu 87% beleuchteten Mond ist der unbeleuchtete Teil auch im Fernrohr nicht zu sehen. Wenn dieses auch nicht 100 %-tig aufgestellt werden konnte, wartet man unter Umständen an der falschen Stelle auf den hervortretenden Stern! Das ist mir in meiner Anfangszeit mehrmals passiert, und heute ,,mit Video" ist das Gesichtsfeld noch einmal verkleinert! Ich helfe mir damit, das Fernrohr auch im Felde möglichst gut aufzustellen und dann
bei elektrischer Nachführung (Sterngeschwindigkeit) im Okular über etwa 60 Minuten zu verfolgen, ob die Mondformationen auf der Linie in Abb. 2 nach und nach im Gesichtsfeld auftauchen. Besonders auffallend ist dabei die Landschaft um den Krater Magellan am Terminator. Es kam wie vermutet, eine kleine Korrektur in Deklination war notwendig.
Erfolg - und Schluss Wenn nach allen sorgfältigen Vorbereitungen (zu Hause und vor Ort) der Stern urplötzlich am dunklen Mondrand im Gesichtsfeld der Kamera auftaucht - so war es glücklicherweise am 31. Januar - ist ,,Freude" angesagt. Fehler sind nämlich nie auszuschließen. Leider gibt es für die Vorbereitung auch keine Einheitlichkeit in der Darstellung des Mondes (Anblick und Gradeinteilung) von ,,Berliner Mondatlas", ,,Rückel" und Mondkarte. Lassen Sie sich davon jedoch nicht entmutigen und versuchen Sie Ihr Glück (oder Ihr Geschick) bei nächster Gelegenheit! Für Einsteiger gibt es einige empfehlenswerte Termine: 19. + 23. Juni, 28. + 30. Juli, 1. + 6. August! Jegliche mögliche Unterstützung biete ich Ihnen an unter secretary@iota-es.de
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Neues aus der Fachgruppe Deep-Sky
von Wolfgang Steinicke
Zunächst einmal allen Deep-Sky Begeisterten ein erfolgreiches neues Beobachtungsjahr!
Tagungen und Treffen Im letzten Jahr gab es noch drei Termine, an denen die FG beteiligt war. Da war zunächst mal die VdS-Tagung am 6. und 7. Oktober 2001 in Frankfurt. Hierzu gibt es auch Infos im VdS-Journal II/2001 sowie auf der Webseite der VdS (www.vdsastro.de). Die FG war mit einem Stand vertreten (siehe Abb. 1), an dem, trotz der insgesamt etwas geringen Besucherzahl, einiges los war. Danke auch für die Hilfe an Carola Volkwein, Jürgen Lamprecht, HansGünter Diederich, Josef Müller und Klaus Wenzel. Es gab Vorträge von Hans-Günter Diederich (Beobachtung von extragalaktischen Kugelsternhaufen) und Wolfgang Steinicke (Deep-Sky in Deutschland). Auf der VdS-Mitgliederversammlung wurde Wolfgang Steinicke in den neuen Vorstand gewählt. Seine Aufgabengebiete sind neben der Redaktion des VdS-Journals auch die Öffentlichkeitsarbeit nebst Pressedienst sowie der Kontakt zwischen den Fachgruppen. Hierdurch wird sicherlich auch der Einfluss der FG Deep-Sky weiter steigen. Jens Bohle hat die FG auf dem ATN in Duisburg vertreten. Abschluss bildete die BoHeTa in Bochum. Hier gab es wieder einen Stand und einen Vortrag von Wolfgang Steinicke über die ,,Kosmische A-Klasse - Visuelle Beobachtung histori-
scher Radioquellen" (Artikel in interstellarum 20, 2002). Momentan laufen bereits die Vorbereitungen für die nächste DST2002 auf dem Eisenberg, die vom 19. - 21. April 2002 stattfinden wird. Für den zentralen DSVortrag konnten wir Owen Brazell aus dem Vorstand der Webb Society gewinnen, dem englischen Gegenstück zu unserer FG Deep-Sky. Wer sich hierüber informieren möchte, schaue auf deren Webseite (www.webbsociety.freeserve.co.uk); übrigens sind Jens Bohle und Wolfgang Steinicke dort Mitglied. Neben dem Kontakt nach Grossbritannien gibt es auch enge Verbindungen zur DS-Szene in Frankreich (Ciel extreme, Jan Pothier) und den USA.
Webseite, Mailingliste, Projekte Die Webseite der Fachgruppe ist unter www.fachgruppe-deepsky.de zu erreichen. Dort gibt es jede Menge Infos zu unserer
Abb. 1: FG-Stand auf der letzten VdSTagung mit v. l. Carola Volkwein, Jürgen Lamprecht und Hans-Günter Diederich.
Tätigkeit. Großen Zuspruch findet auch die Mailingliste (deepsky@naa.net), die durch hohen Informationsgehalt und ein angenehmes Klima besticht. Ausnahmen bestätigen die Regel und so gibt es doch gelegentlich Unruhestifter, die ermahnt werden müssen. Die bestehenden Projekte laufen weiter und es wird auf der nächsten DST wieder ausführlich über unsere Aktivitäten berichtet werden. Bei den ,,großen PN" (Jens Bohle) kommen immer wieder interessante Aufnahmen und Beobachtungen zustande, ebenso bei den ,,Galaxiengruppen". Ein neues Thema sind die Zwerggalaxien, wieder in bewährter Kooperation mit der FG Astrofotografie (siehe VdS-J II/2001). Zum Deep-Sky Buch findet Anfang 2002 eine Redaktionssitzung statt, bei der über diverse Verlagsmöglichkeiten diskutiert wird. Hier gibt es neue Aspekte von Seiten der VdS, über die ich zu gegebener Zeit berichten werde.
Deep-Sky in Deutschland
von Wolfgang Steinicke
Teil 2: Blick über den Tellerrand
Im ersten Teil meiner Betrachtungen habe ich erläutert, was unter ,,Deep-Sky" zu verstehen ist und das Ergebnis einer Umfrage vorgestellt [1]. Im zweiten Teil geht es um Projekte, Programme und Ideen innerhalb der Fachgruppe Deep-Sky. Wir schauen aber auch über den Tellerrand hinaus und fragen nach Verbindungen zu anderen VdSFachgruppen. Hier ergeben sich aus meiner Sicht interessante Möglichkeiten zur Kooperation.
Projekte, Programme und Ideen Was ist also los am deutschen Himmel? Glaubt man dem, was alles publiziert wird, so wimmelt es von Objekten, Projekten, Beobachtungslisten und Ideen. Zweifel sind angebracht, das zeigen z. B. meine Erfahrungen auf Teleskoptreffen. Hier wird gar nicht so viel (Verschiedenes) beobachtet, es geht vielen mehr um die Technik - es ist eben ein ,,Teleskoptreffen" und kein ,,Beobachtungstreffen". Was ist mit der
jährlichen Deep-Sky Tagung (DST)? Hier trifft man sich bewusst nicht zum Beobachten, sondern zum Kennenlernen und Fachsimpeln. Das wirkliche Himmelsleben ist demnach eine einsame Angelegenheit, eine Gruppe findet sich eher selten. Die meisten bevorzugen einfaches Spazierensehen, besuchen dabei alte Bekannte mit dem Anfangsbuchstaben ,,M". Wem das auf Dauer nicht reicht, sucht sich gezielt Objekte heraus oder stellt ein
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kleines Beobachtungsprogramm zusammen [2]. Beispiele hierfür sind etwa ,,Kugelsternhaufen im Ophiuchus", ,,Doppelsterne im Löwen", ,,Galaxien im Virgohaufen" oder ,,helle Planetarische Nebel"; frei nach dem Schema: gleiche Objektklasse oder gleiches Himmelsareal. Mit dem passenden Gerät und der richtigen Vorbereitung stellen sich sicher Erfolge ein und die Motivation steigt. Vielleicht resultiert daraus ein kleiner Beobachtungsbericht und andere können von den gemachten Erfahrungen profitieren. Auch die Fachgruppe bietet Projekte an, die aber großteils - und das wurde auf der DST2001 kritisiert - als zu schwer empfunden werden. Vielleicht muss auch nicht alles gleich ,,Projekt" heißen? Das hat den Touch des ,,Offiziellen" und wirkt eher abschreckend. Es reichen schon Beobachtungsprogramme oder -listen, die als Anregung gedacht sind. Hier wollen wir uns in Zukunft stärker engagieren und Vorschläge für alle Schwierigkeitsgrade, besonders aber für Einsteiger, machen. Hier einige Beispiele für kleinere Teleskope:
· Rote Sterne oder Doppelsterne mit großem Farbkontrast (Thomas Jäger [3]),
· Doppelsterne in der Leier, die von Friedrich oder Otto v. Struve entdeckt wurden (Idee von Andreas Abe [4]),
· Galaxien bei hellen Sternen [5], · berühmte nahe Sterne, wie z.B. Barnards
Pfeilstern, Lalande 21185 oder Wolf 359 [6].
Geht man die Reihe der Deep-Sky Objekte durch (s. Tab. 1 in [1]), so ergeben sich weitere Möglichkeiten: Von einfachen Sachen bis hin zu echten ,,challenges" (Entschuldigung: Herausforderungen). Hier weitere Beispiele:
· Große Planetarische Nebel [7] oder PN's mit äußerem Halo, wie etwa der Katzenaugennebel NGC 6543 [8].
· PN mit ,,2 Nummern": Von ihren Entdeckern als zwei getrennte Nebel gesehen und katalogisiert, physikalisch aber ein Einzelobjekt. Schöne Beispiele sind M 76 = NGC 650/51 im Perseus und NGC 2172/73 in den Zwillingen [9]. Erscheint das Objekt visuell getrennt oder zusammenhängend?
Bei den Sternhaufen gibt es das FG-Projekt ,,Offene Sternhaufen", wobei es hauptsächlich um Objekte geht, die nicht im NGC enthalten sind. Schwierig? Muss nicht unbedingt sein, gibt es doch bereits Feldstecherobjekte wie IC 4665, IC 4765, Stock 1 oder Collinder 399, der ,,Kleiderbügel". So taucht man ohne Mühe in die Welt jenseits von M (und sogar NGC) ein! Bei den Kugelsternhaufen locken echte Raritäten, z. B. die Palomar-Haufen [10]. Auch hier ist Öffnung nicht alles, es kommt eher auf eine große Austrittspupille (kleine Vergrößerung, großes Gesichtsfeld) an. Nur so können sich die ausgedehnten, lichtschwachen Objekte vom Hintergrund abheben. Gerade kleinere Teleskope liefern erstaunliche Ergebnisse! Bei den Galaxien gibt es die größte Auswahl. Aber Vorsicht, die Beliebtheit ist oft umgekehrt proportional zum optischen Eindruck, will heißen: Der Großteil ist schwach, klein und schwierig! Dafür ist der psychologische Eindruck von ,,Tiefe" hier am stärksten (vielleicht nur noch übertroffen bei Quasaren). Hoch im Kurs stehen Edge-On-Galaxien [11] oder Galaxiengruppen [12], wo man gleich mehrere Typen auf einmal sieht. Hin und wieder lohnt es auch, eine extragalaktische Supernova zu beobachten [13] - die galaktischen sind leider zu selten. Bei helleren Exemplaren reicht schon ein 8-Zöller. Gleiches gilt für Quasare [14]; so ist 3C 273 in der Jungfrau bereits mit 6" kein Problem. Auch hierzu existiert ein FGProjekt. Es gibt auch noch was zu entdecken, wie der Fall von ,,Weselowski 1"
zeigt [15] oder zu untersuchen, wie HansGünter Diederich zeigt [16]. Fazit: Deutsche Beobachter sind erstaunlich aktiv. Nur gut, dass genügend Photonen für alle da sind! Das gilt natürlich nicht für OVNG-Objekte: ,,Oft versucht, nie gesehen" - eine Klasse, die auch den härtesten Deep-Sky`ler in die Schranken weist. Beispiele sind: der Zentralstern des Andromedanebels, der Pferdeschwanznebel oder die GKMW (die Ganz Kleine Magellansche Wolke) am Westpol des Himmels.
Verbindungen zu anderen Fachgruppen Als letzten Punkt noch die Frage, wo es Verbindungen zwischen Deep-Sky und anderen VdS-Fachgruppen gibt (in Kommentaren zum Fragebogen [1] wurden ,,Kooperationen" ausdrücklich gewünscht). Als Redakteur dieses Journals habe ich viele Kontakte mit anderen Fachgruppen. So ergab es sich auch, dass ein Mitglied der FG Spektroskopie auf der DST2001 über ,,Die Farben der Sterne" referierte und ich stelle mir vor, dass auch die FG Deep-Sky mal ,,auswärts" über ihre Arbeit berichtet. Mit der FG Astrofotografie ist der Kontakt bereits sehr eng, was sich an gemeinsamen Projekten (Wechselwirkende Galaxien [17], Zwerggalaxien [18]) zeigt. Was ist aber mit den anderen FG's? Gibt es etwa Gemeinsamkeiten mit den Kometenbeobachtern? Per definitionem wohl nicht, aber was ist mit folgender Idee? Betrachtet man die Bildreihe in Abb. 1 (ohne vorher den Text zu lesen!), so sieht man nur Kometen. In Wahrheit ist aber nur ganz links ein echter Komet zu sehen. Das zweite und dritte Bild zeigen ,,kometarische Nebel", eine seltene Klasse galaktischer Nebel. Ganz rechts sind ,,Kometengalaxien" zu sehen, eine extrem seltene Klasse von Galaxien [19]. Also gleiche (optische) Morphologie, aber unterschiedliche physikalische Natur. Diese Kategorie ist doch allemal eine Beobachtung wert, oder?
Abb. 1: v.l.n.r: Komet Halley, Kometarische Nebel NGC 2261 und Parsamyan 21, Kometengalaxien UGC 10491 und UGC 5938/42 (Erläuterung im Text).
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Es gibt eine FG Jugendarbeit und wir sind hier alle gefordert, unsere Erfahrungen (Beobachtungstipps, Techniken, Kenntnisse der Astrophysik?) weiterzugeben. In einem astronomischen Jugendlager oder auf Teleskoptreffen bieten sich vielfältige Möglichkeiten. Da viele Kids mit dem Computer aufwachsen, ergibt sich ein großes Potential in puncto ,,Astronomie und Computer" (Programme, Astrodaten). Es fehlt eine Fachgruppe, denn die klassische ,,Rechnende Astronomie" liegt derzeit im Koma - vielleicht eine Anregung zur Wiederbelebung?
Abb. 2: Links: Williamina Fleming (stehend) mit Kolleginnen am Harvard Observatorium um 1900. Rechts eine ihrer Entdeckungen: Der kompakte Planetarische Nebel IC 1747 in der Cassiopeia.
Bei den FG's ,,Dark-Sky" und ,,Amateurteleskope" sind die Verbindungen ebenso offensichtlich. Wir sind besonders von den Sichtbedingungen abhängig - und die werden ständig schlechter, etwa durch die üblen Sky-Beamer. Wer sich mit seinem Teleskop beschäftigt oder für den Selbstbau interessiert, findet innerhalb der VdS reichlich Kontakt. Was ist dagegen mit Spektroskopie? Diese Disziplin erscheint vielen kompliziert - es riecht nach Physik! Trotzdem kann es nicht schaden, etwas über die physikalischen Eigenschaften der Objekte zu wissen. Ein besonderes Erlebnis ist die visuelle Spektroskopie mit einem Blaze-Gitter. Hier kann man Spektrallinien oder -banden (wie bei extrem roten Sternen) direkt sehen. Interessant sind auch Planetarische Nebel, die sich durch ihr Emissionslinienspektrum (die berühmte grüne OIIILinie!) deutlich von den umgebenden Sternen, die ein kontinuierliches Spektrum zeigen, abheben. Wem das nicht reicht, kann auch die Rotverschiebung von Quasaren messen.
Zur FG Radioastronomie, von der leider in letzter Zeit wenig zu hören ist, kam mir die Idee für ein kleines Programm: Die visuelle Beobachtung der historisch ältesten (und stärksten) Quellen. Gemeint ist die ,,kosmische A-Klasse" [20], also Objekte wie Taurus A (Krebsnebel M1), Cygnus A [21], Virgo A (M 87) [22] oder Centaurus A (NGC 5128 am Südhimmel). Alle haben eine interessante Geschichte, die Anfang der 50er Jahre spielt. Damit sind wir schon bei einer weiteren FG, die ebenfalls kaum Lebenszeichen von sich gibt: ,,Geschichte der Astronomie". Meiner Meinung nach ein zentrales Gebiet, denn es macht großen Spaß, etwas über die Historie der Objekte zu erfahren - das belebt die Beobachtung ungemein. Die Liste der Entdecker und Entdeckungen ist lang und verwirrend -
und voll von Fehlidentifikationen, wie z. B. im Fall des bipolaren Nebels NGC 2163 [23]. Noch ein Beispiel (Thema ,,Frauen in der Astronomie"): Die Amerikanerin Williamina Paton Fleming hat Ende des 19. Jahrhunderts Pionierarbeit bei der spektroskopischen Suche nach Planetarischen Nebeln geleistet; im Jahre 1905 entdeckte sie z.B. IC 1747 in der Cassiopeia (Abb. 2). Diese Objekte wurden aufgrund ihrer stellaren Erscheinung übersehen. Interessant ist, sie heute visuell (mit oder ohne Filter) zu beobachten und sich zu fragen: Hätte man ihre wahre Natur bemerkt? Eine ähnliche Frage stellt sich bei optisch variablen Galaxien, die zunächst für veränderliche Sterne gehalten wurden. Sie waren z. T. über Jahrzehnte in einschlägigen Katalogen verzeichnet, bis man ihre wahre Natur erkannte - eine spannende Geschichte [24]. Beispiele sind BL Lacertae, W Comae oder V1102 Cygni (Abb. 3). Allesamt aktive Galaxien, die einen irregulären Lichtwechsel zeigen, manchmal wird man sogar Zeuge eines enormen
Abb. 3: Die variable Galaxie V1102 Cygni (markiert); unten links die Galaxie UGC 11412. Zeichnung des Autors mit 20" f/5 Dobson bei 500x (24.8.2001).
Helligkeitsausbruchs (,,burst"). Es kann sowohl visuell beobachtet und geschätzt werden, wie es Klaus Wenzel praktiziert, als auch per CCD-Fotometrie. Ein Thema, was sicher für die FG ,,Veränderliche Sterne" interessant ist. Zum Schluss noch etwas zum Verhältnis zu den Fachgruppen ,,Planeten" und ,,Kleinplaneten". Der Kontrast zwischen Nearund Deep-Sky könnte kaum größer sein. Trotzdem gibt es zunächst eine begriffliche Verbindung: Planet - Planetarischer Nebel. Die Bezeichnung ,,Planetarischer Nebel" stammt von William Herschel. Er meint damit Objekte, die in seinem Teleskop an den von ihm 1781 entdeckten Planeten Uranus erinnern. Ein ähnliches Scheibchen zeigte auch M 57 in der Leier, 1779 von Darquier entdeckt, mit dem Unterschied seiner fixen Position. Man konnte von solchen Objekten irregeführt werden und sie für neue Planeten oder Kometen halten übrigens ein wichtiger Beweggrund für Messiers Katalog. Die Planetensuche stand auch beim Amerikaner David Todd im Vordergrund. Er jagte Ende des 19. Jahrhunderts den Trans-Neptunischen Planeten - erfolglos, wie wir wissen. Dabei entdeckte er 8 NGC-Objekte, darunter die Galaxie NGC 3134 im Löwen. Es ist sicher interessant, diese Objekte heute zu beobachten - mit viel Nostalgie, versteht sich. Ein letzter Aspekt sind Konjunktionen zwischen Planeten (oder Kleinplaneten) und Deep-Sky Objekten. Das ist purer Spaß und man kann (wissenschaftlich völlig unbelastet) beobachten, wie zwei Objekte aus verschiedenen ,,Tiefen" sich treffen! So geschehen am 22.10.2001 beim ,,Durchgang" von (1310) Villigera zwischen NGC 404 und b And.
Hier endet mein Ausflug in den Deep-Sky. Vielleicht konnte ich die eine oder andere Erkenntnis vermitteln (was den Zustand der deutschen Deep-Sky Szene angeht)
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oder Anregungen für die eigene Tätigkeit geben. Ich bin gespannt, ob sich zwischen den Fachgruppen - und damit sind natürlich die beteiligten Personen gemeint etwas entwickelt!
Literaturhinweise [1] Steinicke, W., Deep-Sky in Deutschland, Teil
1: Bestandsaufnahme, VdS-Journal II/2001, S. 4 [2] Siehe hierzu etwa: Karkoschka, E., Atlas für Himmelsbeobachter, Kosmos Verlag 1997; Stoyan, R., Deep-Sky Reiseführer, Oculum Verlag 2001 [3] Jäger, T., Farbige Sterne - die Deep-SkyJuwelen, VdS-Journal II/2001, S. 11 [4] Abe, A., Struve-Doppelsterne in der Leier, interstellarum 18, 34 (2001) [5] Steinicke, W., Galaxien bei hellen Sternen, Magellan 4/2001, S. 35 [6] Jäger, T., Starhop zu den nächsten Sternen, interstellarum 9, 41 (1996) [7] Bohle, J., Das Katzenauge im Drachen -
ein interessanter Planetarischer Nebel, VdS- Journal II/2001, S. 14 [8] Bohle, J., Die großen Planetarischen
Nebel, Magellan 3 /2001, S. 14 [9] Töpler, R., NGC 2172-2173 im Detail,
Magellan 2/2001, S. 20 [10] Steinicke, W., Kugelsternhaufen Marke
Palomar, interstellarum 17, 22 (2001) [11] Kleisa, M., Seitenstiche, VdS-Journal
II/2001, S. 8 [12] Steinicke, W., Das Projekt
Galaxiengruppen, Teil I: interstellarum 17, 29 (2001), Teil II: interstellarum 18, 35 (2001), Teil III: interstellarum 19, 46 (2001) [13] Steinicke, W., Die Supernova SN2001c und die Mächte der Finsternis, Sternzeit 2/2001, S. 71 [14] Steinicke, W., Im Quasar-Fieber, interstellarum 14, 24 (1998) [15] Weselowski, G., Steinicke, W., Weselowski 1 - Entdeckung einer Nachbargalaxie im Cepheus?, VdS-Journal I/2001, S. 91 [16] Diederich, H.-G., Vorontsov-Velyaminov-
Reihen in Spiralgalaxien, VdS-Journal II/2001, S. 104 [17] Riepe, P., et al., Wechselwirkende Galaxien; Teil 1: VdS-Journal I/2001, S. 42, Teil 2: VdS-Journal II/2001, S. 32 [18] Riepe, P., Steinicke, W., Zwerggalaxien, VdS-Journal II/2001, S. 40 [19] Steinicke, W., In Quest of Deep-Sky Comets, Astronomy (erscheint 2002) [20] Steinicke, W., Die A-Klasse des Deep-Sky, interstellarum 20, 50 (2002) [21] Steinicke, W., Cygnus A - Beobachtung einer außergewöhnlichen Radiogalaxie, interstellarum 18, 26 (2001) [22] Richardsen, F., Visuelle Beobachtung des Jets in M 87, interstellarum 18, 50 (2001) [23] Steinicke, W., Verloren und wiedergefunden - Der bipolare Reflexionsnebel NGC 2163, Sterne u. Weltraum, Februar 2001, S. 82 [24] Steinicke, W., Extragalactic Objects Discovered as Variable Stars, Webb Society 2002; siehe auch meine Homepage http://www.klima-luft.de/steinicke (Button ,,Biblio")
Gravitativ wechselwirkende Galaxienpaare - visuell
von Manfred Kleisa
Ich möchte hier vier Galaxienpaare vorstellen, welche einer gravitativen Deformation unterliegen. Wer sich für die physikalischen Hintergründe interessiert, dem sei das aktuelle Projekt der Fachgruppe ,,Astrofotografie" ans Herz gelegt [1, 2].
NGC 4485 / 4490 Ein Präzedenzfall für eine solches Paar ist die SB(s)d Galaxie NGC 4490 sowie die gravitativ gebundene Nachbargalaxie NGC 4485 mit der Klassifizierung IB(s)m (Abb. 1). Die letztgenannte, kleinere Galaxie verbiegt die Scheibe ihrer großen Schwester in nördlicher Richtung. Die einander zugewandten Seiten beider Galaxien sind mit mehreren HII-Regionen durchsetzt, eine Folge der Gravitationskräfte, welche in den Spiralarmteilen von NGC 4485 und in dem irregulären Nachbarn wirken. Gasmassen werden hierdurch teilweise stark verdichtet, so dass Sternentstehungsgebiete entstehen. Auf den DSS-Bildern wird dieser Effekt verdeutlicht. Im 18-Zöller sieht man bei 290x deutlich die Deformation von NGC 4490 sowie eine Aufhellung (HII-Region)
im südlichen Teil von NGC 4485. Etwas nördlich abgesetzt von NGC 4490 nimmt man eine nahezu gerade Linie wahr, welche auf DSS-Bildern als drei nebeneinander liegende HII-Regionen zu identifizieren sind. 1982 fand in NGC 4490 eine Supernova vom Typ II statt (SN 1982f) statt, deren maximale Blauhelligkeit bei 15,5 mag lag. Die Position war 12h30m38s +41 Grad 38,0`. Drei Röntgenquellen sind in dieser Galaxie zu verzeichnen.
NGC 4567 / 4568 Als die Siamesischen Zwillinge (Abb. 2) bekannt sind die größere SA(rs)bc Galaxie NGC 4568 sowie die kleinere, nördliche Galaxie NGC 4567 gleicher Klassifikation. Die gravitative Deformierung zeigt sich hier deutlicher an NGC 4567, wobei der nördliche Spiralarm in Richtung NGC 4568 verbogen ist. Im 18-Zöller ist dies im Ansatz zu sehen. Auf DSS-Bildern bemerkt man weitere Abnormalitäten im südlichen Spiralarm von NGC 4568. Wie in unserem ersten Beispiel gab es hier am 18. Januar 1990 eine Supernova vom Typ I
(SN 1990b), die im Maximum heller als 14,5 mag war; Position 12h36m33,8s +11 Grad 14`30".
NGC 4656 / 4657 Südöstlich vom Heringsnebel NGC 4631 befindet sich das Galaxienpaar NGC 4656/57 (Abb. 3), beide vom Typ SBm. Die Wechselwirkung kann man gut am östlichen Ende von NGC 4656 beobachten. Westlich des Zentrums endet die große Galaxie in einem diffusen Nebel. Im Kernbereich befindet sich ein Vordergrundstern. Der östliche Teil ist sehr hell und hat am Ende bei NGC 4657 helle Knoten, wobei keine klare Trennung zu NGC 4657 auszumachen ist. Die Morphologie von NGC 4656 ist nicht genau bestimmbar. Wie schon im ersten Beispiel ist auch hier eine Röntgenquelle zu verzeichnen. Ebenso auffällig sind die Häufungen von HII-Regionen im gravitativen Einflussbereich der kleinen Schwester NGC 4657.
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NGC 5394 / 5395 Die Galaxie NGC 5395 vom Typ SA(s)b hat einen diffusen helleren Kernbereich. Westlich erkennt man den Ansatz eines Spiralarms in Richtung der SB(s)b Galaxie NGC 5394 (Abb. 4). Diese kleine Galaxie hat einen stellaren Kern. Diffus erkennt man bei 290x eine Brücke zwischen den beiden Galaxien (im Bild nicht darstellbar). Dies ist ein Teil des sehr schwachen Spiralarms von NGC 5395. Bei diesem findet man auch die auffälligste Deformation. Auf DSS-Bildern erscheint er ungewöhnlich weit abgesetzt und verbogen, ähnlich wie bei M 51. Eine weitere Abnormalität ist eine große, abgesetzte Aufhellung im nördlichen Bereich von NGC 5395. Diese war im 18-Zöller nicht zu beobachten. Und auch bei dieser Galaxie fand erst kürzlich eine Supernova vom Typ I statt, welche im Maximum heller als 16,7 mag war. Die Position von SN 2000cr war 12h58m38,4s +37 Grad 26`12". Auffällig erschien mir das häufige Auftreten von Supernovae bei diesen Beispielen. Dies ist durch die bereits erwähnte hohe Sternentstehungsrate zu erklären. Dabei bilden sich häufig massereiche Sterne, die nach kurzem Leben als Supernovae vom Typ I enden. Beim Typ II handelt es sich um ein Doppelsternsystem mit einem weißen Zwerg, der vom Hauptstern Materie abzieht, dabei über eine kritische Masse kommt und schließlich explodiert.
Abb. 1: Zeichnung von NGC 4495/90 am 18" Dobson
Abb. 3: Zeichnung von NGC 4656/57 am 18" Dobson
Abb. 2: Zeichnung von NGC 4567/68 am 18" Dobson
Abb. 4: Zeichnung von NGC 5394/95 am 18" Dobson
Literaturhinweise [1] Riepe, P., Binnewies, S., Tomsik, H.,
Das Projekt ,,Wechselwirkende Galaxien", VdS-Journal I/2001, S. 42
[2] Riepe, P., Tomsik, H., Bresseler, P., Wechselwirkende Galaxien - ein Projekt der Fachgruppe Astrofotografie, VdS-Journal II/2001, S. 32
[3] Weitere Zeichnungen findet man unter www.astrozeichnungen.de
Galaxie
Koordinaten (2000.0)
Stb
URA V (mag) Größe (´) z
Besonderes
NGC 4485
12h30m31,1s +41 Grad 42`01"
CVn
75
11,9
NGC 4490
12h30m36,1s +41 Grad 38`34"
CVn
75
8,9
NGC 4567
12h36m32,7s +11 Grad 15`28"
Vir
194
11,3
NGC 4568
12h36m34,3s +11 Grad 14`17"
Vir
194
10,8
NGC 4656
12hh43m57,7s +32 Grad 10`05"
CVn
108
10,5
NGC 4657
12h44m07,1s +32 Grad 12`31"
CVn
108
10,9
NGC 5394
13h58m33,6s +37 Grad 27`13"
CVn
110
13,8
NGC 5395
13h58m38,1s +37 Grad 25`30"
CVn
110
12,8
2,3 x 1,6 6,3 x 3,1 3,0 x 2,0 4,6 x 2,0 10,0 x 1,8 1,3 x 0,6 1,7 x 1,0 2,9 x 1,5
0,001644 0,001885 0,007585 0,007522 0,002155 0,002048 0,011581 0,011645
X-ray, SN 1982f SN 1990b X-ray
SN 2000cr
Tabelle 1: Daten der Galaxien (Stb = Sternbild, URA = Uranometria, V = visuelle Helligkeit, z = Rotverschiebung)
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Des Rätsels Lösung
Die Lösung des Deep-Sky Rätsels aus dem VdS-Journal II/2001, S. 18 lautet: 349.
Nahe dem Roten Riesen Antares steht der Kugelsternhaufen M 4, der 1745 von Jean Phillipe Loys de Cheseaux auf seiner Amateursternwarte in Lausanne entdeckt wurde. Hier noch eine schöne Aufnahme des Objekts, die Rainer Sparenberg in Namibia gelungen ist.
Aufnahmedaten
Ort: Datum: Optik: Kamera/Film:
Farm Tivoli 14.6.2001, 20.13-21.13 UT 400 mm Hypergraph/1:8 Pentax 67/Fuji NHG II 800
WS.
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Deep-Sky-Zeichnungen am 20 x 125
von Uwe Glahn
Zum Beobachtungsgerät Im Jahr 1999 entschied ich mich für ein 20 x 125 Fernglas der Firma Vixen und kaufte mir damit ein Instrument, welches im astronomischen Gerätedschungel sehr selten anzutreffen war und damit eine Art Exot darstellte. Ausschlaggebend war für mich das binokulare Beobachten bei einem großem Gesichtsfeld, einer Öffnung von mindestens 4" und eine gute Transportfähigkeit. Mit einem Gesichtsfeld von 3 Grad , einem Gewicht von 11 kg und einem Winkeleinblick fiel meine Entscheidung auf diesen 5"-Feldstecher. Etwa ein Jahr später bestellte ich mir aus den USA eine Parallelogrammmontierung, die mir in jeder Fernglaslage einen bequemen Einblick garantierte (Abb. 1). Ab diesem Zeitpunkt begann ich ernsthaft mit der Deep-Sky-Beobachtung und spezialisierte mich auf großflächige Nebelobjekte. Das Instrumentarium erlaubte mir jetzt solch ,,tiefe Einblicke", wie ich es von diesem Gerät kaum erwartet hätte.
Die ersten Zeichnungen Bald stellte sich jedoch die Frage der Dokumentation meiner Beobachtungsergebnisse. Ich suchte eine neue Herausforderung und fand sie in der Deep-SkyZeichnung. Begeistert von Zeichnungen bekannter Amateure und schließlich ein Aufenthalt auf dem Gornergrat im schwei-
Abb. 1: 5-Zoll-Feldstecher auf Parallelogrammmontierung
zerischen Wallis veranlasste mich mit dem Beginn meiner ersten Zeichnungen. Durch meine persönlichen Ansprüche der möglichst genauen Darstellung des Beobachteten auf schwarzem Karton stieß ich schnell an die Grenze der ,,einfachen Zeichnung". Mein Wunsch war eine Kombination von einer exakten, maßstabsgetreuen Wiedergabe des Gesehenen und die eher künstlerische Darstellung auf schwarzem Karton. Durch diese persönliche Maßgabe entwickelte ich eine aus einer Rohzeichnung und einer endgültigen Zeichnung bestehende Technik, die ich in den folgenden Abschnitten Schritt für Schritt am Beispiel des Californianebels vorstellen möchte.
Abb. 2: Die fertige Rohzeichnung
Anfertigung der Rohzeichnung Grundlage hiefür bildet ein Ausdruck aus einem Sternkartenprogramm, z. B. Guide. Ich blende dabei das 3 Grad große Gesichtsfeld ein und stimme die Grenzgröße der dargestellten Sterne mit der erreichbaren Grenzgröße des Fernglases ab. Der somit gestaltete einfache Ausdruck, der mittig auf den Nebel ausgerichtet wurde und mit einer Grenzgröße von etwa 13 mag noch eine übersichtliche Anzahl von Sternen zeigt, kann nun zum Beobachtungsort mitgenommen werden. Der Ausdruck der Sterne hat zwei wichtige Vorteile. Zum einen entfällt die schwierige und zeitaufwendige Darstellung der Sterne in der Zeichnung und zum anderen ist eine maßstabsgetreue Ausdehnung des Nebels anhand der Sterne möglich. Der auf einem Klemmbrett befestigte Ausdruck kann nun vor Ort am Fernglas mit den wichtigsten
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Details des Nebels und des Sternumfeldes gestaltet werden. Dazu reichen ein weicher Bleistift und eine Rotlichtlampe aus. Nun stelle ich die markanten Lichtgrenzen mit mehr oder weniger dicken Bleistiftstrichen dar. Dunkelwolken markiere ich mit gestrichelter Linienführung. Diffus auslaufende Nebelbereiche kann man mit gezackter Linienführung darstellen. Die somit erhaltene Skizze zeigt in einer sehr einfachen Art alle gesehenen Details des Nebels und reicht zur Umsetzung auf den schwarzen Karton völlig aus. Außer den Nebeldetails halte ich noch die Markierung von auffälligen Sternketten für wichtig. Da sich ja alle zu sehenden Sterne auf dem Ausdruck befinden, reicht ein Kreis um die auffallenden Sterne aus. Die nun fertige Rohzeichnung (Abb. 2) sollte alle Einzelheiten des betroffenen Gesichtsfeldes enthalten.
Innendienst Nun gilt es die am Fernglas gezeichnete Skizze in wärmeren und bequemeren Gefilden auf schwarzen Karton umzusetzen. Als Karton empfehle ich die im Fachhandel erhältlichen, auf A4 zugeschnittenen schwarzen Zeichenkartons. Im ersten Schritt zeichne einen weißen Kreis auf den Karton, der genau so groß wie der
ausgedruckte Gesichtsfeldkreis sein sollte. Nachdem ich nun die Rohzeichnung deckungsgleich auf den Karton gelegt habe, beginnt das ,,durchlöchern" der Skizze. Ich steche dabei über die darzustellenden Sterne ein Loch, welches auf den Karton nachher zu sehen sein sollte. Die Vorteile knapp über dem Stern zu stechen sind zum ersten die bessere Erkennbarkeit der bereits gestochenen Sterne und zum anderen der Umstand, die weiße Tusche nicht direkt in das Loch zeichnen zu müssen. Des weiteren sollte man darauf achten, das Loch weder zu stark noch zu schwach zu stechen. Bei zu starkem Druck entstehen auffällige Löcher im Karton, bei zu schwachem Druck findet man nachher kein Loch mehr wieder. Nach dem Stechen von beliebig vielen Sternen kann man nun die Rohzeichnung entfernen und anfangen, unter den sichtbaren Löchern die weiße Tusche zu zeichnen. Als Tuschestift hat sich ein weißer Edding mit 0,8 mm Strichstärke bewährt. Mit diesem Stift ist es leicht möglich, auch schwache und somit sehr kleine Punkte auf dem Karton zu postieren. Nach dem Trocknen der Tusche kommen nun ein weißer Kreidestift und ein Wischer zum Einsatz. Ein Wischer ist eine Art Stift, der aus Filzmaterial
besteht und im angespitzten Zustand die vom Kohlestift gezeichneten Konturen mehr oder weniger ,,verwischen" kann. Es kommt nun auf das eigene Geschick und ein wenig Übung darauf an, wie gut die Nebeldetails auf den Karton dargestellt werden. Prinzipiell gilt: je mehr Kreide auf dem Karton, umso heller das Gebiet; je mehr ,,gewischt" wird, umso dunkler das Detail. Für den Anfang sollte man jedoch nicht zuviel Kreide auf den Karton geben, da sonst das Nebeldetail eventuell zu hell dargestellt wird. Hier ist ähnlich wie beim Stechen Ausprobieren angesagt - es ist halt noch kein Meister vom (Stern-)Himmel gefallen. Nachdem man den Nebel dargestellt hat, markiert man noch am Gesichtsfeldkreis die Himmelsausrichtung und schreibt die wichtigsten Daten auf den Karton. Es ist nun Geschmackssache, ob die Objektdaten, die Beobachtungsbedingungen und die Geräteeigenschaften auf die Vorder- oder Rückseite geschrieben werden. Nach diesen letzten Einzelheiten sollte die Reinzeichnung fertig sein (Abb. 3) und man kann zu recht mit Stolz auf das gezeichnete Endprodukt schauen.
Fazit Natürlich kann man diese Technik auch mit kleineren Ferngläsern oder mit Teleskopen nutzen. Wichtig ist, dass man sich nicht von den hier aufgeführten Arbeitsschritten abschrecken lässt. Spätestens nach der zweiten Zeichnung stellt sich eine gewisse Routine ein, durch welche man solch eine Zeichnung auch mit einem recht kleinen Zeitaufwand herstellen kann. Vorteile von Zeichnungen sind, dass man sich intensiv mit dem Beobachtungsobjekt auseinandersetzt, seine eigenen Sehfähigkeiten übt und am Ende ein Produkt in der Hand hat, welches einen schönen Erinnerungswert mit einer gewissen Ästhetik verbindet. Man kann nun auch Astrofotografen besser verstehen, die uns oft mit einem gigantischen Aufwand tolle Aufnahmen vom Himmel zeigen. Ich möchte mit diesem Bericht jeden Sternfreund dazu animieren, einmal selbst eine Zeichnung zu versuchen und getreu nach dem Motto ,,back to the roots" den Himmel auf diese Art und Weise kennen zu lernen. Das Allerwichtigste jedoch ist den richtigen Aufwand für sich persönlich zu finden und den Spaß am schönsten Hobby - der Astronomie - in den Vordergrund zu stellen.
Abb. 3: Die Reinzeichnung
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Gemeinsam langperiodische Bedeckungsveränderliche beobachten
von Jan Gensler
Das Beobachten von Bedeckungsveränderlichen kann man mit einem Fass ohne Boden vergleichen. Es gibt einfach so viele, dass es für uns Veränderlichenliebhaber vollkommen unmöglich ist, den Überblick über die Lichtwechselelemente aller Sterne zu behalten. Wenn Bedeckungsveränderliche über ein paar Jahre hinweg nicht beobachtet werden, kann es sein, dass sich die Periode in der Zwischenzeit ändert und sich das beobachtete Minimum gegenüber dem berechneten um einiges verschiebt. Dann muss man unter Umständen erst die neue Lage der Lichtschwächung im Periodenverlauf suchen. Bei der Auswahl, welche Sterne man als nächstes beobachtet, lässt man gerne die Langperiodischen Bedeckungsveränderlichen unter den Tisch fallen. Der Grund ist, dass es sich bei diesen Objekten um Sterne handelt, bei denen man als Alleinbeobachter viel Geduld aufweisen muss, um eine brauchbare Lichtkurve zu erhalten. Die Dauer der Bedeckung (also des Minimums) ist sehr verschieden. Sie kann Werte zwischen einem halben Tag und mehreren Monaten - im Extremfall mehrere Jahre - annehmen. Wenn das Minimum mindestens mehrere Wochen beträgt, kann man, falls das Wetter mitspielt, innerhalb eines Zyklus' eine komplette Lichtkurve ableiten. Liegt die Länge der Bedeckung aber im Bereich von Tagen, kommt man um das Reduzieren der Ergebnisse auf eine Grundperiode nicht herum. Das erfordert einiges an Rechenaufwand; außerdem muss genau geplant werden, wann der Stern wieder im Minimum ist und somit auf das Beobachtungsprogramm gesetzt wird - vorausgesetzt, das Wetter spielt mit... Ein Minimum eines langperiodischen Bedeckungsveränderlichen zu beobachten erfordert also wesentlich mehr Geduld und Aufwand als etwa die Ableitung eines Ergebnisses bei einem kurzperiodischen oder RR-Lyr-Stern. Die Folge ist, dass bei vielen Exemplaren schon seit mehreren Jahrzehnten keine Beobachtung mehr gemacht wurde! Was spricht also dagegen, es einmal zusammen bei ein paar dieser Sterne zu
versuchen? Wenn mehrere Beobachter jeweils ein paar Einzelbeobachtungen beitragen, kann schnell eine brauchbare Lichtkurve entstehen. Ich habe fürs Erste drei ,,Versuchsobjekte" ausgewählt. Die Amplitude soll etwa eine Größenklasse (oder mehr) betragen, dass die wohl zu erwartende Streuung nicht so sehr ins Gewicht fällt. Außerdem habe ich
jeweils schon einige Vergleichssterne ausgesucht und deren Helligkeiten in zehntel Größenklassen auf die Karten notiert (101 bedeutet 10,1 mag). Die Helligkeiten entsprechen den Johnson-V-Helligkeiten (entnommen aus Guide 7.0) und stimmen gut mit der von mir schon vor einigen Jahren bestimmten relativen Stufenskala überein. Nun zu den drei ,,Auserwählten":
Abb. 1: BAV-Aufsuchekarte Detail zu AQ Cas mit Vergleichssternen und Telrad-SucherKreisen
AQ Cas: Dieser Stern ist Mitglied des BAVProgramms Langperiodische Bedeckungsveränderliche (LB). Seine Helligkeit variiert zwischen 10,0 und 11,0 mag bei einer Periode von 11,72092 Tagen und einer Bedeckungsdauer von D = 51 Stunden. Das Minimum ist laut SAC 2001 zu erwarten bei JD2436128,+28 + 11,72092d x E.
RS Cep: Die Amplitude beträgt 1,7 mag! Im Maximum ist RS Cep 10,2 mag hell. Die partielle Phase der Bedeckung dauert 24 Stunden, die totale 11 Stunden. Min = JD2438266,84 + 12,42011d x E
Achtung: Auf Grund der großen Amplitude geht der Lichtwechsel relativ schnell voran!
V643 Ori: Die Amplitude liegt hier nur bei etwa 0,8mag, die Vergleichsterne liegen aber ganz gut, so dass auch bei diesem Kandidaten etwas zu erreichen sein sollte. Das Minimum dauert 5,2 Tage. 1995 fand ich es bei einem B-R von +53h (SAC63). Inzwischen ist meine Beobachtung die Ausgangsepoche der aktuellen Elemente des SAC: Min = JD2450076,81 + 52,42197d x E Diese hat B. Hassforther inzwischen mit-
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Dörr
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Abb. 2: BAV-Aufsuchekarte Übersicht zu AQ Cas
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tels seiner Untersuchung mit Stardial glänzend bestätigt. Anschließend sind noch einige Minima der nächsten Zeit aufgelistet. Das Datum ist in Tagesbruchteilen (Weltzeit) angegeben. Bei AQ Cas sollte ca. 25 Stunden, bei RS Cep ca. 15 und bei V643 Ori ca. 80 Stunden um den Minimumszeitpunkt herum (je in beide Richtungen) beobachtet werden. Vor allem bei letzterem wird es wohl Jahre dauern, bis ein Ergebnis vorliegt. Haben sie Lust bekommen, ein paar Mal diese Sterne aufzusuchen und deren Helligkeit zu schätzen? Je mehr Interessierte sich beteiligen umso besser! Einzelbeobachtungen (Beobachtungszeitpunkt, Helligkeit und Beobachtungsumstände) sollten bitte per E-Mail oder per Post an mich geschickt werden. Ich bin gerne bereit, Fragen zu beantworten. Falls es beim Aufsuchen der Sterne Probleme gibt, stehe ich zur Lösung zur Verfügung. Sobald eine gute Gemeinschaftslichtkurve entstanden ist, werde ich sie im Journal veröffentlichen.
AQ Cas RS Cep
V643 Ori
Mär 28,255 Apr 8,976 Apr 20,697 Mai 2,418 Mai 14,139 Mai 25,860 Jun 6,580 Jun 18,301 Jun 30,022 Jul 11,743 Jul 23,464 Aug 4,185 Aug 15,906 Aug 27,627 Sep 8,348 Sep 20,069 Okt 1,790 Okt 13,511 Okt 25,231 Nov 5,952 Nov 17,673 Nov 29,394 Dez 11,115 Dez 22,836
Mär 30,164 Apr 11,585 Apr 24,005 Mai 6,425 Mai 18,845 Mai 31,265 Jun 12,685 Jun 25,105 Jul 7,525 Jul 19,945 Aug 1,366 Aug 13,786 Aug 26,206 Sep 7,626 Sep 20,046 Okt 2,466 Okt 14,886 Okt 27,306 Nov 8,726 Nov 21,146 Dez 3,567 Dez 15,987 Dez 28,407
Apr 18,875 Jun 10,297 Aug 1,719 Sep 23,141 Nov 14,563 Jan 5,985 Feb 27,407
Tabelle 1: erwartete Minima zu 2002. Die Nachkommastellen geben die Uhrzeit als Julianische Tagesbruchteile an.
Abb. 3: BAV-Aufsuchekarte Detail zu RS Cep mit Vergleichssternen
Abb. 4: BAV-Aufsuchekarte Detail zu V643 Ori mit Vergleichssternen
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Die BAV in der VdS
von Dietmar Bannuscher
Die Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne e. V. (BAV) ist die Fachgruppe Veränderliche in der VdS. Aus dem Kreis der mehr als 220 BAVer überwachen und schätzen die aktiven Beobachter 249 kurzperiodische und 107 langperiodische BAV-Programmsterne. Dies sind Mirasterne, Halbregelmäßige, Eruptive und Bedeckungsveränderliche, ebenso RR-Lyr-Sterne und Cepheiden. Auch werden immer wieder neue Veränderliche durch BAV-Mitglieder entdeckt.
Neben den interessanten astrophysikalischen Hintergründen erlebt der Beobachter
zum Teil in Echtzeit (innerhalb von ca. 3 Std.) eine Pulsation bzw. Bedeckung eines Sterns oder erzielt nach einer monatelangen Beobachtungsreihe endlich die Lichtkurve eines Mirasterns.
Jedes Mitglied kann sich sein Beobachtungsprogramm selber auswählen, kann sich mit einem oder mehreren Mitstreitern zusammentun und erfährt durch die Leitung und die Sektionsleiter viel Hilfe bei Fragen und Informationsbeschaffung. Die Mitglieder beobachten mit dem bloßen Auge, mit Feldstecher, Teleskop, CCDKamera und auch mittels Internet. Der
Einstieg in die Beobachtung dürfte mit einem langperiodischen Mirastern am leichtesten fallen, er wird zum Maximum meist recht hell und man braucht ihn meist nur einmal in der Woche zu schätzen. Selbst wer sich nur sporadisch dem einen oder anderen Stern widmen kann oder will, verbraucht keine wertvolle Zeit, die Schätzung ist auch einfach ,,zwischendurch" möglich.
Wir hoffen, den einen oder anderen für unsere Astronomiesparte gewinnen zu können und sind erreichbar unter BAV, Munsterdamm 90, 12169 Berlin oder Internet (http://thola.de/bav.html).
Vorhersagen für Sterne aus dem BAV Circular
von Dietmar Bannuscher
Bemerkungen zur Beobachtung kurzperiodisch Veränderlicher Mit der Beobachtung sollte etwa 2 Std. vor dem angegebenen Zeitpunkt begonnen werden. Alle Zeiten sind in MESZ und datumkorrigiert, d.h., evtl. muss die Beobachtung am ,,Vortag" vor Mitternacht begonnen werden. Mit dem Julianischen Datum und der Periode können weitere Minima- und Maximazeitpunkte errechnet werden. Siehe hierzu den entsprechenden Artikel im Heft. Karten hierzu gibt es bei der BAV.
Bemerkungen zur Beobachtung langperiodisch Veränderlicher Die Beobachtung langperiodischer Pulsationssterne (Mira-Sterne und Halbregelmäßige) sollte man zwei bis drei Monate vor dem angesagten Maximum beginnen, Schätzungen ein- bis zweimal die Woche sollten genügen. Bei SY Her empfiehlt es sich öfters zu schätzen, da die Periode sehr kurz ist. Zum Aufsuchen und Schätzen benötigt man Vergleichssternkarten, die bei der BAV erhältlich sind. Im Internet findet der geneigte Beobachter auch alle Karten zu diesen Sternen bei der AAVSO (http://charts.aavso.org/)
Name RS Boo Zeitpunkt 03. Mai 01,17 04. Mai 22,38 07. Mai 23,07 10. Mai 23,22 13. Mai 23,50 SW Dra 01. Mai 23,36 05. Mai 23,22 09. Mai 23,07 27. Mai 01,17 31. Mai 01,02 V 874 Her 10. Mai 23,07 11. Mai 23,36 13. Mai 00,05 22. Mai 23,07 23. Mai 23,36 25. Mai 00,05 AN Ser 04. Mai 22,53 06. Mai 00,05 16. Mai 23,07 18. Mai 00,05 28. Mai 23,22 TX UMa 16. Mai 22,53 20. Mai 00,19 04. Jul 23,07 08. Jul 00,34
Helligk.-Ampl. 10,84-9,69 mag JD 2452397,47 2452399,36 2452402,38 2452405,39 2452408,41 10,94-9,94 mag 2452396,40 2452400,39 2452404,38 2452421,47 2452425,46 9,9-10,9 mag 2452405,38 2452406,40 2452407,42 2452417,38 2452418,40 2452419,42 11,44-10,4 mag 2452399,37 2452400,42 2542411,38 2452412,42 2452423,39 7,06-8,76 mag 2452411,37 2452414,43 2452460,38 2452463,44
Periode 0,37733856 d
0,56967214 d 0,2554171 d
0,5220712 d 3,063323 d
Tabelle 1 (oben): Vorhersagen für kurzperiodische Sterne
Typ RRAB
RRAB Algol
RRAB Algol
Rec 14h33m33s
Dec +31 Grad 45,3'
12h17m46s +69 Grad 30,6' 17h11m31s +48 Grad 50,4'
15h53m13s +12 Grad 58,3' 10h45m20s +45 Grad 34,0'
Tabelle 2 (rechts): Vorhersagen für Langperiodische Sterne
Name X Aql U Cyg SY Her S Ser
Amplitude 9,0 - 14,9 mag 7,8 - 11,1 mag 8,4 - 14,0 mag 8,8 - 13,5 mag
Periode ca. 347 d ca. 463 d ca. 116 d ca. 371 d
Maximum Mitte Juli Anfang Juli Ende Juli Mitte Juli
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Rechnen mit JD-Tagesbruchteilen
von Dietmar Bannuscher
Hier geht es um
· Rechnungen mit Tagesbruchteilen für das Julianische Datum
· Umwandlung von Julianischem Datum hinter dem Komma in Uhrzeit MEZ
Der 1. Januar 2002 hat das Julianische Datum 2452276,00 (ab 13.00 Uhr MEZ). Die Stunden, die nach dem 13.00 Uhr Wechsel beginnen, werden hinter dem Komma in Dezimalzahlen umgewandelt. Demzufolge muss der Sterngucker, der z.B. Veränderliche schauen möchte, sich die Zeiten aus dem Julianischen Datum (JD) und der Periode des Sterns errechnen. Mit Hilfe der untenstehenden Tabelle können Nachkommastellen in Uhrzeit MEZ umgewandelt werden. Zum Beispiel würde die Zahl JD 2452276,23 den Zeitpunkt 1.1.2002, 18:31 Uhr MEZ, angeben. Es geht also um die ersten beiden Zahlen nach dem Komma, wobei die erste Nachkommazahl oben und die zweite links abzulesen ist. Für unser Beispiel JD ,23 würde der Leser also in der Spalte unter .20 d schauen und dann die Uhrzeit wählen, wo links die .03 d steht.
307,35 + 0,356123 = 307,706123 (2. Febr. 2002, 5:48 Uhr MEZ)
Da nicht zu erwarten ist, dass der Beobachter beim Maximum/Minimum um 5:48 Uhr MEZ den Ab- oder Anstieg wegen des aufkommenden Tages sieht, muss er hier weiterrechnen:
307,706123 + 0,356123 = 308,062246 (2. Febr. 2002, 14:30 Uhr MEZ).
Am Tage sieht der Beobachter erst recht nichts, also weiterrechnen:
308,062246 + 0,356123 = 308,418369 (2. Febr. 2002, 23.05 Uhr MEZ)
Das Ergebnis zeigt, dass der Beobachter nach nur viermal Weiterrechnen einen
erneuten Ereigniszeitpunkt gefunden hat. Die Angaben hier sind nur auf zwei Nachkommastellen angegeben. Dies genügt auch, da der Beobachter ca. 2 Stunden vor dem Voraussagezeitpunkt mit der Beobachtung beginnen sollte. Die Rechnung allerdings muss ganz streng mit der ganzen Periode erfolgen, sonst erhält man kein genaues Endergebnis.
Mit Taschenrechner und Computer ist das Weiterrechnen gar nicht mehr kompliziert. Auch hier macht die Übung den Meister. Alle Vorhersagen sind im BAV-Circular 2002 enthalten, welches über die BAV bezogen werden kann (5,- + Porto), ebenso sind alle Angaben zum JD für das gesamte Jahr darin verzeichnet.
Viel Spaß beim Rechnen!
Mit der gegebenen Periode und einem Ausgangs-JD kann man sich nun selbst die weiteren sichtbaren Ereignisse (Minima oder Maxima) ausrechnen. Der geneigte Beobachter zählt zu dem JD die Periode so oft wieder dazu, bis eine weitere Abendoder Nachtsichtbarkeit hervortritt. Wichtig ist hierbei, dass, obwohl das JD um Mitternacht nicht vor dem Komma wechselt, das bürgerliche Datum bei Uhrzeiten nach Mitternacht gewechselt wird.
Beispiel (erfundener Stern) Gegebenes JD: 2452307,35 (1. Febr. 2002, 21.24 Uhr MEZ), Periode des Sterns: 0,356123d
Rechnung: 2452307,35 + 0,356123 = 2452307,706123
Der Einfachheit halber werden die ersten vier Ziffern des JD bei der Rechnung weggelassen. Also:
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SONNEonline
von Andreas Zunker
Seit 1995 hat die VdS-Fachgruppe Sonne im Internet eine Website (http://www.VdSSonne.de). Seit einem Jahr ist nun auch SONNE, das Mitteilungsblatt der Amateursonnenbeobachter, im Netz: http://www.SONNEonline.org
Aktuelle Artikel kann man online schon lesen bevor das neueste Heft gedruckt und verschickt wird. Danach gibt es außerdem die Möglichkeit, sich das Heft herunterzuladen, auszudrucken und wie gewohnt offline zu lesen.
Außerdem bietet SONNEonline momentan folgende Inhalte:
· Übersicht der Arbeitsgruppen und deren aktuelle Beobachtungsdaten
· Downloads
· aktuelle Sonnenbilder, z. B. von SOHO · weitere Online-Veröffentlichungen der
Fachgruppe, z. B. - Einführungsschrift - SONNE-Datenblatt 2000 · viele interessante Links · ein Diskussionsforum · ein Archiv · einen Chat (Donnerstag, 20.30 Uhr)
Ein weiterer Service von SONNEonline ist ,,SONNEnews", eine Mailingliste, die interessante aktuelle Meldungen rund um das Thema Sonne (z. B. auch Flare- und Polarlichtwarnungen) sammelt und weiterleitet. Der überwiegende Teil dieser Mails ist in Englisch. Info und Anmeldung bei SONNEonline unter News. Wie die gedruckte SONNE, so ist auch SONNEonline auf Hinweise, Verbesserungsvorschläge, Anregungen etc. der Leser angewiesen. Auch die aktive Mitarbeit bei der Gestaltung von SONNEonline ist ausdrücklich erwünscht! Surfen Sie doch einfach mal vorbei!
Lichtbrücken - ein kaum beachtetes Phänomen
von Heiko Bromme und Manfred Holl
- Teil 2 -
Im VdS-Journal I / 2001, Seiten 105-108, erschien der erste Teil dieses Berichtes. Dort stellten unsere Autoren das Phänomen der Lichtbrücken vor, beschrieben ihr Erscheinungsbild und ihre Klassifikation und diskutierten die Entstehung und Entwicklung von Lichtbrücken und ihre Beobachtung. Im vorliegenden zweiten Teil des Beitrages wird über LichtbrückenBeobachtungsprogramme und ihre Auswertung berichtet.
5. Beobachtungsprogramme Auf der SONNE-Tagung vom 8. bis 11. Mai 1997 in Berlin wurde das Lichtbrücken-Ressort im Redaktionsstab von SONNE, also innerhalb der VdS-Fachgruppe Sonne von den Unterzeichnern als Vertreter der Beobachtergruppe der Volkssternwarte Wertheim e.V. und der Sektion Sonne der Gesellschaft für volkstümliche Astronomie e. V. (GvA) Hamburg, neu gegründet. Heinz Hilbrecht hatte auf dem Gebiet der Lichtbrücken gerade für den Amateursonnenbeobachter in den 70er und 80er
Jahren wahre Pionierarbeit geleistet, sich später aber nicht mehr darum kümmern können, so dass dieses Aufgabengebiet eine Zeit lang brach lag. Diese Situation sollte nun verändert werden. Nach anfänglichen intensiven Diskussionen innerhalb der Beobachtergruppen und gemeinsam, entweder telefonisch oder beispielsweise auf der ATT in Essen (1998) einigten wir uns auf folgende Ziele der AG Lichtbrücken [9, 10, 11, 12, 13, 14, 15, 16]: · Definition von Lichtbrücken · Sichtbarkeit von Lichtbrücken in
Abhängigkeit von Teleskopöffnung und Seeing · Bestimmung des Lichtbrückentyps · Ermittlung der Lichtbrückenzahl · Praktisches Einarbeiten der Lichtbrückenbeobachter · Übernahme und Weiterentwicklung der Hilbrechtschen Klassifikation · Sammlung und Auswertung von Beobachtungen, Zeichnungen und Fotos.
Die Lichtbrückenzahl Lbz Die Beobachtung und Auswertung von Lichtbrückenerscheinungen beschränkte sich in den letzten Jahrzehnten zumeist auf
Einzeldarstellungen des Phänomens an sich und den Ergebnissen einzelner Beobachter. Das ist natürlich für eine sinnvolle Auswertung wenig hilfreich, die zum Ziel haben sollte, die Häufigkeit von Lichtbrücken, die Verteilung bestimmter Lichtbrückentypen auf die einzelnen Wald-
Neue Kontaktadresse
Mit Beginn dieses Jahres hat die neue Kontaktadresse der Fachgruppe Sonne ihre Arbeit aufgenommen. Für Fragen und Wünsche zum Thema Sonne wenden Sie sich bitte an nachfolgende Adresse. Bitte vergessen Sie bei allen Anfragen nicht das Rückporto.
Steffen Janke Sternfreunde im FEZ e. V. An der Wuhlheide 197 12459 Berlin
An dieser Stelle möchten wir auch Peter Völker ganz herzlich danken, der diese Aufgabe 31 Jahre lang betreut hat!
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Abb. 1: Gesamtübersicht über die Lichtbrückenzahlen 1999
Abb. 2: Lichtbrückenzahlen für die Nordhemisphäre der Sonne im Jahr 1999
Abb. 3: Lichtbrückenzahlen für die Südhemisphäre der Sonne im Jahr 1999
Abb. 4: Gegenüberstellung der Aktivitätsentwicklungen der Relativzahl gegenüber der Lichtbrückenzahl im Jahr 1999.
meierklassen sowie die Entwicklung von Lichtbrücken innerhalb von Fleckengruppen über einen längeren Zeitraum hinweg zu bestimmen. Am 5. Mai 1998 hat es über diese Punkte auf dem monatlichen Treffen der GvASektion Sonne eine sehr intensive Diskussion gegeben, an deren Ende folgende Überlegung stand: Da sich die Häufigkeit von Lichtbrücken und deren Verteilung auf Waldmeierklassen aus den vorhandenen Beobachtungsunterlagen nicht erschließen lassen, weil diese insgesamt zu lückenhaft sind, sollte mit der Bestimmung der Lichtbrückenzahl auswertbares Zahlenmaterial geschaffen werden. Bei der Bestimmung der Lichtbrückenzahl Lbz hat der Beobachter die Aufgabe, neben den üblichen Standardwerten die Zahl der insgesamt auf der Sonne zu beobachtenden Lichtbrücken durch einfache Zählung zu bestimmen. Dies können Beobachter, die Positionen bestimmen, auch getrennt für die Nord- und Südhemisphäre der Sonne vornehmen. Im weiteren soll der Lichtbrückentyp nach Hilbrecht bestimmt wer-
den. Hierzu wurde von einem leider inzwischen verstorbenen Beobachter der GvASektion Sonne ein Vordruck in WORD erstellt, der später von den Wertheimer Sternfreunden ins praktikablere EXCELFormat übertragen wurde. Gegen Übersendung von 3 DM Rückporto an einen der Unterzeichner (Holl) kann der Vordruck bzw. eine Diskette mit der entsprechenden Datei abgefordert werden. Auch eine Übersendung per E-Mail ist möglich. Im Gegensatz zu den Relativzahlen nach Wolf oder Pettis wird bei der Lichtbrückenzahl Lbz (zunächst) auf die Vorgabe einer bestimmten Formel verzichtet, da diese sich erst aus dem sich aufbauenden Zahlenmaterial ableiten soll, wenn überhaupt. Von vornherein einen Faktor wie bei der Wolfschen Relativzahl einzuführen hätte bedeutet, das Ergebnis schon vor der eigentlichen bzw. mit der Datenerhebung zu beeinflussen und das wäre eine wissenschaftlich eher unübliche Vorgehensweise. Auf die erste Auswertung der Lichtbrückenzahl Lbz kommen wir unter Punkt 6 zurück.
Entwicklung von Lichtbrückentypen Die Wertheimer Sternfreunde unter der Leitung von Heiko Bromme beschäftigen sich indes mit der Frage nach der Entwicklung von Lichtbrücken. Hierfür ist es absolut notwendig, die ungefähren Positionen aller Gruppen und Flecken auf ein eigens dafür entwickeltes Formblatt (Tageskarte) einzutragen, damit bei der späteren Auswertung eine richtige Zuordnung der einzelnen Lichtbrücken zu den jeweiligen Fleckengruppen möglich ist. Es reicht ein Einkreisen der Stelle, wo ungefähr die Fleckengruppe auf der Sonne zu sehen ist. Jede Fleckengruppe bekommt hier eine eigene Nummer, die sie bis zur vollständigen Auflösung behält. Die erste Zahl ist die lfd. Nr. im jeweiligen Monat, die zweite Zahl der Monat und die dritte Zahl das Kalenderjahr (z.B. 01/01/99). Eine genaue Positionsbestimmung mittels Ausmessen und Errechnen in Bezug auf das Sonne-Gradnetz ist sinnvoll und nützlich, aber nicht unbedingt erforderlich. Des Weiteren sollen alle vier Himmelsrichtungen bzw. die Rotationsrichtung
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Monat
LBn
LBs
LBg
n
Januar
7,4
3,8
10,1
16
Februar
5,4
3,3
639
19
März
5,1
2,4
7,0
20
April
1,8
3,4
4,1
23
Mai
4,8
1,6
4,5
18
Juni
19,7
7,0
7,6
17
Juli
7,9
6,8
11,8
27
August
8,0
9,9
10,1
14
September 7,0
2,7
7,8
24
Oktober
7,3
8,0
8,9
10
November 0,7
10,0
7,6
8
Dezember
-
-
6,0
6
n'
Re (S.I.D.C.)
16
62,4
14
66,1
20
69,1
19
63,8
16
106,2
3
137,4
25
113,5
8
93,7
23
70,9
3
111,2
3
132,7
0
86,4
Tabelle 2: Monatsmittel 1999 In der Tabelle bedeuten LBn: Lichtbrückenzahl Nordhemisphäre der Sonne, LBs, Südhemisphäre der Sonne, LBg, Gesamtzahl der Lichtbrücken, n = Gesamtzahl der ausgewerteten Lichtbrückenzahlen, n' = Gesamtzahl der ausgewerteten Lichtbrückenzahlen, getrennt nach Nord und Südhemisphäre der Sonne, Re (S.I.D.C.) = Provisorische Relativzahlen des Sunspot Index Data Center in Brüssel, Belgien.
angegeben werden. Alle Zeichnungen von Flecken und Fleckengruppen mit Lichtbrücken sollten auf das Formblatt Lichtbrücken-Protokoll in die Spalte Zeichnungen und Bemerkungen gemacht werden. Dabei ist darauf zu achten, dass beim Zeichnen und Beschriften nicht über das Kästchen hinaus gezeichnet oder beschriftet wird. Dieses Kästchen (jedes getrennt voneinander)
wird von mir in den PC eingescannt und dort verwaltet. Die Zeichnungen sollten daher mit einem geeigneten Stift (ein dünner, spitzer, nicht zu weicher Bleistift, Feinschreiber, Kugelschreiber o.ä.) und in einer dunklen Farbe (schwarz o. ä.) erfolgen. Damit die Entwicklung der einzelnen Lichtbrücken in den Fleckengruppen übersichtlicher verfolgt und ausgewertet werden kann, wird für jede Fleckengruppe ein
Formblatt Lichtbrückenprotokoll angelegt. Es wurden bewusst nur 13 Zeilen gewählt, da eine Fleckengruppe zwischen Auftauchen am Ostrand und Abtauchen am Westrand nicht mehr als 13 Tage zu sehen ist. Es ist auch sinnvoll, bei einer Fleckengruppe, bei der nach Erscheinen am Ostrand erst nach 1-2 Tagen Lichtbrücken sichtbar werden, rückwirkend auf das Formblatt Lichtbrückenprotokoll einzutragen. Das heißt, das erste Erscheinen bzw. den Erstentstehungstag oder erste Sichtung unter lfd. Nr. 1 zu setzen und entsprechend täglich fortzufahren. Werden ein oder mehrere Tage nicht beobachtet, sollte man entsprechend diese lfd. Nr. - Zeilen frei lassen. Die Ermittlung der restlichen Lichtbrücken in den anderen Fleckengruppen kommen ohne Zeichnung auf das Formblatt Lichtbrückenerscheinungen. Gerade jetzt, wo wir uns quasi im Maximum der Sonnenaktivität befinden und die Fleckengruppen immer komplexer werden, ist es kaum noch möglich (oder nur mit erhöhtem Zeitaufwand) jeden Tag jede Fleckengruppe mit Lichtbrücken auf das dafür vorgesehene Formblatt zu zeichnen. Statt dessen schlagen wir vor, A-, B-, einfache C- und D- Gruppen sowie G-, H- und J- Gruppen genauer nach Lichtbrücken zu untersuchen und wenn vorhanden entsprechend zu protokollieren. Für die anderen Gruppen wird eine fotografische Auswertung am PC (in Form von Video-, CCD, oder digitalen Aufnahmen) angestrebt.
Abb. 5: Lichtbrücken Reihe 10 01, Gruppennummer 30\07\00, 28.7.-2.8.2000
Abb. 6: Lichtbrücken Reihe 10 02, Gruppennummer 30\07\00, 4.-9.8.2000
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Abb. 7 (oben): Sonne im weißen Licht am 25.4.2000 um 10:30 MEZ, Aufnahme von Erich Kopowski mit Apochromat 127/1100 mm bei Effektivbrennweite 7,1 m und Objektivfilter ND3Orange 1/500 Sek. belichtet auf TP 2415.
Abb. 8 (rechts): Sonne im weißen Licht am 14.5.2000 um 15:31 MEZ, Aufnahme von Erich Kopowski mit Apochromat 127/1100 mm bei Effektivbrennweite 2,1 m und Objektivfilter ND3-Orange 1/4000 Sek. belichtet auf TP 2415.
Leider gibt es auf diesem Gebiet noch keine oder zu wenig Erfahrungen. Wer natürlich darüber hinaus trotzdem alle Gruppen oder Teile daraus mit Lichtbrücken genau von Hand aufzeichnen möchte, kann es gerne auf dem Formblatt Lichtbrückenerscheinungen in der Spalte Bemerkungen tun. Auch hier bitte daran denken, dass einzelne Zeichnungen von mir eingescannt werden können. Für welche Fleckengruppen letztendlich ein Lichtbrückenprotokoll angelegt wird, ist einem selbst überlassen. Ich mache es meistens, wenn die Fleckengruppe noch ziemlich östlich steht. Bei A- und B- Gruppen lege ich grundsätzlich ein Lichtbrückenprotokoll an, weil es nicht all zu häufig vorkommt und die Lebensdauer der Gruppen sehr kurz sein kann. Alle Lichtbrücken in Flecken mit Penumbren bzw. alle Lichtbrücken in Penumbren werden mit einem großen Buchstaben gekennzeichnet. In Flecken ohne Penumbra bleibt es wie bisher - mit einem kleinem Buchstaben. Auch wenn jetzt mancher sagt, er habe noch keine Lichtbrücken in Flecken ohne Penumbra gesehen. Ich (Heiko Bromme) möchte trotzdem diese Grobeinteilung einführen. Diese Erscheinungen habe ich schon häufig beobachtet und sie werden in Zukunft intensiver von mir untersucht werden. Im Grunde genommen ist es für die Beobachter egal, die keine Lichtbrücken in Flecken ohne
Penumbra sehen, ob sie mit großen oder kleinen Buchstaben typisieren. Noch ein Hinweis bei der Aufnahme von Lichtbrückenklassifizierungen in komplexen und fleckenreichen Gruppen: Sind pro Fleck mehr als 6 Lichtbrücken zu sehen, so ist in der nächsten Zeile in der selben Spalte weiter zu schreiben. Sind in mehr als 5 Flecken Lichtbrücken zu sehen, kann man vom 1. f-Fleck bis zum 4. f-Fleck in der nächsten Zeile 1. f a-Fleck bis 4. f aFleck eintragen. In beiden Fällen muss unter Bemerkung darauf hingewiesen werden. Wer seine Auswertung auf dem PC durchführt und mit den Programmen Excel 97 bzw. Excel 5.0 arbeitet, kann von mir (Bromme) per Mail oder per 3 1/2"-Diskette die nötigen Formblätter erhalten.
6. Die Auswertung der Lichtbrückenzahl für das Jahr 1999
wurde von der GvA-Sektion Sonne (Andreas Pätzold und der Autor) nunmehr durchgeführt [17]. Nach einer Konsolidierungsphase im Jahr 1998 liegt nunmehr die erste komplette Jahresübersicht der Lichtbrückenzahl vor. Im vergangenen Jahr reichten 6 Beobachter insgesamt 353 Lichtbrücken-Zahlen zur Auswertung ein. Leider konnten nicht alle möglichen Beobachtungstage abgedeckt werden, sondern nur 202 (150 für Nord- und SüdBeobachtungen), das entspricht 55,5 % aller möglichen Beobachtungstage. Die Einzelergebnisse sind für eine Veröffentlichung an dieser Stelle zu umfangreich, können aber auf Wunsch bei einem der Autoren (Holl) gegen Beilage des
Beobachter
Dietmar Bannuscher Heiko Bromme Martin Hörenz Manfred Holl Wolfgang Nenno Hugo Stetter
Instrument
Refl. 254/1300 mm Refr. 155/1402 mm Refr. 63/840 mm Refr. 80/400 mm Refr. 90/1000 mm Refr. 125/1875 mm
Anzahl der Beobachtungen
75 88 37 13 25 115
Tabelle 3: Lichtbrückenbeobachtungen 1999.
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Rückportos (3 DM) auf Diskette abgefordert oder per E-Mail übersandt werden. In Tabelle 2 sind daher lediglich die durchschnittlichen Monatsmittel aufgeführt, Tabelle 3 gibt Auskunft über die beteiligten Sonnenbeobachter, ihre eingesetzten Instrumente und die Gesamtzahl ihrer Lichtbrückenbeobachtungen im Jahr 1999. Zwischen der Zahlenreihe der provisorischen Relativzahlen des S.I.D.C und den von den Lichtbrücken-Beobachtern eingereichten Daten scheint es keinen signifikanten Zusammenhang zu geben. Sieht man sich die Einzelergebnisse in Tabelle 2 einmal genauer an, so stellt man zwischen der Gesamtzahl LBg und der Vergleichsreihe keinen auffälligen Zusammenhang fest, so steigt LBg an, wo Re abnimmt (Juni/Juli) und umgekehrt (Januar/Februar). Andererseits verlaufen Anstiege und Abstiege bei LBg wesentlich flacher, als bei den Relativzahlen. Und manchmal steigen die Lichtbrückenzahlen mit den Re-Werten an, was man eigentlich auch erwarten müsste, da statistisch gesehen bei einer höheren Relativzahl mehr Fleckengruppen auf der Sonne vorhanden sind, die auch Lichtbrücken hervorbringen. Das kann aber auch ein reiner Auswahleffekt sein, der dadurch entsteht, dass z. B. in den Sommermonaten einfach aufgrund des höheren Sonnenstandes mehr beobachtet und daher dann auch mehr Lichtbrücken gesehen werden. Der momentane Höchststand der Sonnenaktivität ist dabei ein ebenso wenig zu vernachlässigender Faktor. Zu bedenken ist auch, dass nur für einen Teil der möglichen Beobachtungstage auch tatsächlich Daten vorliegen, noch dazu mit den unterschiedlichsten Instrumenten. Daher ist es sehr wahrscheinlich, dass die Antikorrelationen nur vorgetäuscht werden, also auf einem Scheineffekt beruhen.
7. Fazit und Ausblicke Die Bestimmung der Lichtbrückenzahl und die Beobachtung der Entwicklung von Lichtbrückentypen stehen noch ganz am Anfang, so dass langfristige Aussagen derzeit noch nicht möglich sind. Auch planen Heiko Bromme und Wolfgang Nenno, die Einrichtungen der VdS-Sternwarte Kirchheim dazu zu nutzen, einmal die Entwicklung von Lichtbrücken innerhalb einer Fleckengruppe von Sonnenaufgang bis Sonnenuntergang zu verfolgen. Wir möchten hier am Schluss ambitionierte Sonnenbeobachter aufrufen, sich je nach Interessenlage mit einem der Unterzeichner in Verbindung zu setzen
Abb. 9: Sonne im weißen Licht am 14.5.2000 um 15:30 MEZ, Aufnahme von Erich Kopowski mit Apochromat 127/1100 mm bei Effektivbrennweite 7,1 m und Objektivfilter ND3-Orange 1/1000 Sek. belichtet auf TP 2415.
Literaturhinweise
[1] Heinz Hilbrecht: ,,Lichtbrücken - ein wiederentdecktes Beobachtungsgebiet für den Amateur", SONNE 2, Juni 1977, 72f
[2] Udo Reffke: ,,Zerstörung eines Sonnenflecks durch Lichtbrücken", SONNE 13, April 1980, 17
[3] Ludwig Sienel: ,,Lichtbrücke - oder Weißlichtflare?", SONNE 24, September 1982, 168
[4] Heinz Hilbrecht: ,,Lichtbrücken" Handbuch für Sonnenbeobachter, Berlin/Bonn (1982), 403ff
[5] Heinz Hilbrecht: ,,Lichtbrücken" in ,,Die Sonne beobachten", 129 ff, Heidelberg (1999)
[6] Heinz Hilbrecht: ,,Verteilungsstatistik der Lichtbrücken", SONNE 4, November 1977, 145ff
[7] Heinz Hilbrecht: ,,Lichtbrücken", Kapitel 5.4 in: Sonne beobachten, Astropraxis, SuW-Taschenbuch, Hüthig-Verlag (1999), 129ff
[8] Dieter Brauckhoff: ,,Lichtbrücken - Erfahrungen und Ergebnisse nach zweijähriger Beobachtung", SONNE 34, Juli 1985, 34ff
[9] Heiko Bromme, Manfred Holl: Beobachternetz Lichtbrücken, SONNE 82, 169
[10] Manfred Holl: Sektion Sonne, Sternkieker 170 (3/97), 114
[11] Heiko Bromme, Manfred Holl:
Lichtbrücken aktuell, SONNE 84, 234, und SONNE 87, 82 [12] Manfred Holl: Sektion Sonne, Sternkieker 172 (1/98), 8 [13] Manfred Holl: Jahresbericht 1997 der GvA-Sektion Sonne, Sternkieker 173 (2/98), 80f [14] Heiko Bromme, Manfred Holl: Ein neues Lichtbrückenprogramm, SONNE 86, 55 [15] Manfred Holl: Sonne aktuell, Sternkieker 174 (3/98), 129f [16] Heiko Bromme, Manfred Holl: Lichtbrücken, SONNE 94, 39 [17] Manfred Holl: Lichtbrücken-Auswertung 1999, SONNE 94, 43
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Eine gekühlte CCD-Kamera am Protuberanzenansatz
von Richard Robitschek
Seit Jahren bemühe ich mich, für die Rubrik ,,Sonne" einer italienischen astronomischen Sachzeitschrift aktuelle Fotos unter dem Motto ,,Protuberanz des Monats" zu liefern. Die Technik war anfangs die übliche: Refraktor, BaaderAnsatz nach Lille, Technical Pan usw. Gestresst durch den Zeitaufwand und der Erkenntnis, dass dem Qualitätsgewinn Grenzen gesteckt waren, faszinierten mich die Digitalaufnahmen der professionellen Sonnenobservatorien, die ja die Fototechnik, soweit mir bekannt, vollständig verlassen haben. So drängte sich spontan der Gedanke auf, es auch digital zu versuchen. Dazu kam noch folgende Überlegung: das in Sachzeitschriften veröffentlichte Bildmaterial über die Sonnenaktivität der Amateure besteht fast ausschließlich aus Fotos. Was alle tun, zum Teil mit besseren Geräten und unter günstigeren atmosphärischen Bedingungen, ist unmotivierend. Wolfgang Lille, dem ich meine Gedanken anvertraute, meinte dazu, dass sich hier die Gelegenheit böte, Erstlingsarbeit zu leisten. Also nichts wie ran!
Eines stand von Anfang an fest: es sollten keine eklatanten Kunstwerke höchster Auflösung geschaffen werden, sondern mit minimalen Aufwand, unter weitgehender Verwendung der vorhandenen Ausrüstung, laufend die Aktivität am Sonnenrand überwacht und in möglichst professioneller Qualität dokumentiert werden. Und dies im Dateiformat, ungescannt, wie es die Redaktionen verlangen. Ein schöner Farbausdruck auf Hochglanzpapier war damals noch ein Wunschtraum, ist aber inzwischen kein Problem mehr.
Diese Zielbegrenzung stellte auch die Beschaffung eines Daystar- bzw. Coronadofilter mit 0,5 Å HWB außer Frage, nicht nur aus Kostengründen, sondern weil der Ansatz nach Lille mit Kegelblende auch schwächere Protuberanzen heller und kontrastreicher erscheinen lässt. Meine Ausrüstung bestand zu jener Zeit aus einem parallaktisch montierten ZeissAS Refraktor 80/1200 und dem oben genannten Protuberanzenansatz mit 1,5 Å H Filter. Ein Herschelprisma für die
Sonnenfleckenbeobachtung war auch vorhanden, jedoch im Programm auf später verschoben. Als Kamera stand eine kleine, einstufig gekühlte SW Starlight Xpress MX512 (unter 2.000 DM!) mit relativ kleinen Pixeln 12,6 x 9,6 µ, die im Raster 290 x 510 eine für die Äquivalentbrennweite gerade noch ausreichende Auflösung versprachen. Die Verwendung dieser Kamera erforderte noch verschiedenes Zubehör, u. a. ein Kippspiegel mit ERF Filter, ein Compur-Zentralverschluss und ein als Exzenter dienender Fokussierschlitten, mit Zahntrieb (!) aus einem ausgedienten Comet-Catcher. Auch der Baader-Ansatz musste sich eine Umrüstung in Gestalt
Abb. 1: 21.9.2001, 13:20 UT, ruhende Sonnenprotuberanz im H Licht, Achromat AK 125/1300 mm, CCD Kamera MX512, Ansatz nach Lille-Baader, Äquivalentbrennweite 2.500 mm, Belichtung 1/125 s, Ort : Lanzo d'Intelvi, Italien.
Abb. 2: 21.9.2001, 13:29 UT, die gleiche Protuberanz wie Abb.1 nach 9 Min., Daten wie Abb1.
Abb. 3: 21.9.2001, 13:42 UT, die gleiche Protuberanz wie Abb.1 nach 22 Min., Daten wie Abb. 1.
eines Projektionsobjektivs mit verlängerter Brennweite gefallen lassen. Alle Teile, mit Ausnahme des ERF-Filters, stammten aus dem Gebrauchthandel, allerdings mussten verschiedene Gewindeadapter und Schwalbenringe neu gedreht werden. Die Umrüstung erforderte einige Zeit, aber im Frühjahr 2000 war es endlich soweit, dass First Light aus Protuberanzen gegeben werden konnte. Der Erfolg übertraf meine kühnsten Erwartungen. Nach Optimierung von Fokus und Belichtungszeiten erhielt ich auf dem Bildschirm meines PC nach einfachster Bearbeitung Abbildungen von fotografisch bis dahin unerreichter Schärfe, Auflösung und Dynamik. Eine
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Abb. 4: (a) 14.10.2001, 14:27 UT, eruptive Sonnenprotuberanz, Daten wie Abb. 1 (b) Das Falschfarbenbild vermittelt Informationen über die Verteilung der heißesten und dichtesten Partien der leuchtenden Gaswolke.
Beschreibung der Apparatur erschien kurz danach im Mitteilungsblatt der Fachgruppe Sonne 97, 109 (2000).
Durch dieses unverhoffte Resultat angespornt bat ich Wolfgang Lille, mir einen größeren Refraktor mit AK Objektiv 125/1300 mm von Lichtenknecker zu fertigen. Auch am Ansatz wurden einige Verbesserungen eingeführt und u. a. die Äquivalentbrennweite auf 2,5 m erhöht. Die Leistungsfähigkeit der Geräte kann aus den hier vorgestellten Abbildungen beurteilt werden. Das Rohbild sieht zunächst nicht besser aus als ein Foto, kann aber noch im FITS-Format mit Stretchen und
milder unscharfer Maskierung schnell und wirksam bearbeitet werden. Das so gewonnene Primärbild 6 cm x 4,4 cm weist nach Umformatierung auf TIF eine Auflösung von 85 Pixel / cm aus, und kann unter günstigen Bedingungen bis auf 12 cm x 9 cm nachvergrößert und ausgedruckt werden. Die Bildqualität mag dann höheren Ansprüchen nicht mehr ganz genügen. Mit Mosaiktechnik erzielte ich gelegentlich eine erheblich verbesserte Auflösung, allerdings auf Kosten des Abbildungsmaßstabs. Der entsprechende Aufwand würde jedoch über die eingangs aufgestellte Zielsetzung einer einfachen und unmittelbaren Überwachungsmethodik hinausgehen.
Abb.5: Der umgebaute Protuberanzenansatz in der Sternwarte des Autors in Lanzo d'Intelvi.
Weitere Bearbeitung wie Drehung, Beschneidung, Beschriftung und Simulierung der H-Farbe (letzteres nicht anders wie es die Profis tun!) geschieht anschließend mit den bearbeitungsüblichen Grafik-Programmen, in meinem Fall eine alte ADOBE Version 5.0. Komplizierteren Algorithmen gehe ich aus dem Wege, nur gelegentlich, wenn es sich wirklich lohnt, lasse ich eine automatische Deconvolution (maximale Entropie) laufen, z. B. über ASTROART. Ein Nachteil muss in Kauf genommen werden: die MX512 liefert als einstufig gekühlte Kamera über 25 Grad C Umgebungstemperatur im Schatten keine Bilder mehr! Abschließend kann ich das beschriebene Verfahren allen empfehlen, die an systematischer Beobachtung der Sonnenprotuberanzen interessiert sind. Die Komponenten sind im Handel erhältlich und der Zusammenbau ist relativ einfach. Zusätzlich zu den Vorteilen der Ablage in Dateien wird die digitale Bildbearbeitung mit dem Hintergrundsrauschen leichter fertig und stellt somit geringere Ansprüche an Sicht und Streulicht im Teleskop und Ansatz. Dabei soll nicht verschwiegen werden, dass hier eine Behelfslösung mit einer für Kurzzeitbelichtung nicht konstruierten Kamera vorgestellt wird. Die Vorteile der digitalen Bildaufnahme gegenüber der chemischen Photographie sind damit noch lange nicht ausgeschöpft. Die neuere Entwicklung der Digital- und Videokameras, zu erschwinglichen Preisen und immer weiter gefächerter Leistungspalette, ist eine Quelle weiteren Fortschritts!
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Astronomisches Sommerlager - ASL 2002
von Iris Fleischer und Oliver Jahreis
Unser Jugendlager hat sich etabliert und findet regen Zuspruch. Mittlerweile im dritten Jahr laden wir über 50 Jugendliche zwischen 14 und 24 Jahren ins Schullandheim Hobbach bei Aschaffenburg ein. In den zwei Wochen zwischen dem 27.7. und 10.8.2002 bieten wir ein vielfältiges Programm für Anfänger und Fortgeschrittene, Theoretiker und Beobachter an. In über 10 Arbeitsgruppen werden verschiedene naturwissenschaftliche Themengebiete intensiv behandelt. Mit fünf Tagen Dauer sind die Arbeitsgruppen der wichtigste Programmpunkt. Jeder Teilnehmer nimmt im Verlauf des Camps an zwei Arbeitsgruppen teil.
Für die Anfänger gibt es wie immer die ,,Einführung in die Astronomie". Die AG ,,Planeten" wird das Sonnensystem unter die Lupe nehmen, während es bei ,,Sternphysik" um die Entwicklung der Gestirne geht. In der AG ,,Exobiologie" erfährt man, welche Voraussetzungen erfüllt werden
müssen, um Leben möglich zu machen. Wer seinen Computer für die Beobachtung nutzen möchte, kann in der AG ,,Astronomie am PC" die Möglichkeiten dazu kennen lernen. Die AG, in der wohl am meisten experimentiert wird, ist ,,Physik im Alltag". Dem Dauerbrenner-AG ,,Astrofotografie" steht sogar ein eigenes Fotolabor zur Verfügung. Bei ,,Pseudowissenschaften" werden umstrittene Theorien kritisch hinterleuchtet und wissenschaftlich betrachtet. Für eher theoretisch Interessierte werden die Arbeitsgruppen, ,,Quantentheorie", ,,Kosmochemie" und die Klassiker-AG ,,Kosmologie" angeboten. Auch in diesem Jahr erwarten wir wieder namhafte Wissenschaftler von Universitäten und Forschungseinrichtungen. Sie werden über ihr Fachgebiet referieren und für Fragen und Diskussionen zur Verfügung stehen. Auch Teilnehmer und Amateurastronomen werden über ihre Erfahrungen berichten und viele Tipps geben.
Selbstverständlich kommt die Praxis nicht zu kurz. Die Workshops werden nicht nur von Teilnehmern und dem Leiterteam angeboten, auch die erfahrenen Amateurastronomen und Wissenschaftler werden Projekte anbieten. Außerdem bieten einige VdS-Fachgruppen Anleitungen zum Einstieg in ihr Fachgebiet an. Die Palette reicht von ,,Raketenbau", ,,Basteln astronomischer Geräte" über ,,Frisieren von Kaufhausteleskopen" sowie ,,Astrofotografie mit der Webcam" bis hin zu ,,Einstieg in die Spektroskopie" oder ,,Beobachtung veränderlicher Sterne". Doch auch kreative Themen wie Zeichnen, die Gestaltung der Internetseiten über das Camp oder eine Theatergruppe werden angeboten. Für jeden ist da etwas dabei!
Bei der Präsentation der Arbeitsgruppen und Workshops hat jeder die Gelegenheit, das Camp aktiv mit zu gestalten und einen Überblick über die Ergebnisse der anderen Teilnehmer zu erhalten. Insbesondere ist
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jeder dazu eingeladen, Berichte zu verfassen, die im VdS-Journal III / 2002 mit dem Schwerpunktthema Jugend erscheinen sollen. Jede Menge Anregungen und Gelegenheit zum Üben gibt es dabei in der campeigenen ,,Freien-Astronomischen-SommerPresse" (FASP).
Die Nächte werden so oft wie möglich zum Beobachten genutzt. Dazu gibt es rund um das Schullandheim mehrere dunkle Plätze mit guter Sicht um Teleskope aufzustellen oder den nächtlichen Himmel mit bloßem Auge und Feldstecher zu genießen. Viele Teilnehmer bringen ihre eigene Ausrüstung mit.
noch mehr neue Objekte kennen zu lernen gibt es auch. Einige Amateure kommen eigens nur dafür ins ASL und bringen so ziemlich alle Arten und Größen von mobilen Teleskopen bis hin zum 20-ZollDobson mit.
Beim allabendlichen NAP (Nicht-Astronomisches-Programm) steht der Spaß im Mittelpunkt. Meist geht es vollkommen unwissenschaftlich zur Sache, man lernt andere Teilnehmer und jede Menge lustige Spiele kennen. Wer auch mal seine müden Knochen bewegen will, kann dies auf den Sportanlagen oder in der Turnhalle des Schullandheims tun.
Ausführliche Informationen über das nächste und vergangene VdS-Jugendlager gibt es auf der ASL-Homepage unter: www.vds-astro-jugend.de/sommerlager Außerdem kann ein Infoheft bei folgender Adresse bestellt werden:
VdS-Jugendreferat Susanne Hoffmann Carl-von-Ossietzky-Str. 5 14471 Potsdam Email: infoheft@vds-astro-jugend.de
Diejenigen, die noch kein eigenes Beobachtungsgerät haben, können die von den Firmen Vehrenberg, BaaderPlanetarium, Intercon-Spacetec und TeleOptic zur Verfügung gestellten Geräte ausführlich testen und so Erfahrungen beim Umgang mit einem Teleskop sammeln. Gelegenheit mit erfahrenen Beobachtern an größeren Teleskope zu beobachten und
Dieses Jahr fahren wir auch noch für einen Tag nach Frankfurt. Selbstverständlich kann man einkaufen gehen und sich die Stadt ansehen. Zusammen mit dem Physikalischen Verein werden wir aber auch ein alternatives Programm bieten. Zum Beispiel haben wir Freikarten für das Senckenberg-Museum.
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Neues aus der Fachgruppe ,,Populäre Grenzgebiete"
von Edgar Wunder
Das mit Abstand auflagenstärkste und somit populärste deutschsprachige Buch der 90er Jahre, in dem Astronomisches behandelt wurde, hieß: ,,Vom richtigen Zeitpunkt - Die Anwendung des Mondkalenders im täglichen Leben". In diesem Millionen-Bestseller geben die Autoren Johanna Paungger und Thomas Poppe Ratschläge, welche menschlichen Aktivitäten zu welcher Mondphase unternommen oder unterlassen werden sollten, um möglichst erfolgreich zu sein. Beispielsweise solle man Wäsche vorzugsweise bei abnehmendem Mond waschen, weil zu dieser Zeit auch die Flecken leicht abnehmen. Andere in diesem Buch enthaltene Ratschläge sind geeignet, Menschen zu verängstigen, indem Unheil angedroht wird, falls etwas zur falschen Mondphase getan werde. Beispielsweise wird davor gewarnt, sich bei Vollmond einer Operation oder anderen medizinischen Eingriffen zu unterziehen, da dann das Komplikationsrisiko und die Gefahr schwer stillbarer Blutungen deutlich erhöht und die Genesungszeit wesentlich länger sei. Auch Operationen bei zunehmendem Mond oder bei Mondständen in bestimmten Tierkreiszeichen seien in dieser Hinsicht problematisch. Wie mir von verschiedenen Chirurgen berichtet wurde, sei es der ,,Erfolg" dieses Buches, dass es seit einigen Jahren immer mehr Patienten gibt, die vor einem ohnehin belastenden, schweren medizinischen Eingriff völlig verängstigt die Operation kurzfristig absagen wollen, nachdem sie bemerken, dass am Operationstag Volloder zunehmender Mond ist. Um solchen Ängsten fundiert begegnen zu können, unternahm ich zusammen mit einem österreichischen Chirurgen eine umfassende empirische Studie, bei der 228 Knie- und Hüftoperationen, die im Laufe eines Kalenderjahres am Landeskrankenhaus Kirchdorf/Krems (Oberösterreich) durchgeführt wurden, hinsichtlich eventueller Effekte der Mondphasen untersucht wurden. Das Ergebnis überrascht nicht: Weder war bei den von Paungger und Poppe als kritisch angegebenen Mondphasen oder Mondstellungen in den Tierkreiszeichen die Komplikationsquote erhöht, noch wurden mehr Blutkonserven
benötigt, um Blutungen zu kompensieren, noch war die Verweildauer im Spital (als Indikator für die Genesungszeit) verlängert. Die Behauptungen von Paungger und Poppe können also guten Gewissens als empirisch unhaltbar zurückgewiesen werden.
Abb. 1: Der Millionen-Bestseller "Vom richtigen Zeitpunkt" - eine populäre Quelle modernen Mond-Aberglaubens.
Hier entsprechend aufklärend zu wirken, ist sicher auch eine Aufgabe der astronomischen Volksbildungsarbeit, zumal man z.B. an Volkssternwarten immer wieder auf diverse behauptete Mondeinflüsse auf den Menschen angesprochen wird. Dazu muss man aber auch gut informiert sein, sowohl über die entsprechenden Behauptungen als auch über Untersuchungen, in denen diese überprüft wurden. Spott und bloße Erklärungen, dass etwas nicht sein könne, sind die Argumente des Dogmatikers, die oft auch als solche erkannt werden und deshalb nicht verfangen. Deshalb möchte ich jenen, die dieses Thema in der Öffentlichkeit aufgreifen möchten, die Lektüre der ausführlichen Fassung der Studie (18 Seiten) ans Herz legen, die in Ausgabe 1/2002 der ,,Zeitschrift für Anomalistik" (http://www.anomalistik.de) erschienen ist. Sie enthält nicht nur eine detaillierte stati-
stische Analyse, sondern auch einen historischen Überblick zur Geschichte solcher Mond-Glaubenssysteme sowie zu weiteren empirischen Untersuchungen, die zu diesem Themenkreis durchgeführt wurden. Um hier weitere Fortbildungsmöglichkeiten für Amateurastronomen und andere astronomisch Interessierte zu bieten, wurden im Jahr 2002 von der Fachgruppe bereits zwei Ganztages-Seminare zu zwei Themen durchgeführt, auf die der Astronom zu seinem Leidwesen in der Öffentlichkeit immer angesprochen wird: Astrologie und UFOs. Beide Fortbildungsseminare fanden mit gutem Erfolg (37 bzw. 24 Teilnehmer) an den Sternwarten in Nürnberg bzw. Heilbronn statt (vgl. Sterne und Weltraum 7/2001, S. 594). Für die Zukunft ist geplant, ähnliche Seminare zu diesen und verwandten Themen turnusmäßig alle zwei Jahre an wechselnden Orten anzubieten. Sie werden von der Fachgruppe, die von mir koordiniert und aus einem lockeren Netzwerk von VdSMitgliedern besteht, in Zusammenarbeit mit dem Verein Forum Parawissenschaften e.V. organisiert, dessen Geschäftsführer ich auch bin. Am 13. Juli 2002 wird in Braunschweig zunächst einmal ein Fortbildungsseminar zum Thema ,,Parapsychologie" stattfinden, das zwar nicht unmittelbar astronomischen Bezug hat, jedoch im Kontext astrologischer Behauptungen immer wieder einmal auftaucht. Anfang 2003 wird dann im süddeutschen Raum von uns eine größere Tagung zum Thema ,,Die religiöse Dimension des Außerirdischen" ausgerichtet werden. Dabei geht es um versteckte religiöse und andere weltanschauliche Elemente, die in Science Fiction, in Spekulationen über außerirdisches Leben, im UFO-Mythos oder auch in diversen ufologischen Sektenbildungen zu beobachten sind, wozu u. a. prominente Religionswissenschaftler referieren und sich der Diskussion stellen werden. Wer an näheren Informationen zu diesen Veranstaltungen interessiert ist, kann sich gerne an mich wenden.
Edgar Wunder Heidelberger Straße 16 69207 Sandhausen
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Aktuelles aus der Fachgruppe DARK SKY Initiative gegen Lichtverschmutzung
von Andreas Hänel und Torsten Güths
Der Nachthimmel über Deutschland wird stetig heller! Öffentliche Beleuchtung wird - oft aus falsch verstandenem Sicherheitsdenken - weiter ausgedehnt. Leuchtreklame wird aggressiver und durch neue Spielarten ergänzt. Sogenannte ,,Lichtkunst" soll die Nacht erhellen und immer mehr Privatleute meinen, ihren Garten beleuchten zu müssen. Dennoch: Die Anliegen der Astronomen allgemein, unserer Fachgruppe und der Naturschützer, die um die nachtaktive Tierwelt bangen, werden besonders durch die Lichtverschmutzungskarten von Pierantonio Cinzano von der Presse mit großem Interesse aufgenommen. So erschienen zum Beispiel in der Süddeutschen Zeitung, im Hörfunk des Bayrischen Rundfunks und im Arte-TV umfassende Reportagen zur Lichtverschmutzungsproblematik. Aktivitäten in anderen Ländern lassen etwas Hoffnung schöpfen: Sie gipfeln in den ersten Lichtverschmutzungsgesetzen, erlassen in der Lombardei in Italien und in Katalonien, denen weitere Regionen Spaniens folgen sollen. Eine Bestätigung, daß Licht ein Ärgernis sein kann, erhielt die deutsche Öffentlichkeit durch das Wiesbadener Urteil zu einem Nachbarschaftsstreit um eine blendende 40-W-Lampe. Doch hoffentlich müssen nicht viele Sternfreunde eine solche Meinungsverschiedenheit vor dem Kadi austragen, um ihrem Hobby nachzugehen, oder gar zu Hilfsmitteln greifen, wie in der Karikatur im letzten VdSJournal auf Seite 129 humorvoll gezeigt wurde. Um neben unseren Aufklärungsaktivitäten auch den nötigen Einblick in das Ausmaß der derzeitigen Lichtverschmutzung zu erhalten, fehlt zuverlässiges Datenmaterial. Das kann nach der Methode gewonnen werden, wie sie Heinz Kerner in seinem nachfolgenden Artikel beschreibt. Um jedoch ein quantitativ vergleichbares Datenmaterial zu erhalten, möchten wir zusätzlich alle Sternfreunde bitten, an der im Folgenden dargestellten Grenzhelligkeitsaktion der Fachgruppe mitzuwirken. Nehmen Sie bitte rege daran teil! Verläuft sie nämlich erfolgreich, wollen wir versuchen, das Datenmaterial auch von breiteren Bevölkerungsschichten gewinnen zu lassen. Auf diese Weise versprechen wir
uns eine stärkere Sensibilisierung der Allgemeinheit auf die Auswirkung der Lichtverschmutzung! Noch ein wichtiger Hinweis: Die Fachgruppe Dark Sky trifft sich wieder im Rahmen des Vogelsberger ITV's am Samstag, den 11. Mai, um 14 Uhr im Johannishof in Stumpertenrod. Alle Interessierten
Abb. 1: Lichtverschmutzung durch Lichtkunst: Aus Anlass des 100jährigen Bestehens der Stadtwerke war in Osnabrück für etwa 2 Monate ein Laser installiert. In einer klaren Nacht erstreckte sich der Strahl selbst in 20 Kilometern Entfernung noch über den ganzen Himmel und war im Zenit heller als die meisten astronomischen Objekte (Milchstraße und Andromeda-Nebel).
sind zu einem Informationsaustausch herzlich eingeladen!
Webadressen zum Thema: http://lightpollution.it http://www.lichtverschmutzung.de http://www.physik.uni-osnabrueck.de/ ~ahaenel/darksky/aktuel.htm
Okay... du sagen: alte ZEISSRefraktor sein DEUTSCHE Wertarbeit... Ich sagen: diese Rotwein sein ITALIENISCHE Wertarbeit... noooo... nix trinken,
könne putze Linse von Refraktor... nix besser!!!"
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Wie viele Sterne sehen wir noch?
- Ein Projekt zur Bestimmung von Grenzhelligkeiten
von Andreas Hänel
Um zuverlässiges Datenmaterial für Maßnahmen gegen die Lichtverschmutzung zu sammeln sollten möglichst viele Sternfreunde und Amateure an dieser Aktion teilnehmen! Alle Amateurastronom klagen über die zunehmende Lichtverschmutzung, besonders in den letzten Jahren konnte ein immer ungehemmterer Umgang mit Licht beobachtet werden. Immer mehr und aggressivere Lichtwerbung, immer hellere Straßenlampen, die mehr Sicherheit suggerieren sollen, wobei auch möglichst die letzte dunkle Ecke ausgeleuchtet werden soll. Dabei wird sehr viel Licht in Richtung Himmel gelenkt und trägt durch Streuung in der Lufthülle zur Aufhellung des Himmels bei. Die Himmels-Hintergrundshelligkeit steigt an, dadurch nimmt die Grenzhelligkeit zu und damit die Zahl der sichtbaren Sterne ab. Leider gibt es kaum ausführlichere Messungen, etwa sich über mehrere Jahre erstreckende Messreihen der HimmelsHintergrundshelligkeit. Experimente, die Grenzhelligkeiten zu
bestimmen, gab es in den vergangenen Jahren mehrere, in Großbritannien 1996 (Starwatch), in Europa 1996 (im Rahmen von Astronomy online), in Österreich 2001 (www.astro.univie.ac.at/~scw/). Kürzlich ist eine Arbeit von P. Cinzano, F. Falchi und C. D. Elvidge erschienen, in der die Grenzhelligkeiten in Europa berechnet wurden (zu finden auch im Internet unter www.lightpollution.it/dmsp/index.html). Ausgehend von den Nachtaufnahmen der amerikanischen Verteidigungs-WetterSatelliten (DMSP) wurde die Streuung des Lichts in der Atmosphäre modelliert und die Himmelshintergrunds-Helligkeit und die Grenzhelligkeit berechnet. Diese Karten fordern zu einem Experiment heraus: Welche Grenzhelligkeit ist an einem bestimmten Ort erreichbar und in wie weit stimmt diese Grenzhelligkeiten mit den Modellrechnungen überein? Wenn möglichst viele Sternfreunde in ganz Deutschland an dem Projekt teilnehmen, könnte trotz vieler Unsicherheiten ein Vergleich mit den Vorhersagen von Cinzano u. a.
ermöglicht werden. Zudem würde damit verstärkt auf das Problem der Lichtverschmutzung aufmerksam gemacht werden, besonders wenn in einer Fortsetzung des Experiment einmal breitere Bevölkerungsschichten angesprochen werden sollen.
Wie soll die Grenzhelligkeit bestimmt werden? Am sinnvollsten wäre eine Helligkeitssequenz nahe dem Zenit, die möglichst in einer bestimmten Nacht beobachtet wird. Da dies nur schwer realisierbar ist, soll so vorgegangen werden: In einer mondlosen, möglichst klaren Nacht soll die Grenzhelligkeit im Kleinen Wagen (Ursa Minor) mit Hilfe der Karte bestimmt werden. Dabei ist es wichtig, eine Nacht mit möglichst guten atmosphärischen Bedingungen auszuwählen. In Norddeutschland sollten natürlich die Nächte der Mitternachtsdämmerung vermieden werden. Es sollte aber auf jeden Fall nicht nur von einem dunklen Beobachtungsplatz aus beobachtet werden, denn auch die Grenzhelligkeiten in Städten sind
Beobachter: Adresse:
Bestimmung der Grenzhelligkeit im Kleinen Wagen
Name: Straße PLZ, Ort email
Beobachtungsort: geografische Koordinaten: Beobachtungszeit (MEZ): beobachtete Grenzhelligkeit: Beobachtungsbedingungen: Störende Lichtquellen:
Länge h
Atmosphäre: Art:
Breite m
Richtung:
weitere Anmerkungen:
zurück an:
Dr. Andreas Hänel Am Sportplatz 7 D-49124 Georgsmarienhütte oder als E-Mail: ahaenel@uos.de
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für einen Vergleich wichtig! Vermieden werden sollte allerdings die Nachbarschaft zu starken lokalen Aufhellungen (etwa
Abb. 1: Der Kleine Wagen mit den Vergleichssternen, wobei die Dezimalpunkte bei den Helligkeiten weggelassen wurden.
erleuchteter Sportplatz, Einkaufszentrum). Selbstverständlich kann ein Beobachter auch Grenzhelligkeiten von unterschiedli-
chen Orten, deren Position aber möglichst genau anzugeben ist, mitteilen, auch Aufzeichnungen aus dem Beobachtungsbuch, wenn sie nicht Jahre zurückliegen, können verwendet werden. Alle notwendigen Informationen sollten dann im Internet unter www.astro-os.de oder www.lichtverschmutzung.de in ein Formular eingetragen werden. Dieser Weg ist vorzuziehen, um die Auswertung möglichst einfach zu gestalten. Andernfalls können folgende Angaben auch per email an ahaenel@uos.de oder notfalls auch per Post an mich geschickt werden, wobei die kursiv gedruckten Angaben unbedingt notwendig sind. Die Fachgruppe DARK SKY hofft, bis November genügend Beobachtungen zusammenzubekommen, um eine Karte der beobachteten Grenzhelligkeiten und damit der Lichtverschmutzung in Deutschland zu erhalten. In einem zweiten Schritt soll dann versucht werden, weitere Bevölkerungskreise einzubeziehen und auf diese Weise auf das Problem der Lichtverschmutzung aufmerksam zu machen.
Wie dunkel ist Ihr Himmel wirklich?
von Heinz Kerner
Es gibt kaum noch Bereiche der AmateurAstronomie, die nicht von der zunehmenden Aufhellung des Nachthimmels durch künstliche Lichtquellen beeinträchtigt werden. Viele Anfänger aber auch fortgeschrittene Sternfreunde überschätzen die Qualität des Himmels an ihrem Beobachtungsort, weil sie einen wirklich dunklen Himmel noch nicht erlebt haben. Hat man einmal die Gelegenheit einen solchen zu sehen (Kanarische Inseln, Namibia), erfährt man regelrecht einen Schock. Als Maß für die Güte des Nachthimmels wird häufig die visuelle Grenzsternhelligkeit, die Helligkeit der schwächsten, mit dem bloßen Auge gerade noch sichtbaren Sterne, angegeben [1]. Die visuelle Grenzsternhelligkeit ist aber ein sehr subjektives Maß und stark von der individuellen Sehleistung abhängig. Flächenhafte Objekte wie Galaxien, Kometen und Nebel leiden darüber hinaus in ihrer Sichtbarkeit viel stärker unter der Himmelsaufhellung als Sterne und ,,ertrinken" schneller im Himmelshintergrund. John Bortle aus Amerika, bekannter Beobachter von Kometen und veränderlichen Sternen mit fast 50jähriger Beobach tungserfahrung, hat sich zu diesem Thema Gedanken gemacht und eine Nachthimmel-
Klassifikation mit sehr treffender Beschreibung vorgelegt [2]. Versuchen Sie doch einmal, die Güte des Himmels an Ihrem Beobachtungsort anhand der nachfolgenden Skala zu bestimmen. Ich fürchte, viele Sternfreunde werden die Beurteilung ihres Himmels korrigieren müssen.
Die Dark-Sky Skala nach Bortle Klasse 1: Ort mit exzellentem
dunklem Himmel Zodiakallicht, Gegenschein und Zodiakalband sind sichtbar, das Zodiakallicht in eindrucksvoller Weise, und das Zodiakalband umspannt den ganzen Himmel. Sogar bei direkter Beobachtung ist die Galaxie M 33 ein auffälliges Objekt für das bloße Auge. Gebiete der Milchstraße im Skorpion und Schütze werfen diffuse Schatten auf den Boden. Die Grenzsterngröße für das bloße Auge liegt bei 7,6 bis 8,0 mag (mit Mühe). Die Anwesenheit von Jupiter oder Venus am Himmel scheint die Dunkelanpassung des Auges zu beeinträchtigen. Airglow ist augenscheinlich. Mit einem 32-cm-Instrument können mit Mühe Sterne bis 17,5 mag ausgemacht werden und bei mittlerer Vergrößerung erreicht ein 50-cm-Instrument 19 mag. Beobachtet man auf einer Wiese, die von Bäumen
umgeben ist, so sind Teleskop, Fahrzeug und Gefährten völlig unsichtbar.
Klasse 2: Ort mit typisch dunklem Himmel
Airglow kann entlang des Horizonts schwach erkannt werden. M 33 ist bei direkter Beobachtung einfach zu sehen. Die Sommermilchstraße ist für das bloße Auge in hohem Maße strukturiert und die hellsten Stellen sehen im einfachen Fernglas verästelt und marmoriert aus. Das Zodiakallicht kurz nach dem Ende der Abenddämmerung und kurz vor Beginn der Morgendämmerung ist immer noch so hell, um schwache Schatten zu werfen. Die Farbe des Zodiakallichts ist deutlich gelblich im Vergleich zu der bläulich-weißen Farbe der Milchstraße. Irgendwelche Wolken am Himmel sind nur als dunkle Löcher vor dem Sternenhintergrund sichtbar. Das Teleskop und Dinge in der Umgebung sind nur vage zu erkennen. Viele der MessierKugelsternhaufen sind deutliche Objekte für das bloße Auge. Die Grenzsternhelligkeit für das bloße Auge liegt bei 7,1 bis 7,5 mag und ein 32-cm-Teleskop erreicht 16 oder 17 mag.
Klasse 3: Ländlicher Himmel Einige Anzeichen von Lichtverschmutzung
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Abb. 1: Lichtemission einer Kleinstadt von rund 30.000 Einwohnern (Uelzen, Niedersachsen) aus 25 km Entfernung. Aufnahme von Heinz Kerner mit 1:2,8/50mm-Objektiv, 4 Minuten auf Kodak Elitechrome 400 belichtet.
zeigen sich entlang des Horizonts. Wolken erscheinen an den hellsten Stellen des Himmels nahe dem Horizont schwach beleuchtet, sind aber über Kopf dunkel. Die Milchstraße ist immer noch komplex und Kugelsternhaufen wie M 4, M 5, M 15 und M 22 sind alle auffällige Objekte für das bloße Auge. M 33 ist bei indirekter Beobachtung einfach zu sehen. Das Zodiakallicht ist im Frühling und Herbst eindrucksvoll (wenn es nach der Abenddämmerung und vor der Morgendämmerung mehr als 600 Höhe über dem Horizont erreicht) und seine Farbe ist zumindest schwach angedeutet. Das Teleskop ist aus einer Entfernung von 6 bis 9 Metern vage zu erkennen. Die Grenzsternhelligkeit des bloßen Auges ist 6,6 bis 7,0 mag und ein 32-cm-Teleskop erreicht 16 mag.
Klasse 4: Ländlicher/kleinstädtischer Übergang
In mehreren Richtungen sind die Lichtglocken von Ortschaften sichtbar. Das Zodiakallicht ist deutlich zu sehen, reicht aber zum Beginn oder Ende der Dämmerung nicht einmal halbwegs zum Zenit hinauf. Deutlich über dem Horizont ist die Milchstraße immer noch eindrucksvoll, es fehlen aber fast alle auffälligen Strukturen. M 33 ist bei indirekter Beobachtung ein schwieriges Objekt und nur bei Höhen über 500 erkennbar. In Richtung der Quellen der Lichtverschmutzung sind Wolken beleuchtet, aber nur schwach und immer noch dunkel über Kopf. Aus einiger Entfernung ist das Teleskop klar auszumachen. Die Grenzsternhelligkeit für das bloße Auge liegt bei 6,1 bis 6,5 mag und ein 32-cm-Teleskop zeigt bei mittlerer Vergrößerung Sterne von 15,5 mag.
Klasse 5: Kleinstädtischer Himmel In den besten Nächten im Frühling und
Herbst ist das Zodiakallicht nur andeutungsweise zu sehen. Die Milchstraße nahe dem Horizont ist sehr schwach oder gar nicht sichtbar und sieht über Kopf ausgewaschen aus. Lichtquellen erscheinen in den meisten, wenn nicht in allen Richtungen. Wolken sind merklich heller als der Himmelshintergrund. Die Grenzsternhelligkeit für das bloße Auge liegt bei 5,6 bis 6,0 mag und mit einem 32-cm-Teleskop erreicht man 14,5 bis 15 mag.
Klasse 6: Heller Kleinstadthimmel Keine Anzeichen des Zodiakallichts sind erkennbar, nicht einmal in den besten Nächten. Die Milchstraße ist nur andeutungsweise im Zenit sichtbar. Bis zu einer Höhe von 350 über dem Horizont leuchtet der Himmel gräulich-weiß. Wolken an jeder beliebigen Stelle des Himmels erscheinen ziemlich hell. Okulare und Teleskopzubehör auf einem Beobachtungstisch sind problemlos zu erkennen. Ohne Fernglas ist es unmöglich, M 33 zu sehen und mit dem bloßen Auge ist M 31 nur mäßig sichtbar. Die Grenzsternhelligkeit ist ungefähr 5,5 mag und ein 32-cmTeleskop bei mittlerer Vergrößerung zeigt Sterne von 14,0 bis 14,5 mag.
Klasse 7: Kleinstädtischer/städtischer Übergang
Der gesamte Himmel hat eine nicht genau bestimmbare grau-weiße Färbung. Helle Lichtquellen zeigen sich nach allen Richtungen. Die Milchstraße ist völlig oder fast völlig unsichtbar. Mit dem bloßen Auge sind M 44 oder M 31 vielleicht zu erahnen, aber nur sehr unbestimmt. Wolken werden brillant beleuchtet. Selbst in Teleskopen von mittlerer Öffnung erscheinen die hellsten Messier-Objekte als blasse Geister ihres wahren Aussehens. Die
Grenzsternhelligkeit des bloßen Auges ist 5,0 mag (wenn man sich anstrengt) und ein 32-cm-Instrument wird kaum 14 mag erreichen.
Klasse 8: Großstadthimmel Der Himmel glüht weißlich-grau oder orange und man kann ohne Schwierigkeiten Zeitungsüberschriften lesen. Ein erfahrener Beobachter mag in guten Nächten M 31 und M 44 schwach erahnen können und nur die hellen Messier-Objekte sind in Teleskopen mittlerer Öffnung zu entdecken. Einige Sterne, die die vertrauten Sternbilder bilden, sind schwer zu sehen oder fehlen völlig. Das bloße Auge sieht bestenfalls Sterne mit 4,5 mag, wenn man weiß, wo man suchen muss, und die Grenzsternhelligkeit in einem 32-cmTeleskop ist etwas besser als 13 mag.
Klasse 9: Innergroßstädtischer Himmel Der ganze Himmel ist hell beleuchtet, sogar im Zenit. Viele Sterne, die die bekannten Sternbilder ausmachen, sind nicht sichtbar und schwache Sternbilder wie Krebs oder Fische sind völlig unsichtbar. Abgesehen vielleicht von den Plejaden kann kein Messier-Objekt mit dem bloßen Auge gesehen werden. Die einzigen himmlischen Objekte, die im Teleskop einen lohnenden Anblick bieten, sind der Mond, die Planeten und einige wenige helle Sternhaufen (wenn man sie denn findet). Die Grenzsternhelligkeit des bloßen Auges ist 4,0 mag oder weniger.
Literaturhinweise: [1] Ulrich Sperberg, Bestimmung von visuellen
Grenzhelligkeiten, VdS-Journal II / 2000 [2] John Bortle, Introducing the Bortle Dark-
Sky Scale, Sky & Telescope, Feb. 2001
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M wie Messier
von Torsten Güths
Der französische Astronom Charles Messier lebte in den Jahren 1730 bis 1817. Er stellte ab 1758 die wohl heute noch populärste Listung von nichtstellar erscheinenden Himmelsobjekten zusammen. Sie diente ihm wohl als echte Arbeitsunterlage, um bei der Suche nach Kometen nicht irrtümlich einen der fixen Nebel mit einem neuen Komet zu verwechseln. Die heutige Messierliste umfasst 110 Objekte, von denen einige bereits dem unbewaffneten Auge zugänglich sind. Mit einem guten Fernglas werden immerhin schon die Hälfte sichtbar. Somit eignen sie sich besonders für Astronomieeinsteiger und Anwender kleinerer Fernrohre, für die die Messierobjekte bereits eine Fülle von
Details aufweisen können. Im VdS-Journal wollen wir Sie mit dieser Rubrik anregen, ihre eigenen Objektbeschreibungen einzureichen! In der vorliegenden Folge unserer ,,M"-Serie sind Berichte von Winfried Kräling und mir selbst enthalten. Aufgrund der knappen Zeit zwischen Erscheinen des letzten Hefts und Redaktionsschluss der vorliegenden Ausgabe sprang ich selbst in die Bresche.
Aufgrund der nunmehr drei Ausgaben pro Jahr des VdS Journals liegen die Termine für die Beobachtungsberichte sehr knapp. Daher kann ich nur hoffen, dass Sie auf ältere Beschreibungen zurückgreifen können. Die nächsten Objekte werden sein: M
51 in den Jagdhunden, M 5 in der Schlange (Kopf), M 45 im Stier, M 53 in Coma Berenices, M 60 in der Jungfrau und M 67 im Krebs. Bitte schicken Sie Ihre Beobachtungseindrücke zu diesen Objekten direkt an den Verfasser dieser Rubrik, Stichwort ,,Messierobjekte", zu! Einsendeschluss ist der 25.5.2002. Vergessen Sie bitte nicht, die Beobachtungsumstände anzugeben: zumindest die Grenzgröße mit bloßem Auge, die Öffnung Ihrer benutzten Instrumente und die eingesetzten Vergrößerungen. Eine Dateiform wie Word 97 oder älter (doc, txt, wpd) wäre gut.
Neue Anschrift: Torsten Güths Keltenweg 21 D-61231 Bad Nauheim oder: torstengueths@ipfb.net (möglichst maximal 200 KB Dateigröße)
M 16, NGC 6611, Schwanz der Schlange
Objekttyp: Entfernung: Reale Ausdehnung: Scheinbare Helligkeit: Winkelausdehnung: Koordinaten:
Offener Sternhaufen 6.500 Lichtjahre 40 Lichtjahre
6 mag 21' RA: 18h 19m Dekl. -13 Grad 47'
Historisches: Der schweizer Astronom P. L. de Cheseaux war möglicherweise der erste Beobachter dieses Sternhaufens. Im Juni des selben Jahres, 1764, beschrieb ihn Messier. Bekannt ist M 16 eher durch den ihn einhüllenden Emissionsnebel IC 4703, der als ,,Adlernebel" populär ist. Seit der Aufnahme des Hubble-Space-Teleskops im Jahre 1995 sind seine zentralen Dunkelwolken zur allgemeinen Berühmtheit gelangt. Messier war möglicherweise der erste, der diesen Nebel zu erkennen glaubte, doch ist auch eine Fehlinterpretation dank der bescheidenen Optik möglich.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingungen (Grenzgröße ungefähr 6 mag)
Auge: Ich konnte ihn nicht ausmachen.
Sucherfernrohr 6x30: M16 ist als nichtaufgelöstes Nebelfleckchen erkennbar.
Fernglas 10x50: Ein deutlicher, etwas unregelmäßig geformter Nebelflecken mit den ersten Sternen zeichnet sich ab.
11 cm Öffnung: Der Sternhaufen steht brilliant im Okular bei geringer Vergrößerung (ca. 30fach). Vom Nebel konnte ich ohne Nebelfilter nichts erkennen. Im ,,Astroscan"-Teleskop und 63facher Vergrößerung mit UHCFilter ist der Adler schön sichtbar. (Winfried Kräling)
25 cm Öffnung: Ohne UHC-Filter stört der Sternhaufen schon ein wenig und vom Nebel stellte ich nur einen strukturlosen Schimmer mit einer dunkleren Abgrenzung beim Sternhaufen fest (70fach). Mit UHC-Filter zeigt der Adler seine Schwingen und bei Vergrößerungen um 100fach erkannte ich auch die innere, berühmte Dunkelzone gerade so als V-förmige Struktur.
36 cm Öffnung: Der Nebel zeigt die Form eines ,,fliegen-
den Adlers" erst mit dem Einsatz eines UHC-Filters wirklich deutlich. Ohne Filter ist eine diffuse Aufhellung am Sternhaufen sichtbar. (Winfried Kräling)
Fotografie: Der Sternhaufen M 16 ist nicht zuletzt Dank des ihn umgebenden Emissionsnebels ein lohnenswertes Objekt für die Astrofotografen. Ab 135 mm Brennweite sind Sternhaufen und Nebel trennbar. Der Sternhaufen selbst verschmilzt allerdings noch zu einem weißen Flecken. Ab 300 mm Brennweite können Sie ihn schon in seiner markanten Form ablichten. Je dunkler der Himmel, desto besser kommen beim Ausbelichten noch weiträumige Nebelausläufer auf den Film. Die zentralen Pillars zeigen sich ab 500 mm Brennweite, jedoch sollten Sie hierfür den Film nicht ausbelichten. Uneingeschränkt empfehlenswert ist der Einsatz des Kodak Elitechrome 200 Diafilms und seiner ,,professional" Version. Der Kodak Supra 400 ist gut geeignet für die Ablichtung auf Negativfilmmaterial.
102 S E R V I C E
M 17, NGC 6618, Schütze
Objekttyp:
Entfernung: Reale Ausdehnung: Scheinbare Helligkeit: Winkelausdehnung: Koordinaten:
Offener Sternhaufen mit Emissionsnebel 6.800 Lichtjahre 40 Lichtjahre
6,0 mag 20' x 15' RA: 18h 21m Dekl. -16 Grad 11'
Historisches: Der schweizer Astronom P. L. de Cheseaux fand diesen auffälligen Nebel im Frühjahr des Jahres 1764. Durch die räumlich enge Lage zu M 16 wurde auch er im Juni des selben Jahres durch Messier aufgezeichnet. Die bemerkenswerte Helligkeit ermöglichte auch bereits diesen Astronomen die Erkennung von mehr Details als nur eine formlose Aufhellung. Die charakteristische Form war Anlass zu diversen Namensgebungen, wovon wohl Omeganebel, durch Herschel vergeben, oder Schwanennebel die populärsten sind.
Objektbeschreibungen unter guten Bedingunge (Grenzgröße ungefähr 6 mag)
Auge: Als kleiner unscharfer Stern sichtbar.
Sucherfernrohr 6x30: M 17 ist ein gut sichtbarer Nebel, kaum zu verfehlen.
Fernglas 10x50: Unter dunklem Himmel beginnt der Omeganebel Strukturen zu zeigen. Eine längliche helle Nebelzone ist von einem diffusen Schleier umgeben.
9 cm Öffnung: Unter mäßigen Bedingungen (etwas verschleierter Himmel) konnte ich mit 50facher Vergrößerung nur eine längliche Form ohne weitere Details erkennen.
11 cm Öffnung: Im ,,Astroscan"-Teleskop bei 18facher Vergrößerung erinnerte M 17 an eine schwimmende Ente. Erst mit einem UHCFilter bei 63x beobachtet wurde er seinem Namen gerecht. Die schwächeren Nebelausläufer schlossen sich zu einem Omega: . (Winfried Kräling)
Abb. 1: Aufsuchekarte für M 16 und M 17
25 cm Öffnung: Ohne UHC-Filter konnte ich mit dem Einsatz hoher Vergrößerungen ab 125fach eine Menge an Strukturen im hellen Zentrum erkennen. Ich gewann den Eindruck, als ob die Nebelpartien irgendwie dahin ,,walzen", wie eine Raupe. Die Randausläufer sah ich bei geringeren Vergrößerungen nur unter sehr dunklem Himmel oder mit dem Einsatz eines UHCFilters. Der Schwanenhals löste sich in eine gebogene Kette von Gaswolken auf. Der Sternhaufen spielt nur eine unbedeutende Rolle im Gesamtbild.
Fotografie: Der Gasnebel M 17 ist ein gut geeignetes Objekt für die Astrofotografen mit kleinerer Ausrüstung. Ab 135 mm Brennweite wird seine charakteristische Form deutlich. Ab 300 mm Brennweite können Sie ihn schon anschaulich ablichten. Je dunkler der Himmel, desto besser kommen beim Ausbelichten noch weiträumige Nebelausläufer auf den Film. Die helle
Zentralregion benötigt nur moderate Belichtungszeiten und kann demnach auch bei lichtverschmutzten Himmelsverhältnissen detailliert abgelichtet werden. Ab 1000 mm Brennweite offenbart sich eine Fülle von Strukturen im Zentrum. Empfehlenswert ist der Einsatz des Kodak Elitechrome 200 Diafilms und seiner ,,professional" Version. Der Kodak Supra 400 ist gut geeignet für die Ablichtung auf Negativfilmmaterial.
Abb. 2: M 16 und M 17 (unten), aufgenommen
am 3.6.2000 von Bernd Flach-Wilken und Otto Guthier mit Deltagraph
1:3,3/990 mm, 30 Min. belichtet mit Tokai-DS-Filter auf Ektachrome 200
prof. 6x6-Film, Aufnahmeort: Gornergrat / CH.
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,,Hypernova" SN 2002ap in M 74
von Hans-Günter Diederich
Am Nachmittag des 2.2.2002 wurde ich von einem Sternfreund animiert, trotz etwas kräftiger Zirren mit hinaus in den Odenwald zu fahren. Das Wetter entwickelte sich günstig, und es standen neben einigen Weißen Zwergen vor allem zwei Objekte auf dem Programm:
Zunächst die Supernova (SN) SN 2002ap in M74 und dann eine Wiederholungsbeobachtung des zu diesem Zeitpunkt noch nicht getauften seltsamen Veränderlichen V838 Mon. (Zu letzterem s. den zweiten Beitrag von H.-G. Diederich).
Diese Supernova in der Spiralgalaxie M 74 wurde am 29.1.2002 von dem japanischen Sternfreund Yoji Hirose entdeckt. Sie hatte zu diesem Zeitpunkt eine Helligkeit von 14,4 mag. Falls es sich um eine SN vom Typ Ia handelte, wurde eine Steigerung auf 11 mag als möglich vorhergesagt. Damit wäre es die hellste SN seit 1993.
Diese Meldung ging über das VSNET in alle Welt und landete auch in meinem elektronischen Briefkasten. Entdeckungsaufnahme, ein ,,prediscovery image" (d. i.
Aufnahme dieser Stelle vor, d. h. ohne SN) und zwei Karten mit Vergleichssternen von der AAVSO wurden gesaugt, ausgedruckt, ergänzt um einen Guide-Sternkartenausdruck und zu einem Projektdokument zusammengefasst.
Die Helligkeit von SN 2002ap stieg an und erreichte schließlich am Tage vor unserer Beobachtung 13,3 mag. Klar, dieses Projekt lag oben auf - ,,Prio 1".
Inzwischen kam in der weltweiten Diskussion die Vermutung auf, es könne sich aufgrund der hohen Ausbreitungsgeschwindigkeit, der sehr hohen Explosionsenergie um eine sog. ,,Hypernova" handeln, einen Stern, der mindestens 40 Sonnenmassen aufweist und in einer erheblichen heftigeren Explosion nicht zu einem Neutronenstern wie massenärmere Vorgängersterne, sondern zu einem Schwarzen Loch zusammenstürzt und dabei vielleicht auch einen Gammastrahlenblitz (gamma ray burst - GRB) aussendet. Das alles zusammen, zudem in einer nahen Galaxie, das war wie auf einem Präsentierteller.
Abb. 1: Skizze der Position der Supernova SN 2002ap in M 74
Beim Sternfreund konnte ich die SN in dessen Dobson visuell beobachten, dann fertigte ich ein CCD-Bild an. Dessen Daten sind: 7-Zoll-Mak in Alt-Az, ST-7 (nonABG), bin3-Modus, 41 x 20 s.
B E O B A C H T E R F O R U M 105
Ein extrem heller Ausbruch von V838 Monocerotis
von Hans-Günter Diederich
Der Abend sollte interessant werden. Den (ersten) Ausbruch dieses Sterns am 9.1.2002 (?), der zunächst als ,,mögliche Nova VAR MON 02", dann als ,,GSC 4822.39" und schließlich mit ,,V838 Monocerotis" (V838 Mon) bezeichnet wurde, entdeckte N. J. Brown. Als Koordinaten wurden im VSNET angegeben: RA = 7h 04m 04,801s und DEC = -3 Grad 50' 50,77". Dieser Ausbruch eines zunächst unbekannten Sterns war spektroskopisch nicht eindeutig als ,,klassische Nova" einzuordnen. Aber egal. Ich beobachtete ihn erstmals am 15.1.2002 visuell und schätzte ihn auf 10,6 mag. Weil es sehr dunstig, kalt (minus 12 Grad C) und feucht (95 %) war, verzichtete ich auf eine CCD-Aufnahme. Am 2.2.2002 wurde diese dann nachgeholt.
Mir erschien der Stern ungewöhnlich hell, aber ich dachte mir nichts weiter dabei, führte keine Photometrierung durch, merkte folglich auch nicht, dass auf meinem Bild der Stern bereits in der Sättigung war. Ohne es zu diesem Zeitpunkt zu wissen, erlebten wir aber gerade einen zweiten Ausbruch des sich bereits im Ausbruch befindlichen Sterns.
Am nächsten Tag quoll der Briefkasten über, mehr als 70 E-Mails trafen ein, es
Abb. 1: Aufnahme von V 838 Mon am 2.2.2002, mit 7-Zoll-Maksutov in Alt-Az, ST-7 (non-ABG) CCD-Kamera im bin3Modus, 12 x 10 Sek. belichtet von Hans-Günter Diederich.
Abb. 2: Vergleich der Aufnahme aus Abb. 1 mit der Darstellung des Feldes in GUIDE 7.
wurde (musste) sogar eine spezielle Mailing-Liste ausschließlich für V838 Mon beim VSNET eingerichtet werden. Zur Zeit unserer Beobachtung betrug die Helligkeit ca. 8,1 mag (und erreichte bei Niederschrift dieser Zeilen 6,9 mag, und steigt immer noch).
Die Meldungen überschlugen sich und drängten selbst die Hypernova SN 2002ap auf den zweiten Platz: O-Ton VSNET: ,,incredible rate of 2.37 mag/day", ,,EXTREMLY BRIGHT", ,,totally unexpected extreme explosion".
Ich überlege mir inzwischen, nach dem Notebook auch den Internet-Anschluss mit auf den Acker zu nehmen, um noch aktueller Informationen zu erhalten und auch selbst ins Internet einspeisen zu können.
Beides zusammen, eine Hypernova außerhalb der Milchstraße und einen extremen Ausbruch in unserere eigenen Galaxie in der selben Nacht visuell und ccd-mäßig beobachtet zu haben, das war ein tolles Erlebnis: wir schätzten uns überglücklich.
Chronologie einer ungewöhnlichen Kleinplaneten-Entdeckung
von Philipp Keller und Christian Fuchs
In der Nacht vom 17.2. auf den 18.2. nahmen wir mit dem azimutal montierten 0,8m-Pollux, welches sich derzeit auf unserer Außensternwarte in einer Testphase befindet, die Galaxie M 99 aufs Korn. Erst am Mittwoch kamen wir dazu, die Bilder zu bearbeiten. Die CCD Aufnahmen nehmen wir in der LRGB-Technik auf, wir nehmen also nacheinander zuerst jeweils 4 bis 8 ungefilterte und dann die gefilterten Auszüge auf. Die einzelnen Aufnahmen kombinieren wir dann meist mittels Median-combine, weil dann alle Artefakte (Cosmics etc.) aus den Aufnahmen wegfal-
len und man sich nachträgliche Retuschierarbeit spart. Die Medianmethode berücksichtigt nur die Bilddetails, die sich bei allen Bildern wiederfinden lassen. Dabei fallen selbstverständlich alle bewegten Objekte aus der kombinierten Aufnahme raus. Daher fiel uns erst am endgültig bearbeiteten Farbbild eine kleine Regenbogenstruktur auf, rechts unterhalb des Kerns der Galaxie, die auch auf dem obigen Farbbild noch schwach erkennbar ist. Das war ein klarer Hinweis auf ein bewegtes Objekt und wir schauten uns nochmals die ungefilterten Aufnahmen an. Dort war
klar ein ca. 17 mag heller Kleinplanet zu erkennen, der sich während der 30 Minuten dauernden L-Aufnahmen um 22 Bogensekunden in Richtung Galaxie bewegt hatte. Eine Kontrolle beim Minor Planet Center MPC (dort kann man unter der webAdresse http://scully.harvard.edu/~cgi/ CheckMP überprüfen, ob sich zu der entsprechenden Zeit ein Kleinplanet oder Komet in Objektnähe befunden hat) ergab, dass es sich bei dem Kleinplaneten um den 17,4 mag hellen 1998 HG39 handelte. Wir bastelten aus den einzelnen L-Aufnahmen ein animiertes GIF und setzten das auf
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unsere Web-Page. Erst durch den Film, den man sich unter http://www.astrooptik.com/ Bildergalerie/PolluxGallery/M99.htm anschauen kann, fiel uns ein sehr schwaches Objekt auf, welches sich etwa 1 Bogenminute entfernt vom ersten Kleinplaneten durch die Galaxie bewegte. Ohne das animierte GIF wäre er mit Sicherheit nicht entdeckt worden, weil er in den Knoten der Galaxienarme von M 99 nicht aufgefallen wäre! Auf den beiden Aufnahmen der Galaxie ist der schwache Kleinplanet (auch mit Pfeilen gekennzeichnet) nur sehr schwer auszumachen. Die Helligkeit dürfte zwischen 19 und 21 mag liegen, aber hierzu fehlen uns noch genaue Messungen. Das Objekt ergab keine Übereinstimmung mit Objekten im MPC. Wir versuchten die Bahn aufgrund der sehr kurzen Bahnkurve zu bestimmen, was sich aufgrund der geringen Helligkeit und der Galaxie nicht als einfach erwies. In der darauffolgenden Nacht konnten wir dann aber trotz Mondlicht den neuen Kleinplaneten in einem kurzen Zwischenhoch nur 3 Bogenminuten von der berechneten Position entfernt wiederfinden - eine wesentlich größeren Fehler hätten wir uns bei einem Feld von 10 x 14 Bogenminuten (ST-10 bei 3,55 Metern Brennweite) auch nicht erlauben können. Nun hoffen wir in den nächsten 14 Tagen auf eine weitere Möglichkeit den Kleinplaneten für eine bessere Bahnbe-
Abb. 1: Die beiden Kleinplaneten (mit Pfeilen gekennzeichnet) am 17.2.2002 in der Galaxie M 99 im Sternbild Coma, aufgenommen mit einer ST-10 CCDKamera an einem 80-cm-Teleskop bei 30 Min. Belichtungszeit. Aufnahme von Philipp Keller und Peter Fuchs.
stimmung aufnehmen zu können, weil er uns sonst wieder verloren geht. Wir haben daraus gelernt, dass wir unsere Aufnahmen vor einem Median-Combine zunächst mittels Blink (gibt es in vielen Bildbearbeitungsprogrammen, ähnlich einem Blink-Komparator für Film) auf potenzielle Kleinplaneten untersuchen. Natürlich ist so eine Kleinplanetenentdeckung nichts besonderes - es gibt einige Teams in Deutschland und Österreich, die schon viele Kleinplaneten nummerieren konnten. Für uns aber schon, da es unsere erste war und unter so skurrilen Umständen
Abb. 2: Die beiden Kleinplaneten (mit Pfeilen gekennzeichnet) am 18.2.2002 in der Galaxie M 99 im Sternbild Coma, aufgenommen mit einer ST-10 CCDKamera an einem 80-cm-Teleskop bei 30 Min. Belichtungszeit. Aufnahme von Philipp Keller und Peter Fuchs.
zustande gekommen war. Dass bei der Kleinplanetenentdeckung auch ein hübsches Farbbild von M 99 (siehe Bild) herausgekommen ist, ist eine nette Zugabe.
Abb. 3: Die neu entdeckte Kleinplaneten (mit Pfeil gekennzeichnet) am 19.2.2002 in der Galaxie M 99 im Sternbild Coma, aufgenommen mit einer ST-10 CCDKamera an einem 80-cm-Teleskop bei 8 Min. Belichtungszeit. Aufnahme von Philipp Keller und Peter Fuchs.
Abb. 4: Die Galaxie M 99 im Sternbild Coma. Aufgenommen im Februar 2002 von Philipp Keller und Peter Fuchs mit einer ST-10 CCD-Kamera an einem 80-cm-Teleskop.
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Phoebe S9 - ein Wechselbad der Gefühle
Beobachtung der Jupiter- und Saturnmonde J8, J11 und S9
von Hans-Günter Diederich
In den Jahren 2000 und 2001 hatte ich mit 7-Zoll-Mak und ST-7 im Odenwald die Jupitermonde Himalia (J6), Elara (J7) und den Saturnmond Hyperion aufgenommen und darüber im VdS-Journal berichtet. Beide Planeten verfügen aber über weitere, allerdings schwächere Monde. Das Projekt wurde also fortgesetzt, diesmal mit einem 14-Zoll- bzw. 16-Zoll-SCT. Dabei gab es wiederum interessante Erlebnisse. In der folgenden Schilderung wird der Leser einige Hinweise finden, die ihm helfen könnten, das Problem der geringen Helligkeit der Planetenmonde, der gleißenden Helligkeit ihrer Planeten und der veränderlichen Position zu meistern. Der Jupitermond J8 (Pasiphae) wurde am 19.10.2001 mit einem 16-Zoll-SCT mit Fokalreduktor und ST-9E aufgenommen. Bereits im 10-Sek.-Einzelbild zum Zentrieren des Teleskops auf die vom Sternkartenprogramm Guide 7 gelieferte Position, glaubte ich ihn zu erkennen. Bedenken kamen erst später, als ich mir noch einmal die geringe Helligkeit verinnerlichte: 17,1 mag. Das konnte eigentlich nicht stimmen. Und so blieb die Identifizierung der Bildbearbeitung und -auswertung nach Rückkehr aus dem Urlaub vorbehalten. 6 Einzelbilder a 30 Sek. und 1 Einzelbild à 10 Sek. im bin1-Modus wurden kombiniert und zeigten mehr Lichtpünktchen als im Kartenbild zum Aufnahmezeitpunkt angezeigt worden waren. Befand sich J8 darunter? Und wenn ja, welcher war J8? Hier bot sich nur der Vergleich mit einem Bild an, das zu einem anderen Zeitpunkt aufgenommen wurde. Entweder musste ich die Aufnahme mit gleichen Koordinaten zu einem späteren Zeitpunkt wiederholen (zeitaufwendig) oder dieses zweite Bild aus dem Internet besorgen. Letzteres war einfacher und schneller, und so ,,saugte" ich mir einfach eine DSS-Aufnahme. Die Arbeit bestand jetzt nur noch darin, jeden Punkt in meiner Aufnahme mit der entsprechenden Stelle im DSS-Bild zu vergleichen. Und in der Mitte meiner Aufnahme entdeckte ich schließlich einen Punkt, der auf dem DSS-Bild nicht zu sehen war. Das also konnte nur J8 (Pasiphae) sein. Beim nächsten Objekt handelte es sich um
den Jupitermond J11 (Carme), der laut Guide mit einer Helligkeit von 18,1 mag aufwartete. Und J11 erwies sich als wirklich ,,harte Nuss". Nicht nur war er sehr schwach, sondern es gab in seiner engeren Umgebung im entsprechenden DSS-Bild eine Reihe ebenfalls sehr schwacher Sterne. Es bestand somit die Gefahr, einen schwachen Stern fälschlicherweise als J11 zu identifizieren. Ich hakte also zunächst in meiner Aufnahme, entstanden aus 5 Einzelbildern a 60 Sek. und 4 Einzelbildern a 180 Sek. im bin1-Modus (Integrationszeit 1.020 s, 16-Zoll-SCT, wie oben), und im dazu passenden DSS-Bild alle Sterne ab, die auf beiden Aufnahmen zu sehen waren. Noch jetzt, beim Schreiben dieses Aufsatzes, sehe ich dieses Sternfeld vor mir, so sehr hat es sich dabei eingeprägt. Anhand mehrerer Sterne im DSS-Bild wurde die Grenzgröße meiner eigenen Aufnahme
bestimmt. Und alle Sterne, die aufgrund ihrer Position mit J11 verwechselt werden konnten, waren schwächer als diese und somit auf meiner Aufnahme nicht zu sehen. Also musste der kleine, extrem schwache Fleck dort J11 sein. Aber das reichte mir noch nicht. Die spektrale Empfindlichkeit der rotempfindlichen DSS-Fotoplatte könnte sich von der spektralen Empfindlichkeit des CCD-Chips der ST-9E unterscheiden, und diese Identifizierung damit unsicher erscheinen lassen. Welche Möglichkeiten standen noch zur Verfügung? Nun die Position des vermeintlichen J11 und des nahegelegenen ,,Sterns" im DSS-Bild, also die Objekte mit der größten Gefahr einer Verwechslung. An dieser Stelle hätten transparente Folien mit und ohne Gitternetze zum Einsatz kommen können, mir war das aber alles zu aufwendig. Ich wählte eine einfachere Methode: Beide Bilder wurden so groß wie
Abb. 1: Der Jupitermond J8 (Pasiphae), Aufnahme von H.-G. Diederich und DSSVergleichsbild, technische Beschreibung s. Text.
Abb. 2: Der Jupitermond J11 (Carme), Aufnahme von H.-G. Diederich und DSSVergleichsbild, technische Beschreibung s. Text.
108 B E O B A C H T E R F O R U M
Abb. 3: Vermessung von Abb. 2: Jupitermond J11 (Carme), technische Beschreibung s. Text.
war also gelungen und durch eine unabhängige Methoden bestätigt worden. Und jetzt zum Saturnmond S9 (Phoebe) der mit 16,3 mag angenehm hell ist und keine größeren Probleme bereiten sollte. Ich möchte an dieser Stelle zunächst einige Details von Phoebe erwähnen, die aus dem Internet stammen und über eine nicht-astronomische Suchmaschine gefunden wurden. Phoebe ist einer der 18 Saturnmonde, auch bekannt als Saturn IX (oder S9) und wurde 1898 von William H. Pickering entdeckt. Sein Durchmesser beträgt 220 km, seine Rotationsperiode 9 Stunden und er umkreist Saturn innerhalb von 550 Tagen. Er ist der einzige der Monde, die Saturn auf einer retrograden Bahn - also ,,verkehrt" herum - umläuft. Aus [1] stammen die folgenden Informationen: Phoebe reflektiert nur 6 % des ihn treffenden Sonnenlichts und ist rötlich. Entgegen den anderen Monden (mit Ausnahme von Hyperion),
Abb. 4: Der Saturnmond S9 (Phoebe), Aufnahme von H.G. Diederich und DSSVergleichsbild, technische Beschreibung s. Text.
möglich auf Papier ausgedruckt und mit dem Lineal die Abstände zu zwei Referenzsternen gemessen. Die Maßstäbe der beiden Ausdrucke waren natürlich unterschiedlich, also musste das Verhältnis der Abstände für jede Aufnahme getrennt bestimmt und anschließend verglichen werden. Für den ,,vermeintlichen J11" ergab sich 77/ 45 = 1,7 und für den Stern im DSS-Bild 128 / 58 = 2,2. Damit war jetzt klar, dass sich beide Objekte an unterschiedlichen Positionen befanden, der schwache Stern im DSS-Bild in meiner Aufnahme nicht sichtbar und der ,,vermeintliche J11" dort der wirkliche J11 war. Die Identifizierung
wendet er nicht ständig dieselbe Seite Saturn zu. Seine Oberfläche ähnelt der von dunklen kohlenstoffhaltigen Planetoiden. Vermutlich entstand er im äußeren Sonnensystem als ,,Kuiper Belt Object" (KBO) und wurde von Saturn eingefangen. Von ihm könnte auch das dunkle Material stammen, das eine Seite von Iapetus bedeckt und dessen Lichtwechsel bei der Umkreisung von Saturn hervor ruft. Auch die dunkle Oberfläche von Hyperion könnte ihren Ursprung auf Phoebe haben. Nun aber zurück zum Versuch, von diesem interessanten Objekt ein CCD-Bild zu erstellen und ihm damit eindeutig nachzuweisen.
Die entsprechende Aufnahme entstanden mit einer Integrationszeit von 600 Sek. (Kombination von 5 Einzelaufnahmen à 120 Sek. im bin1-Modus mit einem 14Zoll-SCT, Fokalreduktor und derselben Kamera wie oben bereits erwähnt). Zunächst fielen extrem starke Lichtreflexe durch den nahen Saturn auf. Zum Zeitpunkt der Aufnahme betrug der Abstand Phoebe - Saturn 9 Bogenminuten. Saturn hatte eine Helligkeit von -0,1 mag und Phoebe eine solche von 16,3 mag, ein Unterschied also von 16,4 mag. Dies war also die erste, allerdings nicht unerwartete Herausforderung. Häufig - wie ich hier - hilft es, das Gesichtsfeld der Kamera so zu wählen, dass die Lichtreflexe an der vermuteten Stelle des schwachen Mondes nicht allzu stark sind. Bildbearbeitung ist eine weitere Hilfe. So kann von der Aufnahme eine mediangefilterte Aufnahme abgezogen oder durch diese geteilt werden. Die Bilder sehen danach allerdings nicht mehr ganz so schön wie vorher aus ... Aber das brauchte ich hier nicht: S9 war an der von Guide angezeigten Position vorhanden. Ich freute mich. Aber nicht lange, denn der Vergleich mit dem DSS-Bild ergab, auch hier war das Objekt vorhanden, also ein Stern und kein S9: Enttäuschung! Beim Vergleich und Abhaken alle Punkte vergingen die Viertelstunden und es stellte sich langsam Frust ein. Bis ich aus nichtigem Anlass meine Lesebrille aufsetzte und feststellte, dass der ,,Stern" an der Position von S9 im DSS-Bild ein Stern war, in meiner Aufnahme aber ein ,,Doppelstern". Getrennt durch eine schmalen dunklen Spalt waren da tatsächlich ZWEI Lichtpünktchen zu sehen. Hurra! S9 war identifiziert. Das war aber knapp. Bei dem Gedanken, ich hätte diese Aufnahme kurz vorher oder nachher durchgeführt und S9 und dieser Stern wären vollkommen in Deckung gewesen ... Bei diesem Gedanken läuft mir noch heute ein Schauer den Rücken hinunter. Das war also das im Titel erwähnte ,,Wechselbad der Gefühle". Ich wünsche allen Lesern viel Freude bei der Beobachtung der Monde unser äußeren Planeten. Und wenn es nicht auf Anhieb funktioniert, Planeten und Monde kommen immer wieder. Nicht alle astronomischen Objekte sind so benutzerfreundlich ...
Literaturhinweise
[1] Alpha Centauri's Universe Planetarium: Exploration Of Phoebe (http://www.toscorpio.com/phoebefacts.htm)
B E O B A C H T E R F O R U M 109
Planetoiden - von der Erde bis zum Jupiter
von Hans-Günter Diederich
Jens Kandler hatte in der letzten Ausgabe des VdS-Journals (Heft I / 2001) über die Trojaner, Planetoiden welche dem Jupiter auf dessen Bahn um 60 Grad vorauseilen bzw. ihm im Abstand von 60 Grad nachfolgen, berichtet und die Leser aufgerufen, Aufnahmen von Trojanern an die Redaktion einzusenden. Im Astrourlaub konnte ich mit einem 12-Zoll-SCT und einer ST-8 (ABG) folgende Trojaner aufnehmen: (4348) Poulydamas, (617) Patroclus, (1172) Aeneas, (3451) Mentor.
Abb. 1: 2001.10.14 (617) Patroclus (Skizze).
Abb. 4: 2001.10.14 (3451) Mentor (Skizze).
und einer ST-9E. Aus den 18 Einzelbildern a 40 Sek. (sehr helle Sterne im Gesichtsfeld ließen eine längere Belichtungszeit nicht zu) erstellte ich eine animierte .gif und ein Summenbild, das (3753) Cruithne als aus Punkten bestehende Bahnspur zeigt. Auf der Website von Paul Wiegert, Queen's University Astronomy Research Group (http://www.astro.queensu.ca/~wiegert), ist eine ausführliche und verständliche Beschreibung zu finden, die auch entspre-
Planetoiden im ,,Formationsflug" zeigen: Bei der Vorbereitung zur Aufnahme einer Konjunktion von (10) Hygiea mit SigmaScorpii am 4.5.2000 um 23:45 MDT entdeckte ich in Guide, dass fast parallel zu (10) auch der sehr viel schwächere Planetoid (6320) Bremen vorbeiziehen würde. Ich ließ die Konjunktion also bleiben und konzentrierte mich stattdessen darauf, die gemeinsame Wanderung der beiden Planetoiden zu dokumentieren. Es entstanden bis zum nächsten Morgen mehrere Aufnahmen a 200 Sek. mit einem 12-ZollSCT und einer ST-8 (ABG), die zu einer Blinking-Sequenz verarbeitet wurden. Hieraus in den Abb. 6 und 7 zwei Dateien:
Abb. 6: (10) Hygiea, (6320) Bremen 2000.05.05 02.40.
Abb. 2 : 2001.10.14 (4348) Poulydamas (Skizze).
Abb. 5: 2001.10.17 (3753) Cruithne (720s) (plus).
Abb. 3: 2001.10.14 (1172) Aeneas (Skizze).
Durch diesen Aufsatz wurde ich auch animiert, (3753) Cruithne, der sich in einer 1:1-Resonanz zur Erde befindet, ebenfalls aufzunehmen. Dies erfolgte mit einem C14
chende Skizzen enthält. Inzwischen wurden vier weitere Planetoiden mit außergewöhnlichen Beziehungen zur Erde entdeckt. Es bleibt also ausreichend viel zu beobachten. Um all diese Planetoiden einzeln, mit allen Angehörigen ihrer Gruppe oder alle Planetoiden gleichzeitig die Sonne umkreisen zu sehen, bietet sich das Programm EasySky von Matthias Busch an. Außer Trojanern gibt es ja zum Beispiel auch noch die sog. Hilda-Planetoiden, die einer 3:2-Resonanz mit Jupiter stehen, und deren Bewegungen relativ zu ihrer Gruppe einen ungewohnten Verlauf nehmen. Zum Abschluss möchte ich noch zwei
Abb. 7: (10) Hygiea, (6320) Bremen 2000.05.04 23.50.
(10) Hygiea konnte ohne Mühe visuell beobachtet werden, (6320) Bremen mit 16,1 mag wäre dagegen ohne CCDKamera nicht zu identifizieren gewesen. Auch von ,,normalen" Planetoiden lassen sich also mit einer CCD-Kamera durchaus reizvolle Aufnahmen machen.
110 B E O B A C H T E R F O R U M
Muli Bwanji? Sonnenfinsternis in Sambia
von Michael Mushardt
Selbst schuld. Hatte uns nicht Erich Karkoschka kurz vor unserer ersten Sonnenfinsternis am 11.7.1991 auf der Baja California in Mexiko vor dem Suchtrisiko gewarnt, das eine solche Beobachtung birgt? Wir ignorierten seine wohlgemeinten Warnungen, und seitdem muss ich, wo immer möglich und bezahlbar, den Mondschatten jagen und einen Blick auf die Korona erhaschen. Nun stand die Beobachtung meiner fünften Sofi an.... Nach der verregneten Finsternis in Deutschland begann im Jahr 2000 die Planung, wo man in Afrika am besten und sichersten die Finsternis am 21.6.2001 beobachten könnte. Nach langem Suchen wurden wir bei einem Safariveranstalter fündig, und am 19.6. trafen sich 6 Nordlichter am Flughafen Hannover, vereinten sich in Amsterdam mit knapp 20 Schwaben und landeten am 20.6. morgens ins Lusaka, der Hauptstadt von Sambia. Im Gepäck hatten wir diverse kleinere Teleskope, Feldstecher, Stative und anderes astronomische Zubehör, aber auch Schlafsack und Luftmatratze, denn wir wollten in Zelten übernachten. Der erste Abend in der Nähe von Lusaka bot uns am südlichen Sternhimmel die bekannten Paradeobjekte, die trotz der Lichtfülle auf dem Campingplatz und der Nähe zu Lusaka gut zu beobachten waren. Am nächsten Morgen reisten wir auf unserem zu einem Safarireisemobil umgebauten Büssing-LKW zu der Farm Oribi an der Zentrallinie. Dort waren auf einer Wiese neben Kühen knapp 300 Sternfreunde aus Italien, Holland und Deutschland versammelt und bauten in der üblichen Aufregung ihre Instrumente auf. Unter einem weit ausladenden Baum nahmen wir ein Mittagsbuffet zur Stärkung ein, und dann konnte das Schauspiel beginnen. Der Mond erschien pünktlich am Sonnenrand und verschluckte langsam die Sonne. Mit fortschreitender Bedeckung stieg die Aufregung, einige Buschfeuer in der Nähe vernebelten unseren Blick zur Sonne an einem sonst wolkenfreien Himmel zwar leicht, aber behinderten die Sicht nicht ernsthaft. In den letzten Minuten vor der Finsternis konnten auf ausgelegten weißen Tüchern fliegende Schatten beobachtet werden, und dann war es endlich nach gut dreijähriger Abstinenz wieder soweit: Totalität - wer es noch nicht gesehen hat, kann es wohl nur schwer nachvollziehen. Rings um ein
Abb. 1: Zu diesem großen Ereignis hatte die sambische Post Sonderbriefmarken herausgegeben.
großes schwarzes Loch am Himmel steht silbrig die Korona, weit ausgedehnt und mit Strahlen, darin sind schon mit bloßem Auge einige rote Protuberanzen zu sehen. Im Teleskop sind neben einer großen Protuberanz viele kleine Sprenkel zu sehen, rot inmitten der silbrigen Korona, phantastisch. Im 7x50-Feldstecher bietet die Korona einen unbeschreiblichen Anblick. (Wer behauptet eigentlich, dass man mit einem 7x50-Feldstecher gut freihändig beobachten kann? Vor Aufregung und Begeisterung wackele ich hin und her und bedauere meinen Entschluss, das Einbeinstativ zu Hause gelassen zu haben. Bei meinem Gepäck von 66 Kilo
hätte das 1 Kilo auch nicht mehr viel ausgemacht...) Bei dieser Finsternis hatte ich mein Fotoprogramm recht kurz gehalten, ich wollte viel Zeit zum Schauen haben. Das hat auch gut geklappt, die schönsten Eindrücke waren die weit ausgedehnte Korona im 7x50 und die Protuberanzen mit der inneren Korona bei 42-facher Vergrößerung im 80-mm-Refraktor. Bei der nächsten Sofi 2006 werde ich wieder eine vergleichbare Ausrüstung mitnehmen. Nach gut 3 Minuten wurde es am westlichen Rand der Korona langsam heller, und nach 3 Minuten und 34 Sekunden wuchsen wieder Schatten an Menschen, Bäumen und Teleskopen. Jubel brandete auf, der die Begeisterungsschreie während der Totalität um ein Vielfaches übertraf. Die Gesichter der Menschen, die vor einer Sonnenfinsternis immer angespannt sind, waren nun gelöst und locker, jeder erzählte, was ihm am beeindruckendsten erschien und was in ihm vorging. Entspannt verfolgten wir den weiteren Verlauf der Finsternis bei langsam wieder ansteigenden Temperaturen und bauten dann gemütlich die Geräte zur Rückreise zum Campingplatz ab. Am Abend wurde mit einem großen Barbecue gefeiert, es war zugleich der Abschied von den ,,Kurztripplern", die
Abb. 2: Die Korona (aufgenommen mit ,,Russentonne", Brennweite 1200 mm).
B E O B A C H T E R F O R U M 111
nach 2 Nächten zurückflogen, während 15
von unserer Gruppe noch weitere 10 Tage
durch Sambia und Malawi reisen wollten,
um Land und Leute und den Südhimmel zu
erkunden.
Am nächsten Morgen begann unser
,,Urlaub" mit Aufstehen um 5 Uhr. Da die
Tage in Äquatornähe jahreszeitunabhängig
immer mehr oder weniger 12 Stunden lang
sind, und wir lange Fahrstrecken vor uns
hatten, frühstückten wir immer bei
Sonnenaufgang um 6 Uhr (das bedeutete:
Zelt ist abgebaut und im Truck verstaut!,
sonst gab es nichts zu Essen). Nun lernten
wir die ,,Hauptstrassen" von Sambia ken-
nen, Qualität: Feldweg von eher schlechter
Qualität, geteerte Abschnitte sind nur an
den Stellen, an denen sonst während der
Regenzeit gar nichts mehr geht.
Bei jedem Halt wurden wir von Kindern
umringt, die Erwachsenen hielten sich
etwas mehr im Hintergrund. In Chipata
beim Einkaufen
waren auch die
Erwachsenen neu-
gieriger, wir wur-
den befragt, woher
wir kämen, wohin
wir weiter reisen
wollten usw. Ein
Bayern-München-
Fan wollte mit mir
unbedingt
die
Mannschaftsauf-
stellung beim letz-
ten Spiel gegen
irgendeine andere
Mannschaft disku-
tieren, aber dafür
war ich ein denkbar
ungeeigneter Part-
ner. Kurz: Die
Menschen dort sind
von einer offenen
Freundlichkeit, die
sehr angenehm ist.
Auf unserer weiteren Reise hofften wir nun
immer auf einen dunklen Campingplatz,
um den südlichen Himmel genauer unter
die Lupe zu nehmen. Aber meist war noch
relativ viel Licht vorhanden, so dass wir in
der Hoffnung, am nächsten Platz würde es
besser werden und angesichts der frühen
Abreise meist nur mit Feldstechern ein bis-
schen spazieren beobachteten. Am dunkel-
sten Platz unserer Tour waren wir erst um
21 Uhr angekommen. Nach zwölfstündiger
Fahrt ziemlich müde, verzichteten wir auch
dort leider auf den Aufbau der Geräte. Wir
hatten ja noch 3 Nächte an derselben Stelle
in South Luangwa National Park vor uns,
dort wollten wir dann richtig beobachten... An eben diesem Park angekommen, wurden wir auf die vielen Affen hingewiesen, die recht dreist alles Interessante mopsen würden, also konnte nichts aufgebaut stehen bleiben. Zudem wurde der Campingplatz noch von einer sehr lustigen Truppe bevölkert, die zu einem Campingurlaub ins staubige Afrika mit einer Unmenge von sperrigen Samsonite-Koffern gereist war, mit schneeweißen Bademänteln zu den Duschen gingen und nachts, obwohl Astronomen, sehr viel Licht verbreiteten. Beobachten fiel also aus. Nach zwei Tagen reisten die Kollegen ab, und wir wollten nun aber wirklich endlich beobachten. Es sollte nicht sein. Eine Herde von 25 Elefanten war zu nächtlicher Stunde auf dem Platz unterwegs, die Tierchen knabberten an den Büschen und Bäumen herum, die tagsüber Schatten spenden sollten, und verhinderten auch hier wieder das
Beobachten. In unseren unbeleuchteten Zelten (dunkle Zelte halten die Elefanten für Felsen und gehen drum herum, durch erleuchtete gehen sie hindurch(!), Reisen bildet!) weinten wir uns in den Schlaf. Dann ging es weiter nach Malawi. Deutlich war als erstes am Straßenzustand zu spüren, dass dieses Land in der Vergangenheit von den USA finanziell unterstützt wurde. An einem malerischen Campingplatz am Malawisee schlugen wir unsere Zelte auf und machten hier tatsächlich einige Astrofotos unter mit Neonröhren behängten Palmen. An einem weiteren Lagerplatz am See konnten wir beim Baden und Schnorcheln den Staub der vergangenen Tage abspülen. Am Lilongwe International Airport mit immerhin 12 Starts und Landungen an einem Tag hieß es dann Abschied nehmen von unserer Tourguide Allie und Fahrer John, der uns nun eröffnete, dass er unendlich dankbar gewesen sei, als die Truppe mit den Samsonite-Koffern nicht in seinen Truck einstieg. Nach einer langen Reise mit Zwischenstopp in Nairobi, wo wegen Baumaßnahmen im gesamten Flughafen das Wasser abgestellt war, konnte ich bei wolkigem Himmel in Hannover meine Familie wieder begrüßen und viel erzählen, um sie auf unsere nächste, dann gemeinsame SofiTour am 29.3.2006 in die Türkei vorzubereiten.
Abb. 3 (links): Die mitgebrachten Sofi-Brillen fanden reißenden Absatz.
Abb. 4: Unsere Gruppe nach der erfolgreichen Beobachtung.
112 B E O B A C H T E R F O R U M
Die Reise zur totalen Sonnenfinsternis in Madagaskar
von Claudia Johannsen und Dietrich Ehmann
Montag, 18. Juni 2001 Morondava. 100 km trennen uns noch von der Zone der totalen Sonnenfinsternis. 9.500 km von Deutschland entfernt, 290 km südwestlich von Antananarivo, wo wir am 12.6. gegen Mittag mit dem Flugzeug landeten, ist Morondava unser erster Zwischenstop, an dem wir für ein paar Tage verweilen. Unser Weg führte von Antananarivo südlich nach Antsirabe auf der gut ausgebauten RN 7, dann nach Miandrivazo. Von hier führt zunächst in südliche Richtung eine Piste, die jedem Hard-Core-Achterbahnfreund nur empfohlen werden kann. Über vier Stunden wühlte sich unser vierradgetriebenes Fahrzeug aus einem metertiefen Kraterloch in das unmittelbar folgende. Jeder, der Morondava auf dem Landweg
Abb. 1 und 2: Die Aufnahmen der Totalität sind mit einem MaksutovObjektiv 1:8 / 500 mm auf Kodak Supra 400 entstanden. Aufnahmen von D. Ehmann.
B E O B A C H T E R F O R U M 113
erreichen will, muß diese
Kabinenbereich, das Cockpit
Teststrecke überstehen. Die
ist aber vollgestopft mit
Fahrer, die ihre Fahrzeuge -
modernster Flugtechnik. Ich
gleich, ob LKW oder zu
ahne, daß ein außergewöhnli-
Massentransportmitteln um-
ches Flugerlebnis bevorsteht.
funktionierten PKW, oder die
Die Piloten prüfen die Funkt-
komfortablen Nissan Patrols
ionen des Fliegers doppelt,
über diesen Weg steuern, ken-
bevor die Reise losgeht.
nen jedes einzelne der Löcher
Dann schließlich ist es soweit:
persönlich und die beste Strate-
Flug Nummer MD 2805 von
gie, sie zu überwinden.
Morondava nach Morombe
Würden wir unser eigenes Auto
wird vom Tower freigegeben
durch dieses Gelände steuern, Abb. 3:
und ohne Verzug geht es auf
wäre nach zwanzig Metern der Am Strand von Morombe hatten sich etwa 250 angereiste
die Reise. Sanfter Start, leicht
Auspuff abgerissen, und nach Sonnenfinsternisfreunde eingefunden, um das Ereignis bei
hebt sich das Flugzeug in die
weiteren 20 Metern läge die besten meteorologischen Bedingungen zu verfolgen
Höhe. Die Reisehöhe bietet
Hinterachse abgetrennt in der Aufnahme von C. Johannsen.
wunderschöne Ausblicke über
Landschaft. Eine eindrucks-
das Land.
volle Tor-Tour durch wunderbare Land- Tour zu diesem Sightseeing-Muss anzubie- Madagaskar ist ein (nicht nur) optisch
schaften und viel Spaß. Vorbei an Dörfern ten. Minibusse voller hellhäutiger strömen ansprechendes Land. Was wir aus rund
aus einigen Palmwedelhütten, vor denen stadtauswärts zur Allee der Riesenbäume. 1.000 Meter Höhe sehen, ist ein optischer
die Bewohner im halbdunkel im Schein Ein wenig wehmütig genießen wir das Leckerbissen und zeigt eine Welt natürli-
einer einzelnen Kerze sitzen, erreichten wir letzte Abendessen in Morondava.
cher Fraktalmuster. Wie chinesische
Freitag gegen Mitternacht die Stadt
Drachen winden sich Mangroven gesäumte
Morondava an der Westküste Madagaskars. Mittwoch, 20. Juni.
Flüsse aus dem Landesinneren zur Straße
Ein wenig fühlten wir uns wie Tourismus- Wir hatten uns ein Taxi zum Flughafen von Mozambique. Wir fliegen in die
Pioniere. Aber wir sind nicht die einzigen. bestellt und wurden pünktlich am Hotel meteorologisch idealste Beobachtungs-
Langsam beginnt sich die Stadt mit ,,Arche Noah" abgeholt. Zehn Minuten position für die erste totale Sonnenfinster-
Sonnenfinsternis-Hungrigen zu füllen. In sollte die Fahrt dauern. Für eine solche nis des neuen Jahrtausends und bekommen
Morondava ist eine nur 98-prozentige par- Fahrt hatten wir vor zwei Tagen 2.000 als Dreingabe ein Erlebnis, das im Nach-
tielle Sonnenfinsternis zu erwarten - Franc Malgache bezahlt. Heute waren hinein betrachtet das der Sonnenfinsternis
gleichwohl schlägt das örtliche Gast- 25.000 fällig. Die Sonnenfinsternis erzeugt an optischer Sensation sogar übertrifft.
gewerbe mit einem 150-prozentigen eine erstaunliche Inflation der Preise.
,,Eclipse-Tarif"-Aufschlag großzügig zu. Gut 90 Minuten vor dem Abflug nach Donnerstag, 21. Juni.
Vor der Weiterfahrt in südlicher Richtung Morombe checken wir am Abflugschalter Morombe (großer Strand) erschließt sich
zur Finsterniszone wird in allen Reise- ein. Bordkarte eins und zwei. Die Twin dem Besucher nicht sofort. Die Stadt, die
führern für Madagaskar ausdrücklich ge- Otter, ein zweimotoriges Hochdecker- eher ein größeres Dorf ist, macht auf den
warnt: Hier wartet eine weitere Marter- Flugzeug, steht schon bereit. In der letzten ersten Blick den irritierenden Eindruck
strecke auf den Reisenden. Dennoch, als Stunde vor dem Start können wir leider einer französischen Cowboy-City in
wir heute die für Morondava-Besucher nicht auf dem Rollfeld warten, wir werden Afrika. Der Verfall der französischen
obligatorische Ausflugstour zu den Bao- in die Abflughalle zurückgeschickt und die Kolonialkultur hat hier fast sein End-
bab-Bäumen unternahmen, sahen wir erste Tür zum Rollfeld wird geschlossen. stadium erreicht.
Jeeps in die Straße Richtung Süden einbie- ,,Sicherheit wird also groß geschrieben bei Die erstaunlicherweise vorhandene Hotel-
gen. ,,Auf wiedersehen in Morombe!". Wir Air Mad" denke ich mir, und bin erfreut, lerie hat in Erwartung der Sonnenfinster-
nehmen übermorgen das Flugzeug, die 20- daß auch die Sicherheit meines Film- nis-Gäste die Preise für Übernachtung und
sitzige Twin-Otter von Air Madagascar materials gewährleistet wird, denn es gibt Verpflegung derartig angehoben, dass viele
nach Morombe. Acht Uhr ab Morondava.
erfreulicherweise keine Röntgendurch- Besucher sehr verärgert reagieren. Es wer-
Laut unverbindlichem Flugplan wird leuchtung des Fluggepäcks. Inzwischen den aber dennoch große Flächen im Ort für
Morombe zweimal pro Woche angeflogen, werden auch die Bordkarten drei bis fünf die Übernachtung im mitgebrachten Zelt
zur Sonnenfinsternis werden sicher ausgegeben.
angeboten. Insgesamt haben sich aber
Sonderflüge in den Flugplan eingefügt. Wir Nachdem die beiden Piloten in das aufge- erstaunlich wenige Sonnenfinsternis-
sind gespannt auf ,,Air Mad"!
tankte Flugzeug eingestiegen sind, öffnet Beobachter in Morombe versammelt. Eine
sich auch für uns wieder die Tür zum größere Anzahl hält sich aber doch noch
Dienstag, 19. Juni.
Rollfeld. Etwas verloren pilgern fünf außerhalb des Ortes auf. Die Nacht vor der
Morondava wird seit gestern von einer Fluggäste und ein Flugbegleiter zu ihrem Sonnenfinsternis konnten wir noch im
Schar aus aller Welt angereister Menschen Flieger, vorbei an der Dame vom check-in luxuriösen Bungalow des Baobab-Hotels
überschwemmt. Die große Zahl gelände- die noch schnell cadeau-Sonnenfinster- verbringen, zwar etwas teuer, aber gerecht-
gängiger Fahrzeuge erzeugt brodelnde nisbrillen mit Air Madagascar-Aufdruck fertigt für fließendes Heißwasser und
Staubwolken in den Straßen der Stadt. verteilt.
Klimaanlage. Die Nacht nach der Sonnen-
Überall hört man ,,Allee de Baobab?". Die Twin Otter verströmt das Flair einer finsternis schlafen wir in der Hängematte
Jeder Taxifahrer versucht noch schnell eine Berliner S-Bahn der sechziger Jahre im unter und zwischen zwei Bäumen.
114 B E O B A C H T E R F O R U M
Mit jeder Sonnenfinsternis verbindet sich eine neue Geschichte. Die Jagd auf die Sonnenfinsternis in Madagaskar war für uns eigentlich lange vorüber bevor der Mond die Sonne berührte. Mit dem Flugticket nach Madagaskar und dem Reiseziel Morombe hatten wir nahezu 100-prozentige Erfolgsgarantie erworben. Entsprechend entspannt gingen wir dem großen Augenblick entgegen. Unter sattblauem Himmel am Palmenstrand und mit der Routine schon mehrfacher erfolgreicher Sonnenfinsternis-Beobachtung, war Spannung eigentlich nicht mehr vorhanden. Der erste Kontakt wurde noch ausgerufen, dann verlief alles erstaunlich ruhig. Viele große Sonnenflecken nahm die bedeckende Mondscheibe auf ihrem Weg zu Diamantring und Korona. In der letzten halben Stunde vor der Totalität fiel die Temperatur um etwa 10 Grad auf immer noch erträgliche 24 Grad im (Mond-)Schatten. Schließlich ein langer Diamantring: Über 30 Sekunden schmolz der letzte Lichtschein dahin, während die Korona schon als zarter Ring sichtbar wurde um schließlich als voll entwickelte Maximum-Korona aufzuleuchten. Der Übergang verlief erstaunlich undramatisch. Keine fliegenden Schatten wurden gesichtet. Durch unseren Standort auf Meereshöhe blieb das Heraneilen des Mondschattens unsichtbar. Auch das rote Leuchten der Chromosphäre, das bei der Sonnenfinsternis 1995 in Indien besonders auffällig war, blieb aus. Während die Korona über uns trotz der bescheidenen Horizontdistanz von 13 Grad in erstaunlicher Höhe feierlich strahlte, dunkelte der Himmel nur auf eine helle Dämmerung ab. Östlich und westlich von uns blieb der Horizont gelborange während er sich vor uns graublau verdunkelte. Dies war die Folge der sehr lang gestreckten Schattenellipse des Mondes auf dem Weg
Abb. 4: Obwohl Sonnenfinsternis-Schutzbrillen in Madagaskar in ausreichender Menge angeboten wurden, war der Verkaufspreis von umgerechnet zwei Mark für die meisten Einheimischen viel zu hoch. Diese beiden Damen waren jedoch bestens ausgerüstet. Aufnahme von C. Johannsen.
über Madagaskar, kurz vor dem Abheben von der Erdoberfläche über dem Indischen Ozean. In der von den meisten anwesenden Beobachtern als auffällig unstrukturiert beschriebenen Maximum-Korona leuchteten viele, mit bloßem Auge als nadelfeine kleinste rote Sprenkel am Sonnenrand sichtbare Protuberanzen. Jedoch keine derart auffällig, wie die der 1999er Sonnenfinsternis. Mit 2 Minuten 20 Sekunden Totalität bleiben wir in Morombe etwa 20 Sekunden hinter der auf der Zentrallinie möglichen Dauer zurück. Der Aufwand, in das nur mit Allradfahrzeugen erreichbare Delta des Mangoky-Flusses vorzudringen um eine kurze zusätzliche Zeit herauszuholen, erschien uns angesichts der ausgezeichneten meteorologischen Situation in Morombe nicht gerechtfertigt. Seit 1995 haben wir vier eindeutig verschiedene Sonnenfinsternisse erlebt: Magische 50 Sekunden am frühen Morgen in Indien, das Hereinbrechen der Abenddämmerung mitten am Tage in Guade-
loupe, die glückliche Jagd auf die richtige Wolkenlücke in Frankreich mit dem heranrasenden Mondschatten und der hochstrukturierten Maximum-Korona als dramatischen Höhepunkt. Und nun dieses sanfte Verlöschen des Tagesgestirns über dem Meer eine gute Stunde vor Sonnenuntergang. Dieser steuerte noch eine so nicht vermutete Dramatik bei: Wird der Mond die Sonnenscheibe bei Sonnenuntergang verlassen haben? Die NASABerechnungen, die wir hatten, bedeuteten ein Finsternisende bei 0 Grad Sonnenhöhe. Unsere Beobachtung ließ keinen Zweifel zu, kurz bevor die Sonne hinter dem Horizont verschwand, gab der Mond die Sonne wieder vollständig frei. Wir hatten also die Sonnenfinsternis in Morombe in voller Länge beobachtet. Bei keiner Sonnenfinsternis bisher war uns der Ablauf der Ereignisse so vertraut und der Erfolg so sicher.
Abschied Bis zum 14. Juli blieben wir noch auf der großen Insel, sahen wunderschöne Landschaften, fuhren mit der einzigen Eisenbahn des Landes durch den tropischen Regenwald an der Ostküste und besuchten den Nationalpark Ranomafana. Wir haben auf unserer Reise durch das Land bettelnde Kinder und alte Leute gesehen, wir haben auch gesehen, daß auf den Märkten und in den Geschäften alles lebensnotwendige reichlich angeboten wird. Wir sahen eine ausgesprochen junge und kinderreiche Bevölkerung, das ständige ,,Bonjour, wâsa !", mit dem uns die Kinder in Stadt und Dorf aus jedem Haus und jedem Winkel begrüßten, wird uns eine der Erinnerungen an Madagaskar bleiben. Madagaskar, dieses schöne Land bereisen zu können, war ein Abenteuer, nicht immer einfach, aber voller positiver Überraschungen.
Die große Sculptor-Galaxie NGC 253
oder ein 130 mm-Refraktor lässt tief blicken
von Michael Hoppe
Ein absolutes ,,Muss" für Deep-Sky-Fans am Südhimmel ist die sogenannte ,,große Sculptor-Galaxie" mit der Katalogbezeichnung NGC 253. Neben den bereits mit dem bloßen Auge beobachtbaren Nachbargalaxien unserer Milchstraße, den Magellanschen Wolken, ist insbesondere die Galaxie NGC 253 ein Highlight des Südhimmels.
Auch mit kleineren Instrumenten offenbart diese helle Galaxie viele Strukturen und kann daher als Beobachtungsobjekt auch für Einsteiger nur empfohlen werden. Am Nordhimmel ist es die bekannte ,,Andromedagalaxie" (M 31), die oft als bevorzugtes Deep-Sky-Objekt eingestellt wird, zumal unter Landhimmel auch schon
eine Beobachtung mit bloßem Auge möglich ist. Die Nachbargalaxie ist zudem auch leicht auffindbar über die Sternenkette - µ - Andromedae [1]. Weitere interessante Galaxien sind z. B. im Frühjahr die Whirlpool-Galaxie (M 51 + NGC 5195) oder die schöne Edge-On NGC 4565. Am Südhimmel findet man weitere beein-
B E O B A C H T E R F O R U M 115
reiche Galaxie. Im Jahre 1997 ging es dann
nach Namibia und unter dem dunklen,
phantastisch klaren Himmel, fast im Zenit
stehend, war die Galaxie bereits im 6x30-
Sucher ein längliches Objekt. Mit dem
Celestron 5 (125/1.250 mm SC) sowie
einem eudiaskopischen 30 mm-Okular
(42-fach) und einem LV 10 mm-Okular
(125-fach) zeigte sich trotz der relativ klei-
nen Öffnung eine längliche Galaxie (ca.
5:1) die deutlich strukturiert erschien [5].
Bei meinem letzten Namibiaaufenthalt im
Jahre 2000 konnte ich dann mit meinem
StarFire 130- EDF (130/780 mm)-Refraktor
schöne Aufnahmen gewinnen. Besonders
interessant ist hierbei, dank des im roten
Spektralbereich sehr empfindlichen Kodak
Abb. 1:
E 200 prof. Filmmaterials, dass auf den
Galaxie NGC 253 und Kugelsternhaufen NGC 288, 30 Minuten belichtet von
Aufnahmen u. a. auch Emissionsnebel (HII-
Michael Hoppe mit Teleobjektiv 1:4,0/200 mm (abgeblendet auf 1:5,6) auf
Regionen) in NGC 253 zu erkennen sind.
Ektachrome 200 prof. Film, Aufnahmeort: Farm Hakos / Namibia.
Literaturhinweise:
druckende Galaxien. Im Sternbild ,,Bild- -25 Grad 17' (RA 0h 47,6m), nie sehr hoch über [1] Ronald Stoyan, Deep-Sky Reiseführer,
hauer" (lat. Sculptor) befindet sich eine 7,6 den Horizont. Gut beobachtbar ist NGC
Oculum Verlag
mag helle Galaxie, von der nunmehr die 253 jedoch schon von den Kanaren aus. [2] Agnes Acker, Praxis der Astronomie,
Rede sein soll.
Bei meinem ersten Astrourlaub auf der
Birkhäuser/Springer Verlag
NGC 253 ist eine acht Millionen Lichtjahre Kanareninsel ,,La Palma" stand daher NGC [3] The Night Sky Observer`s Guide, Willmann-
entfernte Galaxie, die u. a. mit NGC 55 und 253 als Wunschobjekt auf dem Beobacht-
Bell, Inc., Volume 1 (Autumn & Winter)
NGC 247 im Walfisch (lat. Cetus) eine ungsplan [4]. Diese erste Beobachtung [4] Die Kanareninsel La Palma aus amateura-
Galaxiengruppe bildet [1]. Entdeckt wurde unter ,,guten" Bedingungen war dann auch
stronomischer Sicht, SuW 7/96, 580
NGC 253, die eine Ausdehnung am sehr beeindruckend. Das Celestron 8 (200/ [5] Namibia - Astronomie unter dem Kreuz des
Himmel von 20' x 4' hat, im Jahre 1783 2.000 mm SC) zeigte eine helle, struktur-
Südens, VdS-Journal 1999, 80
von Karoline Herschel, einer Schwester
von Wilhelm Herschel [1]. Die Klassifi-
zierung der Galaxie ist jedoch schwierig,
es handelt sich wahrscheinlich um eine
Galaxie vom Typ Sc oder Sbc [2]. Der
Durchmesser von NGC 253 soll etwa
70.000 Lichtjahre betragen und die Heimat
für ca. 4,8 Milliarden Sonnen sein [3]. Als
mögliche Aufsuchhilfe für die Galaxie
kann Ceti dienen und von diesem ausge-
hend, findet man ca. 4 Grad südlich ein Dreieck
von 6-mag-Sternen und von hier aus sind
es noch 3 Grad weiter südlich bis zu NGC 253
[1]. Zusammen mit dem 2 Grad südöstlich gele-
genen Kugelsternhaufen NGC 288, der
etwa 30.000 Lichtjahre entfernt ist, bildet
NGC 253 ein hübsches Paar. Ein reizvoller
Anblick im Fernglas oder einem kurz-
brennweitigen Instrument. Fotografisch
interessant ist dieses Paar schon ab 200 mm
Brennweite, für die fotografische Erfas-
sung von Strukturen in der Galaxie werden
jedoch mindestens 500 mm Brennweite
benötigt. Fotografisch kommen daher z. B.
bereits die bekannten, kleineren Maksutov-
Teleobjektive (,,Russentonnen") MTO Abb. 2:
1:6,3/500 mm oder Rubinar 1:5,6/500 mm Die Sculptor-Galaxie NGC 253, 30 Minuten belichtet von Michael Hoppe mit
in Betracht. Von Mitteleuropa aus kommt StarFire EDF-Refraktor 130/780 mm auf Ektachrome 200 prof. Film,
die Galaxie, aufgrund der Deklination von Aufnahmeort: Farm Hakos / Namibia.
116 B E O B A C H T E R F O R U M
Das ,,X" markiert den Schatz - Auf der Suche nach einem ,,Schattenkreuz"
von Oliver Klös und Stefan Messer
Die Entdeckung Seit Robert L. Stevensons ,,Die Schatzinsel" weiß jedes Kind: Wo auf einer Schatzkarte ein ,,X" gemalt ist, dort befindet sich der Schatz. Wir hatten das vergessen. Es hätte so nützlich sein können ... Am 4. Oktober 2001 hatten wir eine klare Nacht mit recht gutem Seeing. So entschlossen wir uns, mit der SAC IV [1], eine für astronomische Zwecke umgebaute Webcam, ein paar Testbilder vom Mond aufzunehmen. Durch die guten Beobachtungsbedingungen konnten wir eine Barlowlinse (Meade Series 4000) einsetzen. Am Terminator entlang machten wir ein paar Aufnahmen. Aufnahmezeitpunkt und Koordinaten waren nicht wichtig; wir wollten doch nur die Kamera testen und ein bisschen die Bedienung der Kamera üben. Ein Bild mit einer eigenartigen Schattenformation fiel uns zwar auf, doch das Ungewöhnliche an diesem Schattengebilde wurde uns erst am nächsten Tag bewusst. Doch wo auf dem Mond hatten wir es aufgenommen? Die Suche begann ... Zum Glück hatten wir das Bild mit der Software ,,AstroVideo" [2] aufgenommen und im FITS-Format gespeichert. So konnten wir den genauen Zeitpunkt der Aufnahme aus dem FITS-Header entnehmen. Mit GUIDE 7.0 [3] simulierten wir den Terminator zum Zeitpunkt der Aufnahme und erhielten so genaue Angaben zur selenografischen Länge des Terminators. Die Größe des Bildausschnitts bestimmten wir grob an Hand von anderen Aufnahmen des Mondes. Da wir die Monddarstellung mit Aufnahmen der CLEMENTINE-Sonde in GUIDE 7.0 benutzten, mussten wir unsere Suche hier bald abbrechen. Die Bilder der Sonde geben mehr den Anblick bei Vollmond wieder und sind für die Suche einer Schattenregion am Terminator nicht geeignet. Wir nahmen den Mondatlas von Rükl [4] zur Hilfe und tasteten uns an der selenografischen Länge des Terminators entlang. Auch hier war es sehr schwierig für uns, die gezeichneten Karten auf das Foto zu übertragen. Erschwert wurde die Suche noch dadurch, dass die Region oft am Kartenrand lag. (Wer kennt das nicht: Immer, wenn man den Autoatlas braucht,
liegt das Gebiet garantiert am Kartenrand und man muss ständig hin- und herblättern - Murphy' s Law). Wir ärgerten uns, dass wir nicht bei der Aufnahme die Koordinaten aufgezeichnet hatten. Wir hätten uns die ganze Sucherei sparen können. Doch dann hatten wir Erfolg. Der helle Krater am linken Bildrand und die gewundene Schlucht identifizierten wir schließlich auf der Karte 37 im Mondatlas. Die Region, die das Kreuz ausmachte, war kaum auf der Karte 38 zu erkennen.
Als wir das Kreuz erkannt hatten, sahen wir, dass die Stelle mit einem ,,X" gekennzeichnet war - wie auf einer Schatzkarte. Robert L. Stevenson lässt grüßen ....
brechung im Westen. Der Kopf des Kreuzes ist der Krater Apollonius X (das ,,X" auf unserer Schatzkarte). In Richtung Süden erstreckt es sich weiter über Apollonius B, bis es im Fuß in den kleinen Kratern Apollonius A, J und V endet. Die Waagerechte beginnt nördlich der beiden Krater Apollonius F und Daly im Osten und geht zwischen den Kratern Apollonius X und B hindurch bis zu einem Tal nördlich des Kraters Abbot im Westen. Eine Bergformation unterbricht den Schatten westlich des Mittelpunktes. Bei dem hellen Krater im Westen handelt es sich um Asada. Die Balken haben je eine Länge von ca. 100 km. Ca. 75 km nördlich des Kreuzes beginnt das Mare Crisium.
Die Schattenformation Das ,,Apollonius Kreuz" - diesen Namen wählten wir, weil der Schatten die Form eines Kreuzes hat, mit einer kleinen Unter-
Offene Fragen Leider haben wir diese Formation bisher nur einmal beobachtet und so bleiben einige Fragen:
Colongitude bei 121,3 Grad Datum
Zeit UT (+-15 min.)
2002 27. Juni 27. Juli 25. August 24. September 23. Oktober 22. November 22. Dezember
21:00 08:00 19:15 07:15 20:00 09:30 00:00
2003 20. Januar 19. Februar 20. März 19. April 18. Mai 17. Juni 16. Juli 15. August 13. September 13. Oktober 11. November 11. Dezember
14:45 05:15 19:00 07:30 19:30 06:30 17:30 04:30 16:15 04:45 18:00 08:15
*) Beste Beobachtungsmöglichkeit
Mond über dem Horizont bei geograf. Länge E 8,5 Grad
Nein Nein Nein Ja Ja Nein Ja *)
Nein Ja Nein Nein Nein Nein Nein Ja Nein Ja Ja Ja
Tabelle 1: Beobachtungsmöglichkeiten (Berechnung mit GUIDE 7.0)
B E O B A C H T E R F O R U M 117
Abb. 1: Das ,,Apollonius Kreuz". Aufnahme von Oliver Klös und Stefan Messer am 4.10.2001 um 22:14 UT (Mondalter 17,49 Tage), mit Teleskop 10"-LX200 f/10, mit 2x-Barlowlinse Series 4000 und Kamera SAC IV, 320 x 240 Pixel. Selenografischer Mittelpunkt: N 6 Grad 40' E 58 Grad 0', selenografische Colongitude der Sonne: 121,34 Grad , Libration: B 5,89 L -4,33, Bildausschnitt 2,2' x 1,7'. Aufnahme mit der Software ,,AstroVideo" als 32-bit FITS-file, verarbeitet als 16-bit FITS-file mit IRIS [5] (Kontrast, Helligkeit, unscharfe Maske). Exportiert als Bitmap.
· Wie lange ist das Kreuz zu sehen, während die Mondrotation fortschreitet?
· Wird sein Erscheinen von der Libration des Mondes beeinflusst?
· Wie sieht die Formation bei zunehmendem Mond aus, wenn der Terminator sich westlich des Kreuzes befindet?
Leider kann man das Apollonius Kreuz
nur selten beobachten (Tabelle 1). Immer bleiben Fragen offen, doch das Spannende ist die Schatzsuche und nicht der Schatz selbst.
Literaturhinweise [1] SAC-IMAGING, www.sac-imaging.com [2] Bev Ewen-Smith: ASTRO VIDEO,
www.ip.pt/coaa/software.htm [3] Bill Gray: GUIDE 7.0,
www.projectpluto.com [4] Antonin Rükl: Mondatlas, Verlag Werner
Dausien, Hanau, 1990 [5] Christian Buil: IRIS,
www.astrosurf.com/buil/us/iris/iris.htm
Dokumentation der Saturnbedeckung vom 3.11.2001 mit Video
von Hans-Günter Diederich
Am 3.11.2001 fand ein seltenes Ereignis statt: die Bedeckung des Planeten Saturn durch den Mond. Das dieses Mal gut geeignete Wetter ermöglichte vielen Stern- und Planetenfreunden eine erfolgreiche Beobachtung. Einige von uns nahmen auch die Gelegenheit war, die Bedeckung fotografisch zu dokumentieren. Ich möchte hier über meine Videobeobachtung berichten, einige Hinweise zur benutzten Technik geben und auch ein Bild präsentieren. Bereits seit über einem Jahr standen diese und die nächste Saturnbedeckung in meinem Kalender. Die Information dazu entstammten dem ,,Sternenhimmel", einem astronomischen Jahrbuch. Aber auch auf verschiedenen Webseiten war bereits vor noch längerer Zeit hierauf aufmerksam gemacht worden.
Zur Vorbereitung hatte ich in meinem Planetariums-Programm Guide 7 mittels Animations-Tool die Kontaktzeiten bestimmt und diese aufgeschrieben. Das Wetter war überraschend gut. Also packte ich alles zusammen, fuhr in den Odenwald und stellte nach dem Aufbau des Teleskops ein exzellentes Seeing fest.
Der helle Lichtpunkt des Saturn konnte noch mit bloßem Auge links vom Mond gesehen werden. Der Mond selber zeigte einen Hof, zerzauste Jetstreifen bedeckten fast den ganzen Himmel. Bei 82 % Luftfeuchtigkeit war auch die Taukappenheizung von Anfang an eingeschaltet. Obwohl die Videoausrüstung mit dabei war, wollte ich diese zunächst nicht aufbauen. Ich befürchtete, dass der helle
Vollmondrand eine Videoaufnahme nicht ermöglichen würde.
Sowohl im 24 mm- als auch im 9 mmOkular des 7"-Mak zeigt sich der Hintergrund um Saturn lichtüberflutet, und an manchen Stellen sehe ich sogar farbige Reflexe. Aber die Luft steht wie eine ,,1", wie es nur sehr selten vorkommt. Saturn gibt ein ungemein plastisch wirkendes Bild ab. Die Cassini-Teilung ist gestochen scharf, und ich verspüre den starken Drang, Saturn anzufassen und aus seinem Ringsystem herauszuheben. Diese Bedingungen bei Neumond ....
Noch 25 Minuten bis zum geplanten Beginn des Ereignisses. Ich entscheide mich jetzt doch noch für den Versuch einer
118 B E O B A C H T E R F O R U M
Videoaufnahme. Sollte das daneben gehen, würde ich mittels Klappspiegel aufs Okular und damit auf die visuelle Beobachtung umschalten.
Dank meines Video-Koffers mit angeschraubten und angekletteten Teilen, und überwiegend vorverkabelten Komponenten, geht der Aufbau flüssig vonstatten. 7 Minuten vor dem ersten Kontakt bin ich fertig und nach 30 Sekunden beim Saturn, der noch alleine stehend gut fokussiert auf dem LCD zu erkennen ist. VHS-Kassette eingeschoben, zwei Tasten gedrückt und schon läuft die Aufnahme. Die Konfiguration sieht jetzt wie folgt aus: 7"-Mak (Alt-Az montiert), Kippspiegel mit 24,5mm-Okular, Astro-Videokamera B05-M3 (Vixen), Time-Inserter (Prof. Cuno), DCF77-Empfänger (Conrad).
3.11.2001, 21:54 MEZ Ich verfolge das Ereignis jetzt am LCDMonitor des VCR. Der DCF77-Empfänger ist synchronisiert und piept im Sekundentakt vor sich hin, der Time-Inserter blendet Wochentag, Datum, Uhrzeit und Halbbildnummer ins Videobild ein. Ein Lichtreflex kündigt den nahenden Vollmondrand an.
3.11.2001, 21:56 MEZ Und da ist der Mond: Langsam schiebt er sich von rechts in das Gesichtsfeld auf den Saturn zu. Und dessen Scheibe einschließlich seines Ringsystems bleibt deutlich sichtbar, auch wenn es etwas schwächer wird. Die Scheibe des Mondes ist vollkommen überbelichtet, aber dennoch scharf begrenzt. Kein Wackeln, Wabern oder Zittern: ein Spitzen-Seeing.
3.11.2001, 22:00 MEZ Saturn befindet sich nur noch einen Durchmesser des Ringsystems vom Mondrand entfernt. Die Helligkeit des Planeten auf dem Monitor nimmt ab, die gleißende Helligkeit des Mondes fordert ihren Tribut.
3.11.2001, 22:01:22 MEZ Kontakt! Der Mondrand berührt den Rand des Ringsystems, streicht über die Saturnringe hinweg, durchmisst den dunklen Zwischenraum zwischen Innenkante Ring und Rand des Planeten, wandert über die Planetenscheibe hinweg und anschließend über die linke Hälfte des Ringsystems.
3.11.2001, 22:02:42 MEZ Saturn ist verschwunden. Ein tolles Erlebnis. Und jetzt auch hoffentlich doku-
mentiert. Aufgeregt und mit Vorsicht spule ich das Band zurück, und jetzt auf Wiedergabe: Die Bedeckung ist im Kasten, d. h. auf dem Band. Aufatmen!!! Ich kann es noch gar nicht fassen.
In 45 Minuten steht das nächste Ereignis an: das Wiederauftauchen von Saturn auf der dunklen Mondseite. Also stelle ich wieder meinen Astro-Küchenwecker und lege aus Sicherheitsgründen ein zweites Band ein. Alles bleibt so stehen, trotz des Taufalls. Mir ist die Gefahr einfach zu groß, dass beim Abbauen etwas mit den Kabeln passiert. Und üblicherweise bin ich beim Einpacken immer etwas unordentlicher als beim Auspacken.
3.11.2001, 23:08 MEZ Obwohl jetzt die Sichtbedingungen am dunklen Mondrand viel besser sind, ist es für mich jetzt schwieriger: Da in Alt-Az aufgebaut, kann ich das Teleskop nicht einfach laufen lassen, ich muss Saturn also bei laufendem VCR suchen. Erschwerend kommt hinzu, dass der dunkle Mondrand im Videobild nicht zu erkennen ist. Eine gewisse Ablenkung durch den prächtigen kraterübersäten Terminator tut ein übriges.
Mond berührt ...
Außenrand Ring Innenrand Ring Saturnrand Saturnrand Innenrand Ring Außenrand Ring Gesamtdauer: Dauer Saturnbedeckung: Ringbreite 1: Ringbreite 2: Zwischenraum 1: Zwischenraum 2:
22:01:16,6 22:01:31,3 22:01:41,6 22:02:19,6 22:02:30,6 22:02:40,6 84 s 38 s 15 s 10 s 10 s 11 s
es erscheint vom Saturn ...
Außenrand Ring Innenrand Ring Saturnrand Saturnrand Innenrand Ring Außenrand Ring Ringbreite 2: Zwischenraum 2:
23:06:20,8 23:06:30,8 23:06:43,9 14 s 10 s
Tabelle 1: Kontaktzeiten (in MEZ)
Als ich Saturn schließlich finde, steht er bereits zu 3/4 frei. Aber es ist jetzt ein viel schönerer Anblick als zu Beginn: links die ausgeblutete Vollmondscheibe, rechts folgend der Terminator, dann alles dunkel und in der Mitte des Gesichtsfeldes Saturn mit Ringsystem, von dem eine deutliche Portion wie mit der Schere abgeschnitten fehlt. Diese Nacht ist ein toller Erfolg und hat mir große Freude bereitet. Abbau und Rücksturz zur Erde ...
Am nächsten Abend bestimmte ich mittels Framegrabber und Einzelbildschaltung des VCR die Kontaktzeiten, was gar nicht so einfach war. Das Problem bestand dabei nicht in der Genauigkeit der Zeitaufzeichnung (ca. 20 ms) sondern im Erkennen, auf welchem Halbbild nun das Ringsystem den hellen Mondrand berührt und auf welchem noch nicht. Zudem trat knapp vor dem ersten Kontakt eine ,,Brücke" auf, welche die Unsicherheit vergrößerte.
Die ermittelten Kontaktzeiten sind in Tabelle 1 dargestellt. Die ganze Auswertung ist zwar wissenschaftlich ohne Bedeutung, stellte aber auf jeden Fall eine gute Übung für den wissenschaftlich interessanten Fall einer streifenden Sternbedeckung durch den Mond, einer ,,normalen" Sternbedeckung (Doppelsternauflösung) oder einer Sternbedeckung durch einen Planetoiden (mit Bestimmung der Geometrie dieses Objektes) dar.
Aus dem Videoband habe ich sechs Einzelbilder gewonnen und zu einer Montage zusammengestellt, die für mich das Erlebnis meiner ersten Saturnbedeckung zusammenfasst.
Nachtrag: Die Art, wie man bei Bedeckungserlebnissen seine Technik transportiert und aufbaut, hat bei Stern- und Planetenbedeckungen einen ungemein größeren Einfluss auf den Erfolg als bei normalen Beobachtungen, die einem nicht weglaufen. Ich möchte daher einige Hinweise anfügen:
Die Einzelkomponenten meiner Videoausrüstung wurden nach und nach zusammengekauft. Ausgangspunkt war der auch heute noch reizvolle Gedanke, auch bei mäßigem Seeing durch die kurze Belichtungszeit einer Videokamera von 20 ms (Halbbild) brauchbare Bilder gewinnen zu können. Die nächste Erweiterung stellte
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Abb. 1: Saturnbedeckung am 3.11.2001, Ausschnitte aus einer Videosequenz. Technische Daten s. Text.
dann das Einblenden exakter Zeiten durch einen Zeitzeichensender dar, um auch solche Ereignisse präzise auswerten zu können, die wie Sternbedeckungen durch Mond und Planetoiden eine Dokumentation der Kontaktzeiten auf Sekunden und manchmal auch auf Bruchteile von Sekunden genau erfordern.
Diese Technik unterscheidet sich von der visuellen Beobachtung und der Aufnahme von Bildern mit CCD-Kameras. Daher wurde bereits sehr früh eine Kiste zusammengestellt, die speziell die Video-Technik für diese Art von Beobachtungen zusammenfasste und dann schnell ins Auto gestellt werden konnte, ohne etwas zu vergessen. Aber das Verkabeln vor Ort im Dunkeln und unter dem enormen Zeitdruck, der gelegentlich durch Wolkenlücken entsteht (oder weil man kurzzeitig im Schlamm stecken geblieben ist, der Mond aber nicht wartet) erforderten eine bessere, narrensichere Konfiguration. Somit erfolgte ein erster Umzug in einen umgebauten Pilotenkoffer, in dem alles seinen festen Platz hat, viele Geräte festgeschraubt oder mit Klettband befestigt sind und nur ein einziges Kabel zum 12 VAnschluss verlegt werden muss. Allerdings müssen immer noch der VHS-Recorder und der LCD-Monitor herausgehoben und auf einen Tisch gestellt werden. Ihre 12 VKabel sind so sperrig, dass auch sie jeweils getrennt gestaut und bei jedem Aufbau neu
eingestöpselt werden müssen. Kabel sind der Feind des Astronomen und haben nachts, zudem wenn schwarz, immer mindestens drei Enden.
Es steht jetzt der zweite Umzug an: Statt eines mehrere hundert DM teuren stabilen Koffers (billigere Varianten ließen bisher nie den Betrieb des VCR im Koffer zu) fand ich durch Zufall einen passenden Plastikkoffer für 30 DM. Dieser wird mit einer Holzplatte verstärkt, auf dem der
VCR festgeschraubt ist. LCD-Monitor und DCF77-Empfänger kommen an die Deckelinnenseite. Zukünftig stelle ich diesen Koffer dann einfach neben das Teleskop, Deckel auf, mit 12 V verbunden, Kassette eingeschoben und fertig. Hiermit wird dann der technikbedingte Aufbaustress vollkommen vermieden. Einer genüsslichen oder/und interessanten Beobachtung von Stern- und Planetenbedeckungen steht dann nichts mehr im Wege.
,,Du musst zugeben, KOS: Diese Aufnahme ist doch hervorragend!
Dunkle Materie!" ,,Aber MOS, das Dia ist doch vollkommen schwarz!!!" ,,Eben..."
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Die Saturnbedeckung am 3.11.2001
von Reinhard Lehmann, Volkmar Koch und Werner Hasubick
Diese Saturnbedeckung konnte auch in der Volkssternwarte der Astronomischen Gesellschaft Buchloe e.V. gut beobachtet werden. Dabei gelangen eine ganze Reihe
Bilder bei sehr gutem Seeing. Beobachtungsinstrument war der 440/2.000 mm Newton der Sternwarte. Die Bilder wurden durch Okularprojektion mit Vixen 5-mm-
LV-Okular und Olympus Camedia C-3030 Digitalkamera erhalten. Belichtungszeit war ca. 1/2 Sekunde.
Abb. 1: Aufnahmeserie vom Eintritt, technische Daten s. Text.
Abb. 2: Aufnahmeserie vom Austritt, technische Daten s. Text.
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Die Bedeckung des Saturns durch den Mond am 3. November 2001
- eine Bilddokumentation
von Oliver Klös und Stefan Messer
Bildgewinnung und -verarbeitung:
· Instrument: 10" LX 200 f 10, auf Polhöhenwiege, primärer Fokus
· Aufnahme: 3 AVI-files, 320 x 240 Pixel, aufgenommen mit SAC IV
· Umwandlung von AVI-Dateien in Bitmap-Dateien mit AVI2BMP
· Weitere Verarbeitung mit Corel PhotoPaint 7
Zuerst haben wir ein AVI-file mit der Mondoberfläche (Shutter 1/180) aufgenommen, um später die unterschiedliche Helligkeit von Mond und Saturn auszugleichen. Drei Minuten vor der Bedeckung begann mit der SAC IV die Aufnahme mit 9 Bildern pro Sekunde, bis Saturn hinter dem Mond verschwunden war. Um 21:02:26 UT war die Hälfte des Saturns bedeckt (Abb. 2). In der Nachbearbeitung suchten wir die schärfsten Bilder der Bedeckung aus und bearbeiteten sie in Kontrast, Helligkeit, Farbbalance und mit der unscharfen Maske. Ein Bild des AVI-files der Mondoberfläche haben wir in die Bedeckungsbilder eingefügt, um die überbelichtete Mondoberfläche zu ersetzen. So geben die Bilder den Eindruck der Beobachtung durch ein Teleskop wieder.
Saturn verschwindet: Abbildungen 1-3
62 Minuten später erschien der Saturn am dunklen Rand des Mondes wieder. Jetzt hielten sich die Helligkeiten der beiden Objekte die Waage. Wir brauchten die Mondoberfläche nicht separat einfügen. Auch hier benutzten wir die ,,Tools"
Saturn taucht auf: Abbildungen 4-6
Helligkeit, Kontrast, Farbbalance, unscharfe Maske. Zusätzlich kam die adaptive Unscharfmaske zum Einsatz. Mond und Saturn bearbeiteten wir getrennt. Die Mondoberfläche hatte einen Farbstich, den wir entfernen mussten.
Astro zum Schmunzeln
von Marko Klüven Die Beteiligten:
der ,,alte Astro-Hase"
- Franz (F)
die Astro-Laien
- Marco-1 (M-1) und Hendrik (H) aus Neumünster (kaum bekannt), Marko-2 (M-2) aus Bad Segeberg (kennt eh keiner) und Rainer (R) aus Bornhöfed (out of area)
die schwarze Stehleiter - zum Erreichen des Okularauszugs
ein GA-2
- beleuchtetes Fadenkreuz.
Die Vorgeschichte: Ca. 2 Monate nichts getan wegen schlechten Wetters.
Die Nacht bricht über Schleswig-Holstein herein. Herbst 2000. Marko-2 fährt von der Arbeit nach Hause. Wolken, Wolken, ... vom Sternenhimmel keine Spur. Wieder nix mit Hobby. Wolken, Wolk-hah - eine Lücke! Mal abwarten, ob die größer wird. Zu Hause in Bad Segeberg angekommen,
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ist die Wolkenlücke mächtig gewachsen. Die Nase in den Wind - Ostwind, das könnte klappen. Abendbrot mit einem Auge zum Fenster. Franz ruft an: ,,Hier in Neumünster klart es auf, ist aber zu windig für Fotos vom Feld. Kommst du zur Sternwarte?" M-2: ,,Jo!" Astro-Gerödel geschnappt, Frau geküsst und ab dafür - hoffentlich reicht das Benzin im Auto, denn Tanken ist lästig. Stadtgrenze Neumünster - Mist, lange Unterhose vergessen. In der Kuppel der Sternwarte (im 4. Stockwerk) haben sich schon Franz, Henrik, Marco-1 und Rainer eingefunden und suchen bereits das Verbindungskabel der CCD-Kamera und sonstige wichtige Kleinigkeiten - wie immer. Endlich alles gefunden und angeschlossen - Computer läuft.
Das Spiel beginnt M-1: ,,Ich will mal M 51 fotografieren. Franz, sag mal, wo steht denn der?" Franz sagt wo. M-1: ,,Dann hol` ich mal die Leiter. Vorsicht, ich sehe kaum was!" H: ,,Warte, ich leuchte Dir. Wo ist denn meine Lampe?" Die schwarze Leiter zum Teleskop: ,,Donk!" F: ,,Passt bloß auf!!" M-2: ,,Ich möchte meine Minolta mit einem 300-er Tele mit aufsetzen. Franz, hält das Kugelgelenk das?" F: ,,Nö." M-2: ,,Und nu?" F: ,,Versuch mal das 135-er Tele, das ist nicht so schwer." M-2: ,,Blödes Kugelgelenk. Na gut." H: ,,Ich will heute mal am Leitfernrohr nachführen." F: ,,Ich finde die Steckhülse für die CCDKamera nicht! Ich muss noch mal runtergehen." Marco-1 schaut gequält durch den Sucher. M-1: ,,Franz, ich finde den M 51 nicht." M-1, ohne den Kopf abzuwenden: ,,Fraanz? Fraaanz!?" R: ,,Franz ist unten." H: ,,Hach, die Batterie vom GA-2 ist leer. Haben wir noch eine?" Alle: ,,Nein!" H: ,,Dann bau` ich was. Ich geh` mal runter." Marco-1 sucht immer noch M 51: M-1: ,,Wo bleibt denn Franz?? Ich finde das Ding nicht." M-2: ,,Ich weiß auch nicht wo der steht - nimm doch den Ringnebel."
M-1 steigt von der Leiter, geht zur Tür und ruft ins untere Stockwerk: ,,Fraaanz?!" Franz diskutiert mit Hendrik. M-1: ,,Na gut, dann eben Ringnebel." Gesagt - getan. M-2 fummelt an der Minolta herum: ,,Dieses miese Kugelgelenk! Da hält doch nix!" Hendrik kommt zurück, hat eine größere Batterie gefunden, ein bisschen Kabel und (?... richtig!) Klebeband. Er bastelt und gewinnt. Franz kommt mit der Steckhülse - was für`n Glück. Marco-1, Franz und Rainer am PC, Marko-2 an der CCDKamera - Fokus suchen - gefunden. Das erste gute Testbild. Weitere sollen folgen, aber: M-1: ,,Ich bekomme überhaupt nichts mehr auf den Schirm!" H am GA-2: ,,Ich kann auch nichts sehen." F peilt über die Schulter: ,,Dreh mal die Kuppel!" Hendrik dreht, das Objekt ist wieder auf dem Monitor zu sehen. Er schaut ins GA-2. H: ,,Ich finde aber nichts." F: ,,Schau mal nach dem Schutzdeckel." H: ,,Danke!" Hendrik nimmt Deckel vom Leitfernrohr ab, sucht und findet Leitstern. H: ,,Das wackelt alles so." R: ,,Marko, hör mal kurz auf an der Minolta rumzufummeln." M-2: ,,Sorry." H: ,,Der wandert ewig aus." R am Bildschirm: ,,Stimmt, hier auch." F: ,,Sind die Achsen fest?" M-2: ,,Nö - aber jetzt." M-1: ,,Jetzt ist wieder alles verstellt!" Alles von vorn. Ringnebel und Leitstern, gesucht und gefunden. Alle außer Hendrik starren auf den Bildschirm. Nach ca. 2 Minuten Testbilder machen: M-2: ,,Verdammt! Ich muss noch die ASA einstellen." Marko-2 schiebt sich zwischen Menschentraube und Montierung seitlich in Richtung Minolta, schielt dabei zum Monitor. Die schwarze Leiter zu M-2: ,,Donk!" Marko-2 klettert auf der Leiter zur Minolta und stellt die ASA ein. F zu M-2: ,,Hast du schon gespannt ?" M-2: ,,Äh - nöö. Aber jetzt." F: ,,Nun bin ich auch gespannt!" Und siehe da! H: ,,Alles wieder weg." R macht ein Testbild: ,,Hier auch." M-2: ,,Sorry." Marco-1 läuft sauer durch die Kuppel. Die schwarze Leiter zu M-1: ,,Donk !"
Alles von vorn. Ringnebel und Leitstern, gesucht und gefunden. Und wieder: R: ,,Wieso kriege ich auf dem Monitor kein Bild?" F: ,,Hendrik, hast du noch deinen Leitstern?" H: ,,Hach Franz, die Montierung läuft nicht richtig mit." F: ,,Wieso!?" H: ,,Ich kann drücken, wie ich will, ich komme nicht hinterher. Ich hör auf. Ich schau nur noch." Sagt er, steht auf und schaut aus dem Kuppelspalt zum Himmel. H: ,,Ist auch schön." Alle wollen Hendrik aufmuntern: ,,Hendrik, komm, mach doch weiter." H: ,,Na gut." Alles von vorn. Ringnebel und Leitstern, gesucht und gefunden. Marko-2 stolpert über etwas, nicht die schwarze Leiter! R am PC: ,,Mensch, wer reißt denn da am Kabel!?" M-1: ,,Der PC steht ja plötzlich so nah an der Tischkante!" M-2: ,,Mist! Wer hat denn das PC-Kabel über die Gegengewichte gehängt? Das Kabel ist ganz stramm." Marko-2 will zum Schalter der Montierung und den Motor stoppen. Die schwarze Leiter zu M-2: ,,Donk!" F: ,,Jetzt wissen wir auch, warum alles auswandert. Das Kabel blockiert den Motor. Wenn man doch was zum Hochbinden hätte, sonst liegt das Kabel auf der Erde." Franz ereifert sich: ,,Immer das gleiche alte Spiel, aber da wird an 30,- DMArtikeln gespart. Genau wie die Steckhülse am Okularauszug. Wir brauchen noch eine kürzere für die Kamera. Seit ewigen Zeiten predige ich das schon. Und auch das Kugelgelenk, wie lange ich da schon ..." Revolutionslieder wollen gesungen werden. Aber da keiner eines kennt, pahh. Alte Geschichten folgen, ca.15 Min später: M-1: ,,Mir ist saukalt. Ich geh nach Hause." M-2: ,,Nix da, nun geht`s doch erst los !" M-1 leise: ,,Na gut." Das Kabel wurde befreit, alles ist heil geblieben. Wat`n Glück! Alles von vorn. Ringnebel und Leitstern, gesucht und gefunden. Hendrik führt nach. M-1: ,,Ich kriege nur das halbe Objekt auf den Monitor." F: ,,Hendrik, hast du deinen Leitstern?" H: ,,Hach, Franz. Ich weiß auch nicht, was hier los ist." F: ,,Welche Schalter drückst du denn. Bei
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diesem Handtaster musst du umdenken!" H: ,,Ach, ich hör auf. Ich schau nur noch." Hendrik steht auf und schaut aus dem Kuppelspalt. H: ,,Ist auch schön." Alle wieder: ,,Hendrik, komm und mach wieder mit." F: ,,Hendrik, du bist zu warm, die Luft flimmert vorm Rohr. Geh` vom Spalt weg." M-2: ,,Ja, warmer Hendrik. Geh` vom Spalt weg!" Alle haben Spaß. Hendrik lacht auch, alles wieder in Butter. Er will aber nicht mehr nachführen. Franz muss ran. Alles von vorn. Ringnebel und Leitstern, gesucht und gefunden. Marko-2 schaut Franz zu, da fällt ihm die Minolta ein. Er schleicht rückwärts an M-1, R und H vorbei und schaut noch mal zum Monitor. Die schwarze Leiter zu M-2: ,,Donk!" M-2 auf der Leiter: ,,So, nun löse ich gleich die Minolta aus. Achtung - jetzt." Marko-2 steigt von der Leiter und schaut auf die Uhr. Rainer wartet 10 Sekunden und startet dann die CCD-Aufnahme. Hendrik will an Marko-2 vorbei zu seinem Astro-Koffer. Die schwarze Leiter zu H: ,,Donk!"
Franz verliert den Leitstern. F: ,,Weg is` er. Was ist bloß heute los hier?" M-1: ,,Mir ist kalt!" H: ,,Ich schau nur noch." M-2: ,,Ein Mist hier." Marko-2 bricht die Minolta-Aufnahme ab. R: ,,Ich glaube, ich geh` gleich nach Hause." H: ,,Ich komm` mit." F: ,,Aber der Himmel wird immer besser!" M-2: ,,Stimmt." F zu M-2: ,,Wollen wir noch Mond und Planeten fotografieren auf Kleinbild?" M-2: ,,Jo!" R zu M1: ,,Hast Du eigentlich was gespeichert?" M-2: ,,Sollte ich??" R: ,,Ach, Bildschirmschoner sind ja auch ganz hübsch." 1:20 Uhr morgens - die andern sagen Tschüß und gehen nach Hause. M-2 zu F: ,,Und heute ist ein neuer Tag." Franz und Marko-2 klemmen die Minolta hinter einem 10-mm-Okular an den Okularauszug und haben bis 3:10 Uhr Spaß mit Mond, Planeten und der schwarzen Leiter. Man hat endlich mal wieder was gemacht! Danach räumen sie in der Kuppel auf und
machen noch ein paar Stimmungsfotos von der Dämmerung. Sie schalten das Licht aus, schließen alles zu und gehen zufrieden nach Hause. Alles ist gut. Wenn da nicht ein Elektromotor unermüdlich an der Stundenachse drehen würde und mit dem Hauptteleskop die schwarze Leiter in Richtung des kleinen Refraktors zu Fall brächte, der noch seit letzter Woche unbeteiligt auf dem Dreibein in der Kuppel steht ... Aber das ist eine andere Geschichte und soll ein anderes Mal erzählt werden.
PS: Inzwischen haben wir eine silberne Alu-Leiter.
Diese Geschichte möchte ich Franz Haar aus Neumünster widmen. Ein Mensch, der für alle andern immer da ist, nur nie für sich selbst. Er hat mir und andern Sternfreunden in den letzten Jahren seine Zeit so intensiv geopfert, dass er eigentlich nichts mehr für sich selbst erreicht hat. Jetzt aber fruchten langsam seine Bemühungen, aus uns anständige Amateurastronomen zu machen. Die beigefügten Fotos habe ich mit seiner Hilfe an der Volkssternwarte Neumünster gemacht. - Nichts besonderes, aber für mich ein Anfang.
Abb. 1: Der Mond am 22.9.2000 um 3:00 Uhr, Aufnahme von Marko Klüven mit einem 10"-Newton f/6, Okularprojektion mit 10-mm-Okular, elektrisch nachgeführt, auf Kodak 400 Gold, 1/2 Sek. belichtet.
Abb. 2: Saturn am 22.9.2000 um 1:30 Uhr, Aufnahme von Marko Klüven mit einem 10"-Newton f/6, Okularprojektion mit 10-mm-Okular, elektrisch nachgeführt, auf Kodak 800 Farbwelt (gepusht), Belichtungszeit 1/2 Sek.
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Keine Angst vor minus vierzig Grad!
von Rainer Mannoff
Um es gleich vorweg zu nehmen: Niemand muss sich warm anziehen. Ganz im Gegenteil; im folgenden Artikel geht es um den Sommer. Was dieser mit minus vierzig Grad zu tun hat? Eigentlich nichts - wenn man dabei an Temperaturen denkt. Nein, es geht um Koordinaten; Himmelskoordinaten, um es genauer zu sagen. Warum diese Angst machen können? Nun, das... aber lesen Sie doch erst einmal weiter!
In fast jeder Ausgabe einer astronomischen Fachzeitschrift sind sie zu sehen: Aufnahmen des südlichen Himmels. Die Nebel um Eta Carinae, der Kugelsternhaufen Omega Centauri oder die Staubstrukturen im Schlangenträger - um nur einige Highlights zu nennen. Das wären doch einmal Objekte für uns nordländische SternGucker und -Fotografen! Die Ernüchterung kommt dann aber fast immer bei der Bild-
erläuterung. Eine Farm in Namibia ... soso ... naja, was soll`s. Unser Sternhimmel ist ja auch nicht schlecht.
Zugegeben, ein Aufenthalt auf einer südlichen Farm, jede Nacht ein Sternenmeer, das ist auch für mich ein Traum. Andererseits, müssen wir denn wirklich so weit ,,hinunter", um diese Himmelsattraktionen bestaunen zu können? Eine große Anzahl von südlichen Objekten können wir auch von der Nordhalbkugel aus sehen - und fotografieren. Oftmals trauen wir uns nur nicht, etwas tiefer am Horizont den Auslöser zu betätigen.
Ich selbst wohne in Karlsruhe, also auf dem 49. Breitengrad. Der Himmelsäquator steht im Meridian bereits 41 Grad über dem Horizont. Theoretisch könnte ich also Objekte ,,ergattern", die eine Deklination von minus 41 Grad haben. Theoretisch ... praktisch sind dem natürlich viele Grenzen gesetzt: die zum Horizont hin schlechter werdende Durchsicht, Aufhellungen durch künstliches Licht und nicht zuletzt die Tatsache, dass tief im Süden stehende Objekte nur für kurze Zeit sichtbar sind, bevor sie wieder unter den Horizont verschwinden. Der Stern Antares im Skorpion hat eine Deklination von minus 26 Grad. Obwohl er in Karlsruhe bis zu 15 Grad über dem Horizont steht, erkenne ich zugegebenermaßen nur einen schwachen Lichtpunkt über den Häusern der Nachbarschaft. An eine Aufnahme von hier aus ist gar nicht zu denken. Aber kennen wir denn nicht alle einen Ort mit Sicht bis zum Horizont, möglicherweise auch noch mit geringer Lichtverschmutzung? In einem nahen Mittelgebirge, in den Alpen oder ... vom Urlaub in südlichen Europa her?
Abb. 1: Gasnebel IC 4628 und Sternhaufen NGC 6231 im Skorpion, aufgenommen von Rainer Mannoff am 22.6.2001 mit einem Spiegelobjektiv 1:5,6 / 1.000 mm, 30 Min. belichtet auf Ektachrome 200 (Push1), Aufnahmeort: Calar Alto / Spanien, 2110 m.
Meine Familie und ich waren im letzten Sommer in Spanien. Natürlich hatte ich die Astroausrüstung im Gepäck. Unser Urlaubsort lag am 39. Breitengrad und eine Berglandschaft, die Sierra de los Filabres mit dem Calar Alto, war nur wenige Autostunden entfernt. Als ,,die Sterne günstig schienen" und ich auf dem Weg zum Calar Alto war, musste ich an meinen Streit mit Werner Celnik denken. Hatte er doch wirklich behauptet, daß man von seiner geliebten Sierra Nevada aus ,,einen sehr schönen Blick hinunter in die Inversionssuppe
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des Calar Alto hätte". Das hatte ich so nie gelten lassen können. Warum hätte man denn unter diesen Umständen ein Observatorium auf den Calar gebaut? In der Abenddämmerung kam ich am Calar Alto an... in der Inversionssuppe. Sorry Werner; Du hast ein Bier gut.
Der Lichtkegel der direkt südlich gelegenen Stadt Almeria entwickelte sich mit zunehmender Dunkelheit immer prächtiger. Wirklich schlechte Bedingungen, und gerade tief im Süden stehenden Objekte hatte ich mir vorgenommen. Trotz allem begann ich mit der ,,Jagd"; Schließlich habe ich ja keine Angst vor Minusgraden.
Mein erstes und nördlichstes Fotoziel waren der Trifid- und der Lagunennebel auf minus 23 beziehungsweise 24 Grad Deklination. Sie kulminierten erst gegen 2 Uhr, so daß ich sie zwar tief stehend, aber noch vor der ,,Almeriaglocke" ablichten konnte. Für mein nächstes Ziel, NGC 6357, ging es dann 10 Grad abwärts. Die schöne Wasserstoffregion konnte ich ebenfalls noch knapp vor seiner Kulmination ablichten. Dies gelang mir jedoch nicht bei NGC 6334, dem bekannten Katzenpfotennebel, der sich bei fast minus 36 Grad befindet. Er stand direkt im Süden. Ob diese Fotos wohl etwas werden? Wenigstens gelang es mir dann wieder, meine südlichsten Fotoziele, die Wasserstoffregion IC 4628 und den offenen Sternhaufen NGC 6231, knapp hinter ihrer ,,Almeria-Kulmination" zu erwischen. Sie stehen immerhin bei minus 40 bzw. 42 Grad.
Abb. 2: Der ,,Katzenpfotennebel" NGC 6334 im Skorpion, aufgenommen von Rainer Mannoff am 22.6.2001 mit einem Spiegelobjektiv 1:5,6 / 1.000 mm, 35 Min. belichtet auf Ektachrome 200 (Push1), Aufnahmeort: Calar Alto / Spanien, 2110 m.
Völlig verunsichert hinsichtlich der Ergebnisse fuhr ich am nächsten Morgen zurück zum Urlaubsort. Noch am selben Tag entwickelte ich die Aufnahmen und siehe da: Trotz der wirklich schlechten Verhältnisse und der bis unter minus 40 Grad tief stehenden Objekte konnte ich mich über recht gelungene Aufnahmen freuen!
Ich habe mir bereits weitere südliche Objekte ausgesucht, die ich von Europa aus fotografieren möchte. Ich hoffe, daß ich viele ,,Nordländer" ermuntern konnte, meinem Beispiel zu folgen. Alles kann man natürlich nicht ergattern. Die Magellanschen Wolken bleiben auch im südlichsten Spanien noch fast 30 Grad unter dem Horizont. Die möglicherweise geplante Reise nach Namibia oder Australien muß also nicht ausfallen!
Abb. 3: Der Gasnebel NGC 6357 im Skorpion, aufgenommen von Rainer Mannoff am 22.6.2001 mit einem Spiegelobjektiv 1:5,6 / 1.000 mm, 30 Min. belichtet auf Ektachrome 200 (Push1), Aufnahmeort: Calar Alto / Spanien, 2110 m.
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Bericht des Vorstands 2001
Im Jahr 2001 fand sich der Vorstand zu insgesamt vier Sitzungen zusammen: am 24. Februar in Frankfurt/Main, am 9. Juni in Kirchheim/Th., am 6. Oktober auf der VdS-Tagung in Frankfurt/Main und am 10. November in Heppenheim.
Da die Zusammenarbeit zwischen den Fachgruppen der VdS untereinander und mit dem Vorstand gestärkt werden soll, gab es zusätzlich ein Treffen der Fachgruppenleiter, der Redakteure für das VdS-Journal und dem Vorstand am 9. Juni in der VdSSternwarte Volkssternwarte Kirchheim/Th. Haupt-Arbeitsschwerpunkte des Vorstands im Jahr 2001 waren u. a. die Vorbereitung der VdS-Tagung mit Mitgliederversammlung im Oktober in Frankfurt/Main, die Herausgabe des VdS-Journals, die Zusammenarbeit mit kommerziellen Zeitschriften, die Neugestaltung des VdSInfostandes, die Zusammenstellung eines Angebotes an Werbematerialien wie Stofftaschen, Aufkleber, T-Shirts oder MousePads, ein neues Faltblatt, sowie die Pflege und Gestaltung der VdS-Homepage (www.vds-astro.de).
In der amateur-astronomischen Szene gewinnen die Preise und Würdigungen der VdS für herausragende Leistungen von Amateur-Astronomen an Bedeutung. Wolfgang Lille erhielt die VdS-Medaille 2001 für seine herausragenden Sonnenaufnahmen, Günter D. Roth wurde für seine Verdienste um unsere Vereinigung zum Ehrenmitglied ernannt.
Sind Sie schon einmal hinter einem Auto mit VdS-Aufkleber hergefahren? Haben Sie auf Sonnenfinsternis- oder MeteorExpeditionen in andere Länder VdSTaschen und Aufkleber entdeckt? Die netten und praktischen Werbemittel der VdS wurden im VdS-Journal I / 2001 vorgestellt und können bei der Geschäftsstelle bestellt werden.
Die Konstituierung und Aufgabenverteilung des neu gewählten Vorstands wurden auf der Novembersitzung diskutiert. Otto Guthier als Vorsitzender und Sprecher der VdS organisiert die Arbeit der Geschäftsstelle und des Vorstands, bearbeitet Anfragen von Mitgliedern und astronomisch Interessierten an die Geschäftsstelle, hält den Kontakt zu den Ansprechpartnern
externer Organisationen und arbeitet im Team der Redaktion des VdS-J.
Dr. Werner E. Celnik als Schriftführer teilt sich mit O. Guthier den Schriftverkehr des Vorstands, betreut verschiedene VdSRubriken in anderen Zeitschriften, führt die Protokolle auf Sitzungen, bearbeitet Mitgliederanfragen und arbeitet im Redaktionsteam des VdS-J mit.
Unser neu gewählter Schatzmeister Thomas Kessler hat die Geschäftsführung unserer Vereinigung inne, betreut das Belegwesen, die Abrechnungen und die Buchhaltung, führt den finanziellen Schriftverkehr und erstellt den jährlichen Wirtschaftsplan. Vor allem ihm obliegt die schwierige Aufgabe der Umstellung der Vereinsbuchhaltung und Mitgliederverwaltung.
Wolfgang Steinicke betreut als neues Vorstandsmitglied den erfolgreichen Pressedienst der VdS, die VdS-Publikationen wie das Schnellzirkular, intensiviert die Kontakte zu Volkssternwarten und Planetarien und arbeitet im Team der VdS-J-Redaktion.
Peter Völker kümmert sich weiterhin um unseren Infostand und hat diesen völlig neu konzipiert. Kommen Sie zu den großen Tagungen und Messen und schauen Sie sich den Stand doch einmal an!
Silvia Otto betreut den VdS-Terminkalender und organisiert die Wanderschaft des Infostandes. Sie koordiniert zusammen mit Axel Thomas die übergreifende Arbeit der Fachgruppen und betreut das Werbekonzept der VdS. Zurzeit bereitet sie das für 2002 geplante zweite Brainstorming der VdS vor.
Unser neu in den Vorstand gewähltes Mitglied Oliver Jahreis ist zuständig für EDV-Fragen, betreut die Jugendseiten der VdS im Internet und ist Hauptansprechpartner für die Nachwuchsarbeit der VdS.
Uwe Reimann hat zwar auf der Mitgliederversammlung im Oktober nicht wieder kandidiert, übernimmt aber als kooptiertes Vorstandsmitglied ohne Stimmrecht weiterhin die Pflege der VdS-Webseiten und unterstützt Oliver Jahreis bei der
Organisation der VdS-Jugendarbeit. Zu weiteren kooptierten Vorstandsmitgliedern wurden Dr. Axel Thomas (Nieder-Olm) und Dr. Jürgen Schulz (Kirchheim/Th.) ernannt. Axel Thomas hält den schriftlichen Kontakt zu den Fachgruppen und arbeitet in der Redaktion des VdS-J mit. Jürgen Schulz ist unser Kontakt zu unserer engen Partner-Organisation der VdSSternwarte.
Leider konnte die Auswertung der hochresonanten Mitgliederumfrage wegen der hohen Arbeitsbelastung der Geschäftsstelle noch immer nicht abgeschlossen werden. Wir bitten unsere Mitglieder bis zur Veröffentlichung des Ergebnisses um Verständnis und Geduld.
Sehr positiv ist die Resonanz auf die Schnellmitteilungen an unsere Mitglieder gewesen. Die Schnellmitteilungen werden zusätzlich zum VdS-Journal als Brief an unsere Mitglieder versandt, wenn unvorhergesehene astronomische Ereignisse eine kurzfristige Beobachtung erfordern und wirklich lohnen, wie z. B. hellere Kometen, Novae oder Supernovae.
Unsere Vereinszeitschrift ,,VdS-Journal für Astronomie" erfährt immer mehr Zuspruch von Mitgliedern und auch Nicht-Mitgliedern, die sie als Publikationsorgan nutzen möchten. Sind Sie als Leser ebenso begeistert von ,,unserer Zeitschrift" wie wir in der Redaktion? Haben Sie konstruktive Kritik zu üben an der Arbeit des Vorstands, der Redaktion, der Fachgruppen, an Erscheinungsbild oder Inhalt des Journals? Haben Sie Verbesserungsvorschläge? Bitte schreiben Sie uns, in Form eines Leserbriefes oder persönlich an den Vorstand. Das hilft allen an der Arbeit beteiligten, noch besser zu werden.
Die Geschäftsstelle ist besetzt montags und donnerstags von 8 bis 12 Uhr, Tel. 0 62 52 / 74 71 54, Fax 74 72 20. Dort bearbeitet unsere Mitarbeiterin Frau Charlotte Wehking Mitgliederanfragen und Verwaltungsvorgänge und nimmt ihren Anruf gerne entgegen.
Werner E. Celnik
V D S > N A C H R I C H T E N 127
Die Mitgliederentwicklung der VdS
Unsere Vereinigung konnte im Dezember 2001 das 4.000ste Mitglied begrüßen! (s. auch der Bericht von Andreas Dehning in dieser Ausgabe.) Im Jahr 2001 sind exakt 305 (Vorjahr 354) Neumitglieder der VdS beigetreten. Zusammen mit den Wiedereintritten betrug der Bruttozuwachs 313 Mitglieder (Vorjahr 373), was einem Wachstum von 8,3 Prozent entspricht. Damit hat sich das Tempo verlangsamt. Die Zahl der Ausschlüsse wegen Ausfall der Zahlungsbereitschaft oder der fehlenden Angabe der neuen Adresse nach einem Umzug konnte durch den Einsatz von Frau C. Wehking reduziert werden. Im Jahr 2001 mussten 36, in den Vorjahren noch jeweils 75 Mitglieder (!) leider ausgeschlossen werden. Die Zahl der Adressänderungen ist mit 306 (Vorjahr 299) leicht gestiegen, was die hohe Mobilität unserer Gesellschaft belegt. Die Mitgliederliste wird von Frau Plötz seit nunmehr 35 Jahren akurat geführt und gepflegt. Die Zahl der eigentlichen Aufkündigungen ist mit 150 (Vorjahr 111) erneut deutlich gestiegen. Die Zahl der Austritte hat damit deutlich zugenommen. Als Gründe werden persönliche Umstände, wie Beruf, Familie und Aufgabe des Hobbys genannt. An zweiter Stelle werden die hohen Abonnement-Kosten der Zeitschrift ,,Sterne und Weltraum" (SuW) genannt. Offenbar ist diesen Sternfreunden nicht klar geworden, dass eine Mitgliedschaft auch ohne den Bezug von SuW möglich ist. Auch die VdS wird als Grund für den Austritt genannt, offenbar werden andere oder mehr Leistungen erwartet. Mit dieser gesamten Entwicklung wird sich der VdS-Vorstand zu befassen haben. Nachdenklich stimmt diese Entwicklung schon, denn ein Jahresbeitrag von 25 und 18
1997
Mitgliederstand per 1. Januar Neueintritte Wiedereintritte Eintritte (gesamt)
Austritte
Davon - durch Tod - unbekannt verzogen - keine Beiträge gezahlt - Austrittserklärung Nettozuwachs
2918 367 23 390 13,3 % 91 3,1 %
8 11 20 52 299 10,2 %
Tabelle 1: VdS-Mitgliederbewegung 1997-2001
für Schüler und Studenten sollte nicht der Hauptgrund sein. Klar ist, dass eine Zahl von 4.500 Mitgliedern zum 50jährigen Bestehen unserer Vereinigung im Jahr 2003 nicht mehr realistisch erscheint.
1998
3217 312 33 345 10,7 % 148 4,6 %
1999
3414 317 33 350 10,3 % 181 5,3 %
2000
3583 354 19 373 10,4 % 199 5,5 %
2001
3757 305 8 313 8,3 % 206 5,4 %
16 9 31 92 197 6,1 %
14 28 47 92 169 4,9 %
13 35 40 111 174 4,9 %
20 12 24 150 107 2,9 %
Helfen Sie mit, Neumitglieder für die VdS zu werben und Sternfreunde von den Vorteilen einer Mitgliedschaft in unserer Vereinigung zu überzeugen. Otto Guthier, VdS-Vorstand
Das 4000ste VdS-Mitglied
von Andreas Dehning
In der letzten Hälfte des Jahres 2001 reifte bei mir der Entschluss der VdS beizutreten. Wie ich darauf gekommen bin, dazu später mehr. Ich war sehr überrascht als ich kurz vor Weihnachten einen Anruf des Vorsitzenden Otto Guthier erhielt, der mir mitteilte, dass ich das 4.000. Mitglied der VdS sei. Auch ich wurde, wie bereits das
3.000. Mitglied, gebeten ein paar Zeilen zu verfassen. Dieser Bitte komme ich gerne nach. Wie hat alles angefangen? Der Auslöser meiner Astronomiebegeisterung liegt in meiner frühesten Jugend. Zusammen mit meinen Vater beobachtete ich gemeinsam von der Terrasse meines Elternhauses mit einem geliehenen 114-mm-Newton die
Sterne. Ich kann mich kaum noch an die Details erinnern, was wir gesehen bzw. beobachtet haben, nur so viel hat sich mir eingeprägt: Ich habe nie das Gefühl der Begeisterung und Erhabenheit, den Sternen jemals so nah gewesen zu sein, verlieren können. In mir hat sich der Wunsch verfestigt, irgendwann ein Teleskop zu besitzen. Es sollte Jahre dauern bis es so weit war. In der Zwischenzeit verfolgte ich andere Ziele, die mich immer wieder davon abbrachten diesen Wunsch nachzugehen. Erst zum Ende des Jahres 2000 konnte ich
128 V D S > N A C H R I C H T E N
mir meinen Traum erfüllen und erwarb einen 10"-Newton auf einer DobsonMontierung. Der Weg dorthin war steinig, denn wie jeder Anfänger war ich von der Vielfalt und den Möglichkeiten der verschiedensten Teleskope überrascht, um nicht zu sagen überfordert. Ich informierte mich lange und ausführlich über die unterschiedlichsten Systeme. Am Anfang wechselten die von mir favorisierten Teleskope häufig, je nach Grad der Beeinflussung durch Dritte. Von 100 befragten Personen erhielt ich auf die Frage - welches Teleskop ist das beste? - 100 unterschiedliche Antworten. Heute weiß ich, dass schon die Art der Frage nicht richtig war. Es gilt bei der Teleskopwahl einen Kompromiss zu finden, der den eigenen Neigungen am nächsten kommt. Jedes Teleskop hat seinen Himmel UND seinen Benutzer. So fiel meine Wahl auf einen Newton, und nachdem klar war, dass ich nicht fotografieren will, entschloss ich mich zu einer Dobson-Montierung. Ich habe das Glück in einer noch sehr dunklen Gegend (Lüneburger Heide) Deutschlands zu wohnen. Also war die Idee einen Newton mit möglichst großer Öffnung zu erwerben nicht verkehrt. Als ich dann das Gerät vor mir stehen sah, war ich doch über die Größe erstaunt. Glücklicherweise spielte das Wetter ein paar Tage später auch noch mit, was im Winter keine Selbstverständlichkeit ist. Mein erstes Beobachtungsobjekt war der Jupiter. Nach all den Jahren war es wieder da, jenes Gefühl, das ich damals auf der Terrasse meines Elternhauses hatte. Der anfänglichen Begeisterung folgte so mancher Dämpfer, stundenlanges, erfolgloses Suchen in den Weiten des Alls ließen mich manchmal zweifeln. ,,Starhopping" in allen Ehren, aber auch hier trifft die Weisheit zu, man sieht oft den Wald vor lauter Bäumen nicht. Diese Kunst der Orientierung will gelernt sein und ist längst nicht so einfach wie es manchmal beschrieben wird. Noch heute habe ich meine liebe Mühe damit. Auch die Tücken der Technik trugen einiges an anstrengenden Stunden bei. Wie justiere ich einen Newton, brauche ich einen Laser und was hat es mit diesem Fangspiegel-Offset auf sich? Schnell wurde mir klar, dass sich nicht alle Probleme durch das Internet lösen lassen. Manchmal ist es erforderlich die Probleme praktisch anzugehen und im persönlichen Gespräch zu lösen. Also machte ich mich auf die Suche nach Gleichgesinnten. Lange Zeit tat sich nichts und ich fing an, mir die
Abb. 1: Auf unserem Beobachtungsplatz aufgebaute Instrumente. Der Dobson ist mein Instrument, Blickrichtung ist Südost.
Abb. 2: So beobachte ich an meinem Instrument (hier natürlich gestellt).
Frage zu stellen, bin ICH alleine ? Ein Sternenfreund im Internet machte mich auf eine Gruppe aufmerksam die sich alle 2 Monate in dem kleinen Ort Embsen in der Nähe von Lüneburg trifft. Mein erster Besuch war gleich eine Überraschung für mich, meine Befürchtungen waren grundlos, ich bin definitiv nicht alleine. Hocherfreut stellte ich fest, dass es sogar recht viele Sternenfreunde im Norden gibt, nahm ich doch zuvor an, dass dieses Hobby überwiegend in Süddeutschland betrieben wird. Ich war überrascht über die Professionalität, mit der die Anwesenden ihr Hobby betreiben, sei es nun Fotografie, Kometen oder andere astronomische Disziplinen. Mittlerweile ist der Besuch in Embsen für mich obligatorisch, die vielen Fach- und Diavorträge, die dort abgehalten werden, sind begeisternd. Oft werden auch Teleskope oder technische Detaillösungen vorgestellt und erläutert. Dort kam ich das erste Mal richtig in Kontakt mit der VdS.
Einige Teilnehmer sind Mitglieder in der VdS und in den Fachgruppen tätig, ihr Engagement beeindruckte mich. Ich las auch zum ersten mal ein ,,Journal für Astronomie", Inhalt und Aufmachung gefielen mir so gut, dass dies mit einer der Gründe war, der Vereinigung der Sternfreunde beizutreten. In Embsen traf ich auch eine Abordnung der Sternenfreunde aus Munster, einem Städtchen nicht weit von meinen Heimatort. Schnell kamen wir ins Gespräch und ich wurde eingeladen an den monatlichen Treffen in Munster teilzunehmen. Mittlerweile habe ich bei den Sternenfreunden aus Munster meine astronomische Heimat gefunden. Wir verabreden uns zu gemeinsamen Beobachtungen, wobei es mich besonders freut, dass mein alter Beobachtungsplatz, ein kleiner Hügel mit einer phantastischen Rundumsicht (und wirklich zappenduster, ca. 7 mag) von allen angenommen und als ,,Haushügel" akzeptiert wird. Um die Abende möglichst sinn- und genussvoll zu gestalten, arbeiten wir an unseren Treffen gemeinsame Beobachtungsprogramme aus, die in irgendeiner Form dokumentiert werden. Sei es nun als Zeichnung oder als Fotografie. Nun, ich gebe zu, dass meine Fähigkeiten als Zeichner eher bescheiden sind, aber ich werde es weiter versuchen. Mein liebstes Steckenpferd ist die Deep Sky-Beobachtung. Dabei beschränke ich mich bisher auf die einfachen MessierObjekte und einige NGC-Objekte. Ein ,,Starhopp" im Virgohaufen führte dazu, dass ich in den Galaxien ,,ersoff" und völlig die Orientierung verlor. An diese Objekte wage ich mich erst später wieder ran. Mein Lieblingsobjekt ist M 13, an diesem Kugelsternhaufen kann ich mich nicht satt sehen. In der Regel ist dies mein erstes Objekt welches ich in einer Beobachtungsnacht einstelle. Mittlerweile beurteile ich die Qualität der Nacht und der Luft daran wie gut sich mir M 13 präsentiert. Aber auch h und im Perseus sind wahre Prachtobjekte. Es gibt so viel Schönes dort oben zu entdecken, dass es eigentlich vermessen ist einige hervorzuheben. Im Laufe der Zeit habe ich an meinem Teleskop einige Kinderkrankheiten beseitigt. Diese bleiben nicht aus, wenn man sich für ein preiswertes Teleskop entscheidet. Allerdings sind diese Kinderkrankheiten mit einigen Geschick einfach von selbst zu beseitigen. Die Mehrkosten für das ,,perfekte" Teleskop können für gute Okulare gespart werden. Bei diesen Arbeiten reifte die Vorstellung, ein Teleskop
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Abb. 3: Sternenfreunde aus Munster mit ihren Instrumenten.
Abb. 4: Der Beobachtungsplatz, Blickrichtung Westen.
selber zu bauen. Nachdem ich mir zunächst einmal die ,,Bibel" der ,,Dobsonbauer" (,,The Dobsonian Telescope", Kriege/Berry) zugelegt hatte und feststellte, dass ich mich nicht übernehme, startete ich das Projekt mit dem Jahr 2002. Derzeit befinde ich mich noch in der Planungsphase für den zukünftigen 15"-Gitterrohrdobson. In der
letzten Ausbaustufe soll dieser Dobson eine motorische Nachführung besitzen. Zunächst aber möchte ich in diesem Jahr einige Teleskoptreffen besuchen, um mit anderen ,,Dobsonbauern" Erfahrungen auszutauschen. Und vielleicht kann und werde ich mit den neuen Dobson auch CCD fotografieren, wenn mir die Zeichenstifte ausgehen...
Abb. 5: Das 4.000. VdS-Mitglied.
130 V D S > N A C H R I C H T E N
Spenden an die Vereinigung der Sternfreunde e. V.
Der Vorstand bedankt sich herzlich für folgende Spenden, die für 2001 eingegangen sind:
Spenden von Mitgliedern
Mitglieds-Nr. Name
DM
7925 6249 3921 7536 3046 3312 3605 2098 5254 3419 2765 1803 1459 4617 7156 2275 5543 2265 3546 3531 6245 1533 7238 714 7631 3581 3920 7271 4949 3553 7446 7221 2714 7019 2233 2088 6552 6994 867 7349 2145 3631 6360 7252
Dr. Joachim Ansorge Michael Kunze Stephan Küppers Marcel Wietor Werner Kuhlmann Peter Fischer Hans Gahler Peter Ranly Dr. Volker Zillessen Hans Michael Fritz Dr. Otto Vogt Horst Mack Friedhelm Dorst Dipl.-Inf. Wolfgang Grimm Dr. Konrad Wenning Robert Wurm Horst Zimmer Kurt Decker Dipl.-Ing. Wolfgang Wildmann StR. Michael Korff-Karlewski Rene Purwin Wolfgang Wichmann Klaus Müller Michel Lienau Martin Supp Bernd Wippich Michael Wenzel Monika Siebensohn Jürgen Jaspert Karl Ernst Döttling Reinhold Dietze Wolfgang Motl Dipl.-Kfm. Werner Braune Christian Mikolaschek-Schmitz Hans Ilincic Dipl.-Ing. Peter Hoebel Peter Schmidt Frank Wächter Dr. med. Roman Schmid Bernd Juwig Dr. Ulrich Hopp Adam Renner Dr. Norbert Stapper Olaf Kohlberg
100,00 50,00 37,20 18,00 37,20 37,20 37,20 17,20 37,20 37,20 87,20 87,20 37,20 37,20 150,00 37,20 17,20 17,20 37,20 17,20 37,20 37,20 17,80 17,50 162,80 87,20 137,20 10,20 37,20
2,20 3,00 7,20 8,00 8,00 7,20 7,20 7,20 7,20 37,20 7,20 12,20 17,20 8,00 2,20
3406 1817 7028 7319 6146 6681 6891 3703 5734 1815 6774 3091 7300 3448 6188 6288 7246 6637 5350 6621 5434 5127 5952 6790 7571 4130 6602 1324 3211 5518 6787 1998 5423 7069 7998 7989 1669 6357
5949 7193 5971 8090
Hermann Gössling
7,20
Bruno Breunig
37,20
Joachim Uhlig
50,00
Axel Rönnfeldt
3,00
David Przewozny
18,00
Gerhard Walitzki
2,20
Günther Bendt
17,20
Wolfgang Freimüller
37,20
Stud.-Dir. Gerhard Miedaner
37,20
Peter Berger
37,20
Erich Gans
37,20
Günter Dass
37,20
Kurt Tiede
8,00
Günter Stück
37,20
Dipl.-Inf. Volker Lausch
7,20
Erich Schäffauer
108,00
Tobias Feigel
33,45
Gerald Rhemann
2,99
Dipl.-Kfm. Rudolf Stähler
58,00
Walter Halbwax
5,20
Dipl.-Ing. Gerhard Cerny
7,20
Eberhard Quaas
87,20
Burkhard Arts
60,40
Alexander Walter
116,00
Roger Thielmans
50,00
Peter Schulte
17,20
Stefan Grießinger
15,00
Dr. Rainer Fuchs
32,20
Peter Hosters
32,20
Stefan Paulick
37,20
ORBIT COMPUTER, Rainer Schulze 32,20
Gunnar Glitscher
82,20
Dipl.-Ing. Peter Hettlich
5,00
Willi Kalter
2,20
Dipl.-Soz. Päd. Peter Böttcher
48,80
Dipl.-Ing. Christoph Petermann
46,50
Lothar Klaffke
37,20
Dipl.-Ing. Hans-Günter Diederich,
Spende für die Fachgruppe Spektroskopie 250,00
Roland Scharff
50,00
Herbert Zellhuber
75,00
Manfred Pralle, Spende für die Jugendarbeit 50,00
Dr. Gerhard Weiss
16,50
V D S > N A C H R I C H T E N 131
Jubiläen
Der Vorstand der Vereinigung der Sternfreunde e. V. gratuliert folgenden Mitgliedern für die jetzt 20jährige, 30jährige und 40jährige Mitgliedschaft in der VdS sehr herzlich und bedankt sich für Ihre Treue.
20jährige Mitgliedschaft
Mitglieds-Nr.
Detlev Niechoy, Göttingen
3245
P. Gregor Helms, Augsburg
3246
Frank Killich, Bad Zwesten-Niederurff
3249
Jost Jahn, Bodenteich
3250
Jürgen Kemmerer, Regensburg
3253
Martin Hofberger, Söchtenau
3256
Peter Postler, Tirschenreuth
3260
StR. Eckhard Götze-Besselmann, Lingen/Ems 3261
Martin Götz, DK-2100 Copenhagen
3266
Dr. Harald Kohl, Birkenwerder
3267
Moerser Astronomische Organisation, Moers
3268
Dr. Torsten Kraus, Langen
3272
Fritz Giese, Erftstadt-Blessem
3273
Andreas Delp, Langen
3274
Susanne Friedrich, Pörnbach
3275
Dr. Ulrich C. Kolb, GB-Buckingham
3276
Joachim Mueller, Hermeskeil
3277
Robert Wirz, CH-6356 Rigi Kaltbad
3278
Peter Kaltenhäuser, Herzogenaurach
3279
Franz Schwab, Stutensee
3280
Dieter Martini, Zeltingen-Rachtig
3286
Matthias Schenk, Weste
3287
Ludwig Sienel, Bibertal (Kissendorf)
3290
Martin Quaiser, Bad Nauheim
3295
Alfons Lieser, Bernkastel-Kues
3297
Thorsten Ambröster, Göttingen
3302
Michael Schwab, Niederkassel
3308
Wolfgang Renz, Karlsruhe
3310
Peter Fischer, Oberhausen
3312
Dr. Klaus Hunger, Kelkheim
3314
Manfred Hoersch, Eckenthal
3315
Dr. Hans Jakob Staude, Heidelberg
3316
Gymnasium Weingarten, StR. Laepple, Weingarten3317
Otto Farago, Stuttgart
3320
Dipl.-Ing. Bernd Weisheit, Pforzheim
3332
Dipl.-Ing. Gerhart Walther, Mühltal
3333
Prof. Dr. Markus Hilmar Wörner, Irland-Galway 3335
Ralph W. Zimmer, Bergisch-Galdbach
3336
Mario Costantino, Starnberg
3337
Dr. med. Hans-Jürgen Froehlich, Mannheim
3340
Josef Bastl, Zwiesel
3345
Hans Wahle, Lich
3351
Dr. Klaus-Dieter Göcking, Niederzier
3360
Eric Stöver, Aschaffenburg
3370
Uwe J. Siegel, Duisburg
3374
Dipl.-Ing. Johannes Schiller, Köln
3375
Karl Eisensteger, Gersthofen
3376
Michael Speckmann, Groß-Gerau
3381
30jährige Mitgliedschaft
Dr. Martin Bressler, A-4862 Seewalchen a.A. Wolfgang Mahlmann, Embsen Richard Ludacka, Regensburg Dr. Uwe Mackenroth, Hamburg Otto Kruse, Elmshorn
Mitglieds-Nr.
2019 2022 2025 2026 2038
Prof. Dr. Wolfram Winnenburg, Dülmen Georg Reus Groß-Umstadt/Dorndiel Dr. Peter Zenner, Saarbrücken-Bübingen Dr. Thomas Reddmann, Karlsruhe Dr. Gero Rupprecht, Eching-Viecht Dr. Fritz Kropf, Passau Ulrich Fritz, Schwaikheim Ulrich Görze, Oberkochen Thomas Keßler, Lüneburg Hans Peter Ortner, Traben-Trabach Dipl.-Ing. Peter Höbel, Buckenhof Peter Ranly, Langensendelbach Christoph Münkel, Hamburg Andreas Kriegler, Ahrensburg Kurt Vay, Bad König Horst Groß, Hagen Jörg Güttler, Holzkirchen Dipl.-Ing. Franz Mayer, Landshut Rolf Bitzer, Albstadt Hartmut Unger, Dortmund Klaus-Dieter Unger, Bochum Wilhelm Bauer, Nürnberg
2049 2053 2057 2058 2063 2064 2067 2069 2075 2085 2088 2098 2101 2104 2108 2109 2116 2123 2129 2135 2136 2137
40jährige Mitgliedschaft
Mitglieds-Nr.
Dipl.-Ing. Otto Engel, Echzell
891
Harald Marx, Korntal-Münchingen
893
Dr. Bernd Mollerus, Berg
917
Dipl.-Ing. Fritz Wenchel, Ladenburg
918
Volkssternwarte Frankfurt / Physikalischer Verein,
Frankfurt
930
Dr. med. Gerd Heimann, Weeze
942
Ansgar Korte, Essen
950
Julius Glitzner, Solms
952
Dipl.-Ing. Karl Guhr, Giessen
955
Dipl.-Ing. Klaus Klebert, Fellbach
963
Heinz-Peter, Spatenka, Berlin
970
Ernst Häring, Bergheim
971
Werner Liesmann, Lennestadt
981
Dr. Karl-Heinz Gluzek, Alpen
985
Dr. Karl Schaifers, Heidelberg
994
Siegfried-Hans Nimmrt, Hattingen
996
Prof. Dr. Hans Elsässer, Heidelberg
999
Jürgen Reichert, Karlsruhe
1005
Erich-Hans Tietz, Bensheim
1008
Berthold Hermes, Hemer
1013
Martin Paesler, Augsburg
1015
Ehrenmitglieder
Günter Dietmar Roth, Icking Edgar Mädlow, Berlin Hans Oberndorfer, München Karl Schaifers, Heidelberg
Mitglieds-Nr.
14 16 55 994
132 V D S > N A C H R I C H T E N
Leserbriefe zum VdS-Journal I / 2001
... So, nu ist das Heft auch in weiter nördlich der Elbe liegende Regionen vorgestoßen. Ich habe zwar gerade eben nur kurz drin herum-
geblättert und kann die hier gemachten Äußerungen auf den ersten Blick vollauf bestätigen. Auch dieses Heft ist wieder ganz toll gewor-
den. Bei dem sich bereits jetzt abzeichnenden Artikelstau sollte wirklich überlegt werden, ob das Heft nicht vierteljährlich erscheint, auch
wenn dafür der Mitgliedsbeitrag ansteigt!
Manfred Holl, Mitgl.-Nr. 4913
... tolles Heft! Es wird ein schöner Querschnitt der einzelnen Fachgruppenarbeiten gezeigt. Vor allem die Artikel über den Selbstbau haben
mir sehr gut gefallen, denn gerade dieser Bereich wird in anderen Zeitschriften immer weiter nach hinten gedrängt. Das durchgehend far-
bige Layout vermittelt einen professionellen Eindruck. Weiter so!...
Stefan Ueberschaer, Mitgl.-Nr. 7731
... Nur soviel: Am Wochenende war das Journal im Briefkasten. Ich hatte bisher auch leider nur 10 Minuten zum Durchblättern. Aber das war schon echt Klasse!!! Glückwunsch. Im Laufe der Woche komme ich in der S-Bahn dann hoffentlich zum ausführlicheren Lesen...
Torsten Schäfer, Mitgl.-Nr. 7375
...Das VdS-Heft habe ich bekommen und gleich mal mit einem ,,alten" verglichen. Toll! Allein schon die Qualität der Farben macht viele Artikel zum Eye-Catcher. Ich gratuliere Euch!! Als ,,Mitteilungsschrift" muss es leider hier und da etwas sehr sachlich sein, manch ein Artikel eignet sich bestimmt nur für einige (Fach-)Lesergruppen. Trotzdem ist es sehr abwechslungsreich. Ich freue mich auf 's nächste.....
Rainer Mannoff, Mitgl.-Nr. 6435
... Wie mir das neue VdS-Journal gefällt? Noch besser, abwechslungsreicher, interessanter und noch wunderbarer auf den praktischen Beobachter zugeschnitten als das letzte Journal, bei dem ich glaubte, dass es eine Verbesserung nicht geben könnte. Wieder ist der VdS ein toller Wurf gelungen - eine klasse Abwechslung im amateurastronomischen Blätterwald. Darauf lohnt es sich zu warten und ist jede müde Mark Mitgliedsbeitrag wert. Einziger Nachteil: Es erscheint nur zweimal im Jahr. Die beste Astrolektüre des Jahres!
Dirk Lucius, Mit.-Nr. 3062
Leserbriefe zum VdS-Journal 2/2001
Das beigelegte Journal für Astronomie II / 2001 ist sehr gut gestaltet. Ich freue mich schon auf die für 2002 geplanten 3 Journalhefte.
Besten Dank!
Herbert Fabritz, Mitgl.-Nr. 7903
...Das VdS-Journal sollte nicht dem SuW-Schatten hinterherhecheln. Dagegen ist der Beitrag von Gisela Steinicke ,,Deep-Sky" nur Männersache, ansprechend, inspirierend, motivierend, voller Fantasie und interessant! Auch der Beitrag, Teleskoptreffen im Vogelsberg, ist spannend - leider viel zu kurz. Zum Beispiel wäre eine nähere Beschreibung der einzelnen Selbstbaugeräte mit Fotos eine brennend interessante Variante für unzählige Sternfreunde. Hochspannend der 80-cm-Dobson auf Seite 131, was für ein riesiger Sonnenfilter wurde hier benutzt, wie wurde er hergestellt ...usw. usw.. über das Beste leider kein Wort. Schade, schade.. Reinhold Dietze, Mitgl.-Nr. 7446
... Seit einigen Tagen bin ich Mitglied in der ,,Vereinigung der Sternfreunde". Ich war schon einmal Mitglied vor vielen Jahren (Nr. 1573).
Vor einigen Tagen wurden mir verschiedene Unterlagen zugesandt, von denen ich das VdS-Journal für sehr gute halte!!! Hier kommen
verschiedene Gruppen und Arbeitsgemeinschaften zu Wort, die es in dem schönen Gebiet der ,,Amateurastronomie" gibt. Aber auch
,,Einzelkämpfer" äußern ihre Beobachtungsgedanken...
Günther Krisch, Mitgl.-Nr. 8029
...Wenn ich schon dabei bin, Ihnen zu schreiben, dann kann ich ja noch das los werden: Ich finde das Journal ist der Hammer, richtig professionell, allerdings von Amateuren, die es in ihrer Freizeit formen. Ein großes Lob und Respekt, Respekt. Frage könnte man nicht mal einen Artikel ins Journal bringen, der beschreibt, wie aufwendig so ein Magazin zu machen ist? Ich glaube es wäre recht interessant!
Karsten Höhne, Mitgl.-Nr. 7235
...Ich hatte mein Heft gestern im Briefkasten. Wenn man mal davon ausgeht, das alle Hefte ungefähr zur gleichen Zeit bei der Post abgegeben werden, ist es faszinierend zu sehen, mit welch unterschiedlicher Geschwindigkeit die Hefte dann weiter transportiert werden. Unterschiede von bis zu einer Woche und mehr sind - aus mir vollkommen unverständlichen Gründen - anscheinend immer möglich.
Steffen Janke, Mitgl.-Nr. 5881
V D S > V O R O R T 133
Wir begrüßen unsere neuen Mitglieder
Herzlich Willkommen in der VdS!
8105 Dipl.-Ing. Dietmar Böcker, Rüsselsheim 8106 Michael Balzer, Glienicke 8107 Franz Stark, Recklinghausen 8108 Oberbayerische Volkssternwarte Berg e.V.,
Prof. Dr. Christian Jutz, Berg 8109 Sebastian Krotki, Wittenberge 8110 Frank Hollemans, Offenbach 8111 Dipl.-Ing. Andreas Dehning, Wriedel 8112 Stefan Müdders, Krefeld 8113 Martin Krahn, Ehrsten 8114 Lutz Thomas, Kerpen 8115 Thomas Ebert, Berlin 8116 Kai Brunner, Elbtal 8117 Rüdiger Kasch, Süderbrarup 8118 Heinz Meidel, Waghäusel 8119 Rüsselsheimer Sternfreunde e. V., Frank Nitschke,
Rüsselsheim 8120 Roland Zeising, Bensheim 8121 Stefan Nolte jun., Lichtenau-Henglarn 8122 Dr. Ursula Hill-Samelson, Seefeld 8123 Werner Weber, Reutlingen 8124 Carola Thomas, Berlin 8125 Dipl.-Ing. Jörg Bronold, Wolfsburg 8126 Lothar Zilinski, Würzburg
8127 Michael Roller, Neubulach 8128 Dipl.-Ing. Horst Schröter, Bremen 8129 Dr. Thomas Harms, Schwarmstedt 8130 Dr. Manfred Rudolf, München 8131 IG Astronomie Crimmitschau e.V., Crimmitschau 8132 Peter Karcher, Haslach 8133 Reinhard Hoffmann, Wiehl 8134 Astronomische Vereinigung Bodensee e. V., Eriskirch 8135 Alexander Haege, Ulm 8136 Dipl.-Ing. (FH) Andreas Kriz, Tamm 8137 Dr. Dietmar Früh, Petersberg 8138 Dipl.-Ing. (FH) Tom Licha, Deining 8139 Dr. Dietmar Vötisch, Bad Mergentheim 8140 Astronomische Arbeitsgemeinschaft Aalen e. V.,
Ulrich Görze, Oberkochen 8141 Christoph Kommer, Weingarten 8142 Dipl.-Ing. Peter Flisikowski, NL-Vaals 8143 Ralf Pisarek, Munster 8144 Dr. Martin Schäfer, Maisach 8145 Michael Strohe, Coesfeld 8146 Stefan Grüne, Dorsten 8147 Hans-Peter Ulmer, Schorndorf 8148 Udo Baum, Seefeld
Die ,,Geburtsstunde" von KOS und MOS
Es ist schon eine merkwürdige Sache, wenn man aufgefordert wird, etwas über sich selbst zu schreiben. Eigentlich müsste das ein anderer tun. Vielleicht ein guter Freund, oder noch besser, einer, der einen nicht leiden kann. Der würde bestimmt auch die Eigenschaften breittreten, die man allzu gerne vermeidet, wenn man sich selbst portraitieren muss...falls man diese überhaupt selbst erkennt. Nun - als der ,,Vater" der beiden Figuren KOS und MOS, die regelmäßig in unserem geliebten VdS-Journal erscheinen, wurde ich vom Vorstand aufgefordert, meine Person etwas transparenter zu machen, damit die Leser wissen, wer die beiden Kerle zeichnet. Ich bin, solange ich zurückdenken kann, Amateurastronom. Heute versteht man darunter meistens ernsthafte Leute, die teilweise so professionelle Beiträge zur Astronomie leisten, dass einem die Spucke wegbleibt. So einer bin ich nicht und kann es auch leider nicht sein. Als ich ein kleiner Junge von vielleicht vier
Jahren war, durfte ich - das war 1941 - meinen Großvater, der uns alle paar Wochen besuchte, abends mit meiner Mutter zur Straßenbahn bringen. Er war ein weltoffener, belesener Mensch, der in vielen Sparten zuhause war. Gleichwohl kein Akademiker, kannte er sich am Himmel aus wie keiner, zeigte mir Sternbilder, Sterne und erzählte mir vom Sonnensystem. Wenn ich auch damals noch nicht meinen Namen schreiben konnte, so war ich doch in der Lage bald Aldebaran, Sirius und das Sternbild Andromeda einwandfrei staunenden Erwachsenen am Himmel zu zeigen. Dieses Interesse hat mich mein ganzes Leben nicht mehr losgelassen und als ich in die Schule kam, erhielt ich von besagtem Opa mein erstes ,,Brillenglasfernrohr" vom Kosmos-Verlag. Phantastische Zeiten, obwohl es ja mitten im Krieg war. Aber gerade dessen Konsequenzen schenkten den damaligen Sternguckern einen pechschwarzen Himmel, von dem man heute nur träumen kann - und das mitten in der
Stadt. Manchmal sehnt man die Zeiten zurück, wo ein eifriger Blockwart abends die Verdunklung kontrollierte, damit aus keinem Fenster auch nur der kleinste Lichtstrahl fiele. Wenn dann aber der Großstadthimmel von den Scheinwerfern der Flak, den Leuchtspurgeschossen der Vierlings-MG's oder den Christbäumen (farbige Leuchtkugeltrauben, mit denen die alliierten Bomber ihr Zielgebiet markierten) taghell erleuchtet wurde, war der wunderbar dunkle Himmel als trügerisch entlarvt, und ich ziehe heute ganz entschieden die allgegenwärtige Lichtverschmutzung vor, zumal die Häuser der Nachbarn auch am nächsten Morgen noch dastehen, was damals oft nicht der Fall war. Nachdem ich also in dieser schlimmen Zeit meine ersten Beobachtungen gemacht hatte, ließ mich die Astronomie nie mehr ganz los und der ewige Traum von einem größeren Instrument hat mich die ganzen Jahre danach begleitet. Während meiner Schulzeit und meines Studiums, war ich allerdings von der Erfüllung diese Traumes
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mangels ,,Masse" und Praxis weit entfernt. Aber es wuchs in diesen Tagen eine Bibliothek von beträchtlichem Umfang heran. Natürlich beschäftigte mich damals mehr die Raumfahrt, die mit der geplanten und später erfolgten Mondlandung im Vordergrund stand und - nicht zu vergessen - das weibliche Geschlecht, so dass meine Beobachtungen, soweit sie nicht letzteres betrafen, doch sehr vernachlässigt wurden. Als ich dann meinen Beruf als Architekt ausüben durfte (musste), fehlte mir leider oft die Zeit zu astronomischen Studien und mein Sohn, der daran wenig Interesse zeigte, stahl mir den Rest der Freizeit mit Angeln und unserer Modelleisenbahn. Bei der Modelleisenbahn bin ich geblieben und ich gestehe allen Sternfreunden, dass sie nach wie vor mein Hobby Nummer 1 ist. Als mein Sohn jedoch heiratete und seine eigene Firma und Familie gründete, bekam ich die eine oder andere Zeitschrift in die Hand, die in den Reklameseiten das eine oder andere Teleskop anpriesen. Da ist es dann passiert und da mein Geldbeutel etwas dicker geworden war, als es der Student Walther gewohnt war, stand auch bald ein 102-mm-Refraktor von Vixen im Garten. Die Fülle der Instrumente, des Zubehörs, der Fachbücher und Zeitschriften, die mich in der Zwischenzeit ,,rechts überholt" hatten, brachten mich ganz schnell wieder zur Astronomie zurück. Noch vor dem Ausscheiden aus meinem Beruf, hatte ich eine eigene Sternwarte mit Schiebedach, in der ein 10"-SC von Meade, mir gute Dienste leistet, soweit es Lichtverschmutzung und Großstadtdunst zulassen. Mein Ehrgeiz geht zwar in der Zwischenzeit soweit, dass ich für meine Modellbahn Lokomotiven im Selbstbau herstelle, aber
nicht soweit, professionelle oder semiprofessionelle Beiträge zur Astronomie zu leisten. Meine Amateurastronomie beschränkt sich auf die sogenannten ,,Spaziergänge" am Himmel. Aber die Technik, die in Verbindung mit den auf dem Markt befindlichen Geräten steht, fasziniert mich außerordentlich und zahlreiche Besuche auf Astromessen und der Gedankenaustausch mit Gleichgesinnten, nimmt mich doch sehr gefangen. Selbstverständlich wurde ich Mitglied bei der VdS und lernte dabei Herrn Guthier kennen, der eine flüchtig von mir skizzierte Zeichnung in die Hände gespielt bekam, auf der ich die Teilnehmer eines Treffens karikiert hatte. Sofort schlug er mir vor, dass ich für das VdS-Journal doch mein Zeichentalent in dessen Dienst stellen könnte, um die ,,Trockensubstanz" etwas
aufzulockern. Dieser Bitte kam ich gerne nach. Ich erkannte sofort, dass ich jetzt auch ,,meinen Beitrag zur Amateurastronomie leisten konnte." So erfand ich dann die beiden Figuren KOS und MOS. Den etwas hageren, intellektuellen KOS und den etwas bodenständigeren, bauernschlauen MOS, die sich aber ganz gut verstehen. Natürlich sind in die dargestellten Anekdoten auch persönliche Erlebnisse eingeflossen und trotzdem ist es nicht immer ganz einfach, von den beiden etwas Neues zu erfahren, was auch den Lesern des Journals - zumindest - ein Schmunzeln abringt. Wenn die beiden das aber manchmal erreichen, bin ich der glücklichste ,,Vater" der Welt ... nein, des KOS-MOS.
Gerhart Walther
In einer Baustelle des Asteroiden-Wissens
- Bericht über die vierte Tagung der FG Kleine Planeten der VdS
von Markus Griesser
Am 9. und 10. Juni 2001 genossen die Asteroiden-Freunde des deutschen Sprachraums Gastrecht in der Archenhold-Sternwarte, Berlin-Treptow. Dank der sorgfältigen Vorbereitungsarbeit von Andreas Doppler und seinen Helfern und dank der vielen interessanten Referate wurde die Tagung erneut zu einem Erlebnis. Die vielen in der Bundeshauptstadt sichtbaren
Baukräne waren dabei geradezu ein Sinnbild für diese Tagung, sind doch auch die Beobachter von Kleinplaneten in ihren heimischen Baustellen gezwungen, ihr Fachwissen laufend zu renovieren. Man mag allerdings darüber rätseln, weshalb es bei einem Fachgruppenbestand von 44 Nasen gleich 59 Planetoiden-Freunde nach Berlin verschlagen hat. Jedenfalls ist
es sehr erfreulich, wie die Teilnehmerzahlen der Kleinplaneten-Tagungen von Jahr zu Jahr zulegen. Zweifellos hat dies auch mit dem Fachgruppenleiter Gerhard Lehmann zu tun. Der Drebacher hütet nicht nur seine Kleinplaneten (und seine exzellente Homepage zu diesem Thema!), sondern kann eben auch sehr gut mit den etwas speziellen Menschen dieser Szene umge-
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hen. Denn Kleinplanetler sind im Grunde Axel Martin aus Mühlheim stellte das
genommen nicht ganz einfach strukturierte Astrometrieprogramm ,,Canopus" näher
Individualisten, die lieber in den heimi- vor. Wie alle anderen modernen Messpro-
schen Refugien ausspähen, scharren und gramme verwendet es hochautomatisierte
grübeln, als sich ,,coram publico" in ihr Features. Doch ähnlich wie Computer
Wissenskämmerlein blicken zu lassen ...
Aided Astrometry CAA gehört ,,Canopus"
im deutschsprachigen Raum eher zu den
Schwaches Licht mit Variationen
Exoten.
Mit seinem Referat über die ,,Astrometrie Werner Hasubick gehört mit seinem visuel-
lichtschwacher Objekte" gelang Herbert len Beobachtungen von erdnahen Objekten
Raab aus Linz gleich mal ein fulminanter zu den stehenden Werten jeder Klein-
Einstieg in den bunten Vortragsreigen. planetentagung. Mit seinem 44-cm-New-
Dass die Linzer mit ihrem so prächtigen ton und dem 20-cm-Meade sind ihm mitt-
60-cm-Spiegel auf einer computergesteuer- lerweile schon zahlreiche NEOs ins Netz
ten Leichtbaumontierung mittlerweile die oder im wahrsten Sinn des Wortes ins Auge
22. Grössenklasse kitzeln, hat auch mit der gegangen.
konsequenten Optimierung
der Aufnahmetechnik zu tun.
Arno Gnädig zeigte mit eini-
gen prächtigen Simulationen,
wie sich die Lichtspur in
einem Asteroiden-Trail auf-
baut. Mit seinem Thema
,,Abbildungseigenschaften
bewegter Lichtquellen auf
Film und CCD-Frames" ließ
sich der Spezialist für das
Aufspüren von Asteroiden-
Spuren in DSS-Platten ein Abb. 1:
wenig in seine reich assortier- Tagungsteilnehmer 2001
ten Karten mit vielen
Trümpfen gucken.
Trojaner und entschwindende NEO's
Ein beeindruckendes Instrumentarium, Dr. Gerhard Hahn vom DLR erweist ver-
wenn zum Teil auch mit antiquierten dienstvollerweise jedem Kleinplaneten-
Rechnern, setzt Dr. Helmut Denzau aus Treffen seine Referenz. Der geschätzte
Heisingen für die Photometrie von außer- Profi referierte diesmal über die besonde-
gewöhnlichen Ereignissen im Reich der ren Eigenschaften der Trojaner, von denen
Planetenmonde sowie bei ausgewählten momentan 625 im L4- und 382 im L5-
Asteroiden ein. Bei der Kurzzeit-Photo- Punkt ihr komplexes Kräftespiel mit dem
metrie arbeitet er mit Belichtungszeiten Planetenriesen Jupiter pflegen. Saturn ver-
von 20 Millisekunden bis zu einer fügt aufgrund der instabilen Verhältnisse
Sekunde, was vor allem bei der gegenseiti- über keinen Trojaner, auch die Erde ist tro-
gen Bedeckung von Planetenmonden nötig janerlos, hingegen wurden bei Mars schon
ist.
fünf dieser besonders gebundenen Planeto-
iden nachgewiesen.
Wo steckt denn nur mein Asteroid?
Aus dem Linzer Team berichtete Erich
Hinter dem Kürzel LOV steckt ein sehr Meyer über seine immer wieder aufsehen-
wichtiges Tool für all jene Kleinplaneten- erregenden Follow-up-Beobachtungen an
beobachter, die entweder in der Vergangen- erdnahen Objekten. Er hat sich darauf spe-
heit oder in der Zukunft ,,ihren" Klein- zialisiert, in den jeweiligen Oppositionen
planeten suchen. Die ,,Line of Variation", gewissermassen die Abschlussbeobacht-
so zeigte Arno Gnädig in seinem zweiten ungen beizusteuern. Da er sich ganz gezielt
Referat, ist die auf eine Linie reduzierte auf wenig beobachtete Objekte jenseits der
und entsprechend handliche Such- 20. Grössenklasse konzentriert, konnte er
"Ellipse", in der sich der vermisste Plane- schon oft zu erheblichen Bahnbogenver-
toid aufhält. Da bei den Positionsabweich- längerungen beitragen.
ungen die Bahnelemente ,,Grosse Halb-
achse" a, ,,Exzentrizität" e und ,,Mittlere Futter für die informationshungrige
Anomalie" M dominieren, kann die eigent- Öffentlichkeit
liche Fehlerellipse, der ,,Zeppelin am Zwei Sachsen ins All geschickt haben -
Himmel", auf eine Linie reduziert werden. zumindest symbolisch - Jens Kandler und
Gerhard Lehmann aus Drebach. Mit der Taufe zweier Drebach-Asteroiden nach dem ersten deutschen Kosmonauten Sigmund Jähn (17737) und dem verdienten Astronomie-Lehrer und Sternwarten-Begründer Edgar Penzel (19022) setzt die Drebacher Sternwarte die Ehrung lokaler Persönlichkeiten fort. Die beiden öffentlichen Vorträge zum Abschluss des Samstages zu ,,200 Jahre Asteroiden-Forschung" lösten zwar einen nicht gerade überwältigenden Besucheraufmarsch aus. Doch Andre Knöfel rief mit seinem historischen Exkurs auch gar so manchem gestandenen Asteroiden-Spezie wieder mal die historischen Wurzeln seines
Tuns ins Gedächtnis. Ein Hochgenuss fürs Auge bot abschliessend zur samstäglichen Vortragsrunde Thomas Payer aus Essen mit seinen prächtigen Aufnahmen der Polarlichter, wie sie im vergangenen April über Zentral- und Nordeuropa zu sehen gewesen sind.
Von Brauen Zwergen und anderen dunklen Sternen Dr. Freimut Börngen, der liebenswürdige Fachastronom aus Tautenburg, startete am Sonntagmorgen mit einem etwas besonderen Thema. Die erst seit 1995 bekannten ,,Braunen Zwerge" bilden in Größe und physischen Eigenschaften gewissermassen das Bindeglied zwischen Sternen und Planeten. Die in Schulstunden so oft gehörten Fragen ,,Was ist ein Stern? - Und was ist ein Planet?" erfuhren durch die Braunen Zwerge eine neue Dimension und sind heute nicht mehr so klar und so eindeutig zu beantworten. Dass man mit Hilfe von Sternbedeckungen auch zu Erkenntnissen über Grösse und Form von Kleinplaneten gelangen kann, dokumentierte Mike Kretlow aus Siegen und zugleich europäischer Vertreter der IOTA. Besonders wichtig sind die ,,Last Minute Predictions", weil sie den ursprünglich auf mehrere hundert Kilometer veranschlagten Verdunklungskorridor auf wenige Kilometer eingrenzen. Die in Berlin beobachtete Verfinsterung des Sternes HIP 103334 durch (476) Hedwig war das Thema gleich zweier Referate. Wie Sven Anderson aus den zusammengefassten Auswertung eigener und mehrerer weiterer Berliner Beobachter darlegen konnte, dürfte Hedwig etwa 130 x 90 km Ausdehnung haben. Der erst 15jährige Kai Schmitz von der Wilhelm-
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Foerster-Sternwarte heimste mit der Präsentation seiner preisgekrönten Arbeit über die anspruchsvolle astrometrische Auswertung seiner Beobachtungsresultate einen besonders herzlichen Applaus ein.
Blicke in die Zukunft Auf der Zielgerade der Tagung stieg dann der unermüdliche Arno Gnädig zum dritten Mal in die (Referenten-) Hosen. Nach Entdeckungen und den bei schnellen NEO's besonders wichtigen Follow-ups gelten die Recherchen-Programme ANEOPP und DANEOPS als dritte Säule in den weltweit momentan hochaktiven NEO-Surveys. Doch der Referent, bekannt für seine selbstkritisch-satirischen und erfrischend offenen Meinungsäußerungen, sieht in den Suchprogrammen trotz zahlreicher Pre- und Re-Coveries nur ein ,,halbes drittes Bein". Kontrovers wurde vom Plenum auch seine ziemlich düstere Einschätzung beurteilt, die momentan sehr aktiven Such-Programme seien ab 2005 leider ,,so ziemlich tot"! Auch Dr. Gerhard Hahn meldete sich nochmals mit einer Präsentation zu Wort.
Nach dem Ende des französisch-deutschen Projektes ODAS ist offenbar jetzt ein Teamwork zwischen Italien und Deutschland im fortgeschrittenen Aufbau. Das Projekt ADAS sucht mit der 67-cmSchmidtkamera der italienischen Sternwarte Asiago und einem 2048 x 2048-Chip in jenen Gebieten nach NEOs, die von den grossen Surveys eher vernachlässigt werden, d. h. also in Gegenden mit E >90 Grad vom Oppositionspunkt. Andre Knöfel, der von Berufs wegen emsig Wetterdaten sammelt und verteilt und dazwischen mit seinem DAPS gar so manchem Mainbelter schon den Weg zum Multi-Opp-Objekt gewiesen hat, liess uns auch noch kurz in seine Zauberkiste blicken. DAPS ist heute ein 5-MannUnternehmen geworden, hat bis Juni 2001 insgesamt 543 Kleinplaneten untersucht und zahlreiche Erfolge verbucht. Bei 261 nummerierten Kleinplaneten konnte DAPS, nach Auflistung des Düsseldorfers, gewissermassen Hebammendienste leisten. Der größte Erfolg, der inzwischen in die Kleinplaneten-Geschichte eingegangen ist, war zweifellos das Rückverfolgen des
Kleinplaneten (20.000) Varuna auf gleich mehreren DSS-Platten. Gerhard Lehmann ist nicht nur der rührige Obmann der Fachgruppe Kleinplaneten, sondern auch ein begnadeter Statistiker enge Freunde reden sogar von einem richtigen Zahlen-Fetischisten. Und so servierte der sympathische Drebacher all jenen, die sein umfangreiches, vollständiges und jederzeit auf dem neusten Stand gehaltene Zahlen-, Daten- und Faktenmaterial nicht schon ohnehin von der Kleinplanetenseite her bestens kennen, ein Konzentrat seiner Statistiken.
Auf Wiedersehen in Sonneberg! Mit dem Referat von Erwin Schwab ,,Vier 611er auf dem Calar Alto" ging im gastlichen und weltoffenen Berlin erneut eine rundum erfreuliche Kleinplaneten-Tagung zu Ende. Und bereits beginnt wieder die Vorfreude fürs nächste Mal, - dann im Thüringer Wald: Dank der freundlichen Bereitschaft von Dr. Peter Kroll darf die Fachgruppe vom 21. bis 23. Juni 2002 in der berühmten Sternwarte Sonneberg zu Gast sein ..
Der 3. Stuttgarter CCD-Workshop
von Silvia Kowolik
Vom 26. bis 28. Oktober 2001 fand im Keplersaal des Carl-Zeiss-Planetariums in Stuttgart der 3. CCD-Workshop statt. Dieser Workshop war eine Gemeinschaftsveranstaltung des Carl-Zeiss-Planetariums Stuttgart und dem Verein Schwäbische Sternwarte e.V. Den Auftakt zum Workshop bildete die Registrierung und Begrüßung der Teilnehmer auf der Beobachtungsterrasse der Sternwarte auf der Uhlandshöhe. Bei zunehmend klarem Himmel konnten die Teilnehmer den Mond, Mars und weitere Objekte am Himmel mit den Instrumenten der Sternwarte Stuttgart beobachten. Mit Hilfe einer CCD-Kamera, einem Fotoobjektiv und einem Stativ wurden bei feststehender Kamera Kurzzeitbelichtungen des Himmels gewonnen. Bei Belichtungszeiten unter 15 Sekunden waren die Aufnahmen noch punktförmig. Trotz dieser kurzen Belichtungszeit zeigten die Aufnahmen schon überraschend viele Details. Beim anschließenden Abendessen in einer Wirtschaft konnten sich die Teilnehmer gegenseitig kennenlernen und über ihre bisherigen Erfahrungen fachsimpeln.
Am Samstag Morgen begann der eigentliche Workshop im Carl-Zeiss-Planetarium Stuttgart. 7 Referenten aus Deutschland, Österreich, der Schweiz und Italien spannten dabei den Bogen von Themen wie ,,Dateiorganisation zur besseren Handhabung der Beobachtungsergebnisse" über ,,Hilfsmittel während der Beobachtung" bis hin zu ,,Bildbearbeitung der gewonnenen Beobachtungen". Zwischen den Vorträgen gab es genügend Pausen, in denen die rund 80 angemeldeten Teilnehmer Zeit für ausgiebigen Informationsaustausch hatten. An einem PC im Foyer des Keplersaales ergab sich zudem die Möglichkeit, die vorgestellten Programme zu testen. Für die Verpflegung war ebenfalls gesorgt, Kaffe, Tee und Kaltgetränke sowie belegte Brötchen und Kuchen sorgten für das leibliche Wohl. Leider war am Samstag Abend der Himmel bewölkt, so daß der Praxisteil des Workshops auf der Sternwarte Stuttgart ausfiel. Dafür waren die Diskussionen beim gemeinsamen Abendessen um so lebhafter. Neue Bekanntschaften wurden geknüpft, alte Bekanntschaften aufgefrischt.
Am Sonntag Morgen wurde in einem weiteren Referat eine eindrucksvolle Animation einer Sonnenprotuberanz aus ca. 20 CCD-Einzelaufnahmen gezeigt. Nach dem letzten Referat hatten die Teilnehmer in einer offenen Diskussionsrunde noch die Gelegenheit, den Referenten weitergehende Fragen zu stellen und selbst über ihre Erfahrungen zu sprechen. Nach dem Mittagessen wurden Fahrgemeinschaften gebildet, um die Sternwarte Welzheim zu besichtigen. Der 3. CCD-Workshop wurde sowohl von den Teilnehmern als auch von den Veranstaltern als erfolgreich bewertet. Voraussichtlich in 2 Jahren wird es einen 4. Workshop in Stuttgart geben.
Links Carl-Zeiss-Planetarium Stuttgart: http://planetarium.stuttgart.de Sternwarte Stuttgart: http://sternwarte.de Bericht vom CCD-Workshop: http://www.sternwarte.de/verein/ccd-ws/2001/ bericht/bericht.asp Sternwarte Welzheim: http://www.sternwarte-welzheim.de/
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Die 20. Bochumer Herbsttagung 2001
von Werner E. Celnik und Peter Riepe
Peter Riepe hat es mal wieder geschafft: Am 3. November 2001 trafen sich über 200 Amateur-Astronomen aus ganz Deutschland im Hörsaal HMA 10 der RuhrUniversität Bochum. Und das zum nunmehr 20. Mal. Neben einem attraktiven Vortragsprogramm hat er mit seinen Helfern Ausstellungstische zur Präsentation bereitgestellt. U. a. war auch die VdS mit ihrem neuen Stand vertreten. Einige VdS-Fachgruppen präsentierten ihre Arbeit. Und ebenso wichtig: Zahlreiche Stelltafeln im Hörsaalfoyer standen den Amateuren zur Verfügung, um Ergebnisse darzustellen: astronomische Aufnahmen, Zeichnungen, Messungen und auch Übersichten über Vereinsaktivitäten. Im Vortragsprogramm war wieder für jeden etwas dabei. Nach der Tagungseröffnung durch Peter Riepe und den Grußworten von Prof. Wolfram Schlosser (Ruhr-Universität), Prof. Johannes V. Feitzinger (Sternwarte Bochum) und Dr. Werner E. Celnik (VdS) zeigte Uwe Reimann aus Ostfildern seine Ergebnisse zur Sonnenfinsternis vom 21.6.2001: ,,Dem Mondschatten auf der Spur". Das Bedeckungsereignis wurde durch schöne Dias der Sonne und der Annäherung des Mondschattens auf der Erdoberfläche dokumentiert. Mike Kretlow aus Mainz berichtete ,,Über die Bedeckung von HIP 106829 durch Titania am 8. Sept. 2001", beobachtet von Mitgliedern der IOTA. Besonders interessant das Computervideo, animiert aus einer Reihe von Bedeckungsaufnahmen, die auf der Bedeckungslinie entstanden waren.
Danach demonstrierte Stefan Korth aus Meerbusch, was die ,,Astrofotografie per Digitalkamera" so interessant macht. Stefan, der sich selbst oft als ,,Pixelschnorrer" bezeichnet, weil er an allen nur greifbaren Teleskopen seine Kamera ,,dranhängt", konnte mit erstaunlich scharfen Mond- und Planetenaufnahmen aufwarten, zeigte aber auch, dass Deep-Sky-Schnappschüsse wegen des starken Rauschens ungekühlter Chips nur in begrenztem Maße möglich sind. Die Digitalkamera könnte durchaus zum Einsteigerinstrument für Aufnahmen mit einem Teleskop werden. Wolfgang Steinicke aus Umkirch präsentierte ,,Die kosmische A-Klasse - Beobachtung historischer Radioquellen". Die interessant aufbereiteten Recherchen zu
den Radioquellen Casssopeia A, Centaurus A & Co. wurden mit Aufnahmen aus dem Palomar Observatory Sky Survey (über Internet erreichbar) und zahlreichen Amateurfotos dokumentiert. Iris Fleischer aus Mainz und Oliver Jahreis aus Bingen stellten das Thema vor, für das sie sich vehement engagieren: ,,Die VdSJugend und das Astronomische Sommerlager 2001". Man merkte, da kommt frischer Wind auf, es tut sich was in der Szene.
Nach der Mittagspause referierte zunächst Dieter Goretzki aus Langenselbold über ,,Sternspektroskopie mit einem Objektivprisma". Die aufbereiteten Ergebnisse bewiesen, dass auch mit bescheidenen Mitteln relativ gut aufgelöste Spektren von hellen Sternen erzielbar sind, die auch Spektrallinien zeigen. Stefan Karge aus Frankfurt dokumentierte ausführlich seine Arbeit der letzten Jahre. In seinem Thema ,,Quasare visuell" regte er an, die übliche Liste der Deep-SkyObjekte auch auf die punktförmigen Extrem-Objekte auszudehnen. Ist es nicht schön, in wirklich ,,unendliche Weiten" abzutauchen?
Peter Bresseler aus Lüneburg stellte uns seine Selbstbau-Sternwarte vor: ,,Über den Dächern der Stadt - Eine Dachsternwarte in Planung und Umsetzung". In längerer Arbeit entstand ein Beobachtungsplatz, von dem aus er bequem mit seinem C14 Astroaufnahmen machen kann. Bernd Brinkmann aus Herne präsentierte mit seinen stets sehr beeindruckenden Aufnahmen die ,,Sonnenfinsternis am 21. Juni 2001 in Sambia", den zweiten Beitrag
zu diesem Spektakel. Bilder der zentralen Bedeckung zeigten detailliert die Chromosphäre mit Protuberanzen. Nach der Kaffeepause folgte der traditionelle Fachvortrag, diesmal von Prof. Kristen Rohlfs, Ruhr-Universität Bochum. Sein Thema ,,Moderne Trends in der Entwicklung von Radioteleskopen" belegte übersichtlich die Entwicklung der Radioteleskope aus den 50er Jahren bis zu modernen Projekten. Dabei ging er auf die verschiedensten Einsatzmöglichkeiten moderner Radioteleskope ein. Den dritten Sonnenfinsternis-Bericht lieferte Dr. Wolfgang Strickling aus Haltern. Sein Videofilm ,,Schwarze Sonne über dem Schwarzen Kontinent" zeigte neben Land und Leuten auch beigeisternde FinsternisSzenen. Sehr schön die Dokumentation der selten dargestellten ,,fliegenden Schatten". Zum Schluss entführte uns Dieter Friedrich aus Essen nach Namibia, wo er seine ,,African Dreams" verwirklicht hat - ein eigenes, fest montiertes Teleskop, mit dem ihm sehr schöne Farbaufnahmen der klassischen Südhimmelobjekte gelangen.
Der anschließende traditionelle und gern besuchte gemütliche Tagungsausklang im Restaurant Mediterrannee war für einen Großteil der BoHeTa-Besucher wieder einmal willkommener Anlass zum ausführlichen Erfahrungsaustausch. Einige Aktive hatten es diesmal aber eiliger als sonst: stand doch nach 22 Uhr noch die Saturnbedeckung durch den Mond an. Die 21. BoHeTa wird aller Voraussicht nach am 19. Oktober 2002 stattfinden. Nähere Einzelheiten werden zu gegebener Zeit unter http://www.boheta.de zu lesen sein.
Und das lesen Sie u. a. im nächsten Heft ...
· Rauschreduzierung in CCD-Aufnahmen · Selbstbau-CCD-Kamera Teil 2 · Fotografie von Sternfeldern mit Normal- und Weitwinkelobjektiven · Per Aspera Ad Astra - Mein Weg zu den Sternen · Erfassung und Vermessung lichtschwacher Punktquellen · Dunkelkammertechnik für H-Aufnahmen · Eye Telescope - Ein neues Programm für die visuelle Beobachtung · Auswertung der Leonidenbeobachtung 2001 · Astro-Urlaub auf den Kanaren · Vergleichstest: Astronomical Image Processing (AIP) und ASTROART · u. v. m.
138 I M P R E S S I O N E N
Abb. 1: Das Bild des Pelikannebels im Sternbild Schwan ist ein Ausschnitt aus einem Komposit von vier einzelnen 6x8Aufnahmen des ,,Spiegelteams" (V. Wendel, R. Eberle, S. Eisenhauer). Sie belichteten jeweils 90 Minuten mit einem 15Zoll-Astrographen f/5,2 mit einem Rotfilter RG 630 auf Technical Pan Film (hyp.).
Abb. 2 (unten links): Die Galaxien um NGC 3190 im Sternbild Löwe, aufgenommen von Peter Bresseler mit einem 10-Zoll-SCT f/5,5, 4 x 300 Sekunden belichtet mit einer ST-7-ABG CCD-Kamera. Aufnahmeort Lüneburg, Winkelauflösung ist 2,8 Bogensekunden/Pixel.
Abb. 3 (unten rechts): Die Galaxie M 63 im Sternbild Jagdhunde, aufgenommen von Peter Bresseler mit einem 10-Zoll-SCT f/5,5, 3 x 300 Sekunden belichtet mit einer ST-7-ABG CCDKamera. Aufnahmeort Lüneburg, Winkelauflösung ist 2,8 Bogensekunden/Pixel.
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Abb. 4: Der Pelikannebel IC 5067-70 im Sternbild Schwan. Aufgenommen von Andreas Masche am 22.8.2001 mit einer ST-10E CCDKamera an einem Pentax SDUF II. Er verwendete ein H-Filter und belichtete in R, G und B insgesamt 12 x 750 Sekunden.
140 I M P R E S S I O N E N
Leoniden 2001
Liebe Leser, wie auch in der letzten Ausgabe des VdS-Journals können wir Ihnen auch in diesem Heft nur einige Aufnahmen präsentieren. Für die kommende Ausgabe, die im Sommer 2002 erscheinen wird, ist der Redaktion ein ausführlicher Bericht über den Leonidenschauer 2001 angekündigt, der neben schönen Aufnahmen auch eine Auswertung durch die Fachgruppe Meteore vorlegen wird. Freuen wir uns gemeinsam darauf!
Abb. 6 (linke Seite): Der ,,Bubblenebel" NGC 7635 im Sternbild Cassiopeia. Aufnahme mit dem 60-cm-Cassegrain-Teleskop des Physikalischen Vereins Frankfurt auf dem Kleinen Feldberg im Taunus. Christoph Lichtblau hat 65 Min. auf Kodak E 200 Diafilm bei 6 m Brennweite belichtet. Digitale Bildbearbeitung mit Photoshop 5.0.
Abb. 7 (oben): Der Leoniden-Meteorschauer am 18.11.2001, 19:33 UT-19:36 UT, mit 2,8/29 mm Objektiv auf Kodak TMax 3200. Aufnahmeort: Bohyunsan Optical Astronomy Observatory, Südkorea. Aufnahme von Lukas Bolz.
Abb. 8 (mitte): Die Leoniden am 18.11.01, Hartwig Lüthen belichtete mit einem Objektiv 1:2,8/28mm 10 Minuten auf Ektachrome 400 (auf ISO 800 gepusht). Aufnahmeort: Bohyunsan Optical Astronomy Observatory, Südkorea.
Abb. 9 (unten): Leoniden am 18.11.2001 mit -10 mag heller Feuerkugel um 18:08 UT. Frank Enzlein belichtete ohne Nachführung von 18:03 bis 18:10 UT mit einem Objektiv 1:2,8 / 16 mm auf Ilford Delta 3200 S/W-Film. Aufnahmeort: Ulan Bator /Mongolei, Observatorium ,,Khurel Togoot".
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142 V O R S C H A U
Terminkalender
Mai 2002
Fr 3.5. - So 5.5.2002
Tagung der VdS-Fachgruppe Spektroskopie
Ort:
Kopernikusschule und Sternwarte Freigericht
bei Hanau
Veranstalter: VdS-Fachgruppe Spektroskopie
Info:
Ernst Pollmann, Charlottenburger Str. 26 c,
51377 Leverkusen, Tel. 0214/91829
E-Mail: pollmann@aol.com,
Fr 3.5. - So 5.5.2002
9. Tagung der VdS-Fachgruppe CCD-Technik
in Kirchheim/ Thüringen
Ort:
VdS-Sternwarte Volkssternwarte Kirchheim e.V.
Info:
Dennis Möller, E-Mail: moeller-d@gmx.de
http://ccd.istcool.de
Sa 4.5.2002, 10:00 bis 17:00
Treffen der Veränderlichenbeobachter
Ort:
Bruno-H.-Bürgel-Sternwarte, Hartha, Sachsen
Info/Anmeldung: Werner Braune, Münchener Str. 26,
10825 Berlin, Tel. 030/7848453,
E-Mail: braune.bav@t-online.de
Mi 8.5. - So 12.5.2002
ITV, Internationales Teleskoptreffen Vogelsberg
Ort:
Vogelsberg bei Fulda
Info:
gegen frankierten Rückumschlag.
Walter Kutschera, Ulrichsteiner Str. 24,
36325 Feldatal, Tel. 06645/8754,
Fax: 06645/8756,
E-Mail: WalterKutschera@t-online.de
Do 9.5. - So 12.5.2002
26. SONNE-Tagung/Jubiläumstagung 25 Jahre SONNE
Ort:
Bollmannsruh am Beetzsee
(40 km westl. v. Berlin)
Veranstalter: VdS-Fachgruppe Sonne
Info/Anmeldung: VdS-Fachgruppe Sonne, c/o Planetarium am
Insulaner, Munsterdamm 90, 12169 Berlin
Fr. 17.5. - Di 21.5.2002
21. Planeten- und Kometentagung
Ort:
Bruder-Klaus-Heim, Violau bei Augsburg
Info:
Wolfgang Meyer, Martinstr. 1, 12167 Berlin
Sa 25.5.2002
18. ATT, Astronomischer Tausch- und Trödel-Treff
Ort:
Gesamtschule Bockmühle, Ohmstr. 32,
45143 Essen
Veranstalter: Verein für volkstümliche Astronomie e.V. (VVA)
Info:
gegen mit 3,- DM frankierten C5-Rückumschlag
VVA, Weberplatz 1, 45127 Essen, Tel./Fax:
0201/510401, E-Mail: vva.essen@astronomie.de
Juni 2002
Fr 7.6. - So 9.6.2002
Festveranstaltung des Physikalischen Vereins e.V. Frankfurt
7.6. Festvortrag: ,,Auf der Suche nach Planeten um fremde
Sonnen".
7.-9.6. Ausstellung: ,,Astronomie im Physikalischen Verein:
gestern-heute-morgen".
Veranstalter: Physikalischer Verein e.V.
Infos:
Physikalischer Verein e.V., Robert-Mayer-Str. 2-4,
60054 Frankfurt am Main, Tel. 069/704630
Fr 21.6. - So 23.6.2002
5. Kleinplanetentagung der VdS-Fachgruppe Kleinplaneten
Ort:
Sternwarte Sonneberg, Thüringen
Info:
Gerhard Lehmann, Persterstr. 6 h. 09430
Drebach, Tel. 034341/7590, E-Mail: g.leh-
mann@abo.freipresse.de
Juli 2002
Sa 21.7. - Sa 10.8.2002
IAYC, International Astronomical Youth Camp
Ort:
Schullandheim Eichenberg, Eichendorf, Bayern
Veranstalter: IAYC Workshop Astronomy e.V.
Info:
E-Mail: info@iayc.org
Sa 27.7. - Sa 10.8.2002
ASL 2002, Astronomisches Sommerlager 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,
14471 Potsdam, Tel. 0331/9792037,
E-Mail: infoheft@vds-astro-jugend.de
August 2002
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
September 2002
Fr 6.9. - So 8.9.2002
2. Internationales Heide-Teleskoptreffen IHT
Ort:
Camp Reinsehlen bei Schneverdingen
Veranstalter: Astrogarten
Info/Anmeldung: Astrograten, Nils Kloth, Eickenscheidtstr. 3,
45886 Gelsenkirchen, Tel. 0209/1701619,
0173/4178429
Fr 6.9. - So 8.9.2002
2. Teleskopmeeting der Astronomischen IG Passau
Ort:
Gasthof Sonnenalm, Geiersberg bei Hauzenberg
Veranstalter: Astronomische Interessengemeinschaft Passau
Info/Anmeldung: Tel. 0171/8802039
Fr 20.9. - So 22.9.2002
BAV-Tagung der Veränderlichenbeobachter
Ort:
Museum und Planetarium Osnabrück,
Niedersachsen
Veranstalter: BAV
Info:
BAV, Werner Braune, Münchener Str. 26,
10825 Berlin, Tel. 030/7848453,
E-Mail: braune.bav@t-online.de
Fr 27.9. - So 29.9.2002
9. Schwäbisches Amateur- und Fernrohrtreffen SAFT 2002
Ort:
Rossberg bei Reutlingen-Gönningen
Veranstalter: Sternwarten Albstadt, Reutlingen, Tübingen
Info:
gegen mit 1,10 DM frankierten Rückumschlag
Sternwarte und Planetarium, Hartmannstr. 140,
72458 Albstadt-Ebingen
Oktober 2002
Fr 4.10. - So 6.10.2002
18. ITT Kärnten
Ort:
Emberger Alm, Kärnten, Österreich
Info:
Wolfgang Ransburg, Wasserburger Landstr. 18 a,
D-81825 München, Tel./Fax: 089/425531
Sa 26.10. - Sa 2.11.2002
Seminar ,,Praktische Astronomie - eine Einführung"
mit praktischen Beobachtungen
Ort:
Kulm-Hotel Gornergrat, Zermatt, Schweiz
Veranstalter: Dr. Werner E. Celnik, Otto Guthier
Info/Anmeldung: W. E. Celnik, Graudenzer Weg 5,
D-47495 Rheinberg,
E-Mail: astrographic@voerde.globvill.de
Bitte beachten Sie auch die aktuellen Termine auf der VdS-Homepage: www.vds-astro.de
V O R S C H A U 143
Vorschau auf astronomische Ereignisse 2002
von Werner E. Celnik
April 22. 25.
27. 28.
30.
Mai 4.
6.
7. 10. 12. 13. 14.
16. 19. 20. 25.
26. 28.
Juni 3.
5.
7.
11. 12.
13.
15. 17. 18. 19.
20. 21. 23. 24.
29.
Juli 1. 2. 5.
7. 8. 10. 13.
17.
bis 4.5. Merkur am Abendhimmel, 21:30-22:00 MESZ Mars 9,5 Bogenminuten nördl. Kappa Tauri (4,2 mag), 22:30 MESZ Vollmond, 5:00 MESZ Mond 3 Bogenminuten südlich Beta Scorpii, 22:23 MESZ 9-Metis (10,9 mag) 44 Bogensekunden südwestl. SAO 79991 (6,4 mag), Krebs, 4:00 MESZ Planetenkette im Westen, Abendhimmel Merkur 6 Grad westl. Venus
Letztes Viertel, 9:16 MESZ Merkur am Abendhimmel, 22:00 MESZ Eta-Aquariiden, Meteorstrom-Maximum bis 60/Std., 3:30 MESZ Venus 2 Grad nördl. Saturn, 22:15 MESZ Venus 18 Bogenminuten nördl. Mars, 22:20 MESZ Neumond, 12:45 MESZ Mond 3 Grad südl. Merkur, 21:45 MESZ Mond 1 Grad südl. Mars, 21:53 MESZ Mond 3 Grad südwestl. Venus, 21:53 MESZ Mond 4 Grad östl. Jupiter, 22:00 MESZ Erstes Viertel, 21:24 MEZ Mond 3,5 Grad nördl. Regulus, 1:00 MESZ 6-Hebe (9,6 mag) 2,9 Bogenminuten südl. V Aquilae (6,7 mag), 2:30 MESZ Vollmond, 13:51 MESZ Venus 18,5 Bogenminuten südl. Epsilon Geminorum (3,0 mag), 23:00 MESZ
Letztes Viertel, 2:05 MESZ Venus 1,6 Grad nördl. Jupiter, 24:00 MESZ 15-Eunomia (9,9 mag) 2,3 Bogenminuten östl. 3 Piscium (6,2 mag), 3:00 MESZ Pluto 2 Bogenminuten nördlich SAO 160261 (6,9 mag), in Ophiuchus, 0:23 MESZ, Pluto (13,7 mag) in Opposition Neumond, 1:46 MESZ Planetenkette am Abendhimmel: Mars, Mond, Jupiter, Venus, 22:00 MESZ Mond 50 Bogenminuten nordwestl. Venus Mond 6 Grad südöstl. Pollux, 22:50 MESZ Mond 5 Grad nordwestl. Regulus, 24:00 MESZ Mond bedeckt Ny Virginis (4,2 mag), 22:12 MESZ Erstes Viertel, 2:29 MESZ Mond bedeckt 74 Virginis (4,8 mag), ca. 23:30 Uhr MESZ Mond 5 Grad nordöstl. Spica, 1:28 MESZ Sommeranfang, 15:24 MESZ Mond 5 Grad nordwestl. Antares, 2:00 MESZ Vollmond, 23:42 MESZ Halbschatten-Mondfinsternis, 23,5 %, 23:27 MESZ kürzeste Vollmondnacht 2002 streifende Sternbedeckung d. d. Mond: SAO 164827 (6,4 mag) im Wassermann, Nordpol, Grenzlinie = Zürich-Fürth-Dresden, ca. 2:45 MESZ
6-Hebe (8,8 mag) in Opposition im Sternbild Schild Letztes Viertel, 19:19 MESZ 7-Iris (9,2 mag) 1,4 Bogenminuten nordwestl. 60 Aquarii (5,9 mag), 24:00 MESZ Mond 6 Grad nordwestl. Aldebaran, 4:30 MESZ Mond 4,8 Grad nordwestl. Saturn, 4:00 MESZ Neumond, 12:26 MESZ Mond 4 Grad nordöstl. Venus, 22:45 MESZ Mond 7 Grad nordöstl. Regulus, 22:45 MESZ Mond 7 Grad nördl. Spica, 0:30 MESZ
Erstes Viertel 6:47 MESZ
20.
Mond 6 Grad nordöstl. Antares, 23:00 MESZ
23.
29-Amphitrite (9,3 mag) in Opposition im Sternbild
Schütze
24.
Vollmond, 11:07 MESZ
28.
Südl. Delta-Aquariiden, Meteorstrom bis 20/Std., 3:00
MESZ
29.
Mond bedeckt 33 Piscium (4,6 mag), ca. 3:10 - 4:30
MESZ
August 1.
4. 5. 6.
8. 12. 15. 20. 23. 24. 29. 31.
Letztes Viertel, 12:22 MESZ Mond bedeckt Xi1 Ceti (4,5 mag), ca. 1:20-2:20 MESZ Ende Mondbedeckung von 64 Ceti (5,6 mag), ca. 1:20 MESZ Neptun in Opposition (Steinbock) Ende Bedeckung HU Tauri (SAO 76680, 5,7 mag) durch den Mond, ca. 2:15 MESZ Mond nördl. Saturn, 4 :00 MESZ streifende Sternbedeckung durch den Mond: SAO 78557 (6,4 mag) im Wassermann, Nordpol, Grenzlinie = Bruxelles-Bremen-Hamburg-Lolland, ca. 4:00 MESZ Neumond, 21:15 MESZ Perseiden, Meteorstrom bis 200/Std., 5:00 MESZ 2-Pallas (9,4 mag) in Opposition im Delphin Erstes Viertel, 12:12 MESZ Uranus (5,7 mag) in Opposition im Steinbock Vollmond, 0:29 MESZ 7-Iris (7,7 mag) in Opposition im Wassermann 2-Pallas (9,5 mag) 3,5 Bogenminuten östl. Kappa Delphini (5,2 mag), 23:00 MESZ Letztes Viertel, 4:31 MESZ
September 2.
5. 7. 13.
14.
19. 20. 21. 28. 23. 24. 26. 29.
30.
Ende Bedeckung des Sternhaufens M 35 durch den Mond, Zwillinge, ca. 2:30 MESZ Mond bedeckt 5 Geminorum (5,8 mag), ca. 2:30-3:25 MESZ Jupiter 1 Grad südl. Sternhaufen Praesaepe (M 44) im Krebs, 4:30 MESZ Neumond, 5:10 MESZ Erstes Viertel, 20:08 MESZ Mond bedeckt Theta Ophiuchi (3,2 mag), ca. 21:2022:20 MESZ Uranus 5,3 Bogenminuten südl. My Capricorni (5,2 mag), 22:00 MESZ 15-Eunomia (8,0 mag) in Opposition im Pegasus Mond bedeckt Tau1 Aquarii (5,7 mag), ca. 23:00-0:10 MESZ Mond bedeckt Tau2 Aquarii (4,0 mag), ca. 0:40-1:55 MESZ Vollmond, 15:59 MESZ 18-Melpomene in Opposition (7,8 mag), Walfisch Herbstanfang, 6:55 MESZ Mond bedeckt Xi Arietis (5,5 mag), ca. 21:45-22:45 MESZ 1-Ceres (7,7 mag) 2,7 Bogenminuten nördl. 32 Ceti (6,6 mag), 4:30 MESZ Letztes Viertel, 19:03 MESZ Neptun (7,9 mag) 2,0 Bogenminuten südl. SAO 163811 (7,1 mag) im Steinbock, 22:00 MESZ, ebenso 30.9. streifende Sternbedeckung durch den Mond: SAO 78828 (7,4 mag) in den Zwillingen, Nordpol, Grenzlinie = Luxemburg-Frankfurt-Gotha-Leipzig, ca. 4:30
MESZ streifende Sternbedeckung durch den Mond: 37 Geminorum (5,8 mag) in den Zwillingen, Nordpol, Grenzlinie = Colmar-Tübingen-Regensburg, ca. 5:40 MESZ
Name
Vorname
Bannuscher
Dietmar
Berthold
Gerald
Binnewies
Stefan
Bleiziffer
Bernd
Bojarra
Udo
Bolz
Lukas
Bredner
Eberhard H. R.
Bresseler
Peter
Bromme
Heiko
Caronti
Giovanni
Celnik
Werner E.
Dehning
Andreas
Diederich
Hans Günter
Eberle
Roland
Ehmann
Dietrich
Eisenhauer
Stephan
Enzlein
Frank
Federspiel
Martin
Fisch
Frederico Juan
Fleischer
Iris
Fuchs
Christian
Gährken
Bernd
Glahn
Uwe
Griesser
Markus
Guthier
Otto
Güths
Torsten
Hänel
Andreas
Hasubick
Werner
Heins
Rüdiger
Hinz
Wolfgang
Holl
Manfred
Hoppe
Michael
Husar
Dieter
Jahreis
Oliver
Janke
Steffen
Johannsen
Claudia
Keller
Philipp
Kammerer
Andreas
Kerner
Heinz
Kleisa
Manfred
Klös
Oliver
Klüven
Marko
Koch
Volkmar
Korth
Stefan
Kowolik
Silvia
Lehmann
Gerhard
Lehmann
Reinhard
Leue
Hans-Joachim
Lichtblau
Christoph
Lütken
Hartwig
Mannoff
Rainer
Masche
Andreas
Messer
Stefan
Meyer
Maik
Moser
Jens
Mushardt
Michael
Nikolai
Andre
Reitemeier
Bernd
Riepe
Peter
Rimkus
Matthias
Robitschek
Richard
Sorgenfrey
Wolfgang
Sparenberg
Rainer
Sperberg
Ulrich
Sprungmann
Dirk
Steinicke
Wolfgang
Tomsik
Harald
Walther
Gerhart
Weis
Christian
Wendel
Volker
Wunder
Edgar
Zellhuber
Herbert
Zunker
Andreas
Straße
PLZ
Burgstr. 10
56249
Dr.-Salvador-Allende-Str. 212 09119
Kutzbach 10
53804
Hintenmeiswinkeler Weg 158 42657
Rische 44
34431
Fanningerstr. 70
10365
Ginsterweg 14
59229
Kiebitzweg 8
21407
Geißbergstr. 24
97877
Deichstr. 17
76275
Graudenzer Weg 5
47495
Ahornweg 2
29565
Inselstr. 16
64287
Rheinstr. 22
68642
Steegenkamp 4
28857
Hanse-Lucke 4
64395
Biberstr. 9b
16356
Benzhauserstr. 21
79232
Sandstr. 102
40789
Pferdskopfweg 8
36088
Zeitlarner Str. 29
93197
Am Holzbach 41
33378
Straße der Freundschaft 21 37339
Breitenstr. 2
CH- 08542
Am Tonwerk 6
64646
Keltenweg 21
61231
Am Sportplatz 7
49124
Fischerweg 24
86807
Adolf-Köster-Damm 54
21035
Irkutsker Str. 225
09119
Friedrich-Ebert-Damm 12a 22049
Schröderweg 54
42477
Himmelsmoor 18
22397
Berlinstr. 92
55411
An der Wuhlheide 197
12459
Steegenkamp 4
28857
Kornweg 9a
93080
J.-G.Breuer Str. 28
76275
Gerdehaus 11
29328
Pickartzend 7 b
41812
Waldallee 7.22
65817
Ernst-Holst-Str. 4
23795
Alpenstr. 26
86807
Pullerweg 8a
40670
Ort Herschbach Chemnitz Much Solingen Marsberg-Giershagen Berlin Ahlen-Dolberg Deutsch-Evern Wertheim-Reichholzheim Ettlingen Rheinberg Wriedel Darmstadt Bürstadt-Bobstadt Syke Brensbach Eiche March-Holzhausen Monheim Hünfeld Zeitlarn Rheda-Wiedenbrück Worbis Wiesendangen Heppenheim Bad Nauheim Georgsmarienhütte Buchloe Hamburg Chemnitz Hamburg Radevormwald Hamburg Bingen Berlin Syke Pentling Ettlingen Fassberg Erkelenz Eppstein Groß Rönnau Buchloe Meerbusch
Persterstr. 6h Gansbichlstr. 10 Bergstr. 13 Kurt-Schumacher-Str. 1 Behnstr. 13 Geroldsäckerweg 41 Stürtzelstr. 3 Hauptstr. 47 Johann-Strauß-Str. 26 Markusstr. 7 Alfelder Str. 22 Plangasse 10 Nitschestr. 117 Lortzingstr. 5 Karl-Arzet-Str. 5 Via-Alberti 5 Am Durbach 62 Humbusch 60 Südbockhorn 59 Im Lichtenbruch 58 Gottenheimerstr. 18 Haselnußweg 15 Steinstr. 3 Nordring 78 Ruchheimer Str. 1 Heidelberger Str. 16 Kreuzeckstr. 1 Auf dem Wasen 14
09430 86807 27729 65760 22767 76139 79106 65719 65779 50259 31008 71263 44879 44789 79540 I-20149 77652 45721 29410 45527 79224 45770 64367 35614 67112 69207 82380 71640
Drebach Buchloe Hambergen Eschborn Hamburg Karlsruhe Freiburg Hofmheim am Taunus Kelkheim Pulheim-Sinnersdorf Elze Weil der Stadt Bochum Bochum Lörrach Milano Offenburg Haltern Salzwedel Hattingen Umkirch Marl-Sinsen Mühltal Werdorf Mutterstadt Sandhausen Peisenberg Ludwigsburg
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